Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko: Primera detección del oxígeno molecular en un cometa

28 de octubre de 2015

La Nave Espacial Rosetta de la ESA ha realizado la primera detección in situ de moléculas de oxígeno en desgasificación de un cometa, una observación sorprendente que sugiere que fueron incorporados en el cometa durante su formación.

 

Detección de Rosetta del oxígeno molecular en el cometa 67P/C-G. Crédito: Nave espacial: ESA/ATG medialab; cometa: Rosetta/ESA/NavCam – CC BY-SA 3.0 IGO; Datos: A. Bieler et al (2015)

 

Rosetta ha estado estudiando el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko para más de un año y ha detectado una gran cantidad de diferentes gases verterse de su núcleo. Vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono son los más prolíficos, con una gran variedad de otros nitrógeno, azufre y carbono-cojinete especies e incluso 'gases nobles' grabados.

 

El oxígeno es el elemento tercero más abundante en el universo, pero la versión más simple de molecular del gas, O2, ha demostrado ser asombrosamente difícil de localizar, incluso en la formación de nubes formadoras de estrellas, porque es altamente reactivo y fácilmente se rompe aparte para enlazar con otros átomos y moléculas.

 

Por ejemplo, los átomos de oxígeno pueden combinarse con átomos de hidrógeno en granos de polvo frío para formar agua, o un oxígeno libre partido de O2 por la radiación ultravioleta puede recombinar con una molécula de O2 al ozono (O3) de la forma.

 

A pesar de su detección en las lunas heladas de Júpiter y Saturno, O2 había estado desaparecido en el inventario de especies volátiles asociados a cometas hasta ahora.

 

"Nosotros no estábamos realmente esperando detectar O2 en el cometa y en tal abundancia alta – porque es tan químicamente reactivo, por lo que fue una sorpresa," comenta Kathrin Altwegg de la Universidad de Berna y el investigador principal de la Rosetta Orbiter espectrómetro de iones y análisis Neutral instrumento, ROSINA.

 

"También es imprevisto porque no hay muchos ejemplos de la detección de O2 interestelar. Y así, a pesar de que se debe se han incorporado en el cometa durante su formación, esto no es tan fácilmente explicada por modelos actuales de formación de Sistema Solar.

 

El equipo analizó a más de 3000 muestras recolectadas por el cometa entre septiembre de 2014 y de 2015 marzo para identificar el O2. Determinaron una abundancia de 1 – 10% H2O, con un valor promedio de 3.80 ± 0,85%, a un orden de magnitud superior a la predicha por los modelos que describen la química en las nubes moleculares.

 

La relación O2/H2O en el cometa 67P/C-G. Crédito: A. Bieler et al [2015]

 

La cantidad de oxígeno molecular detectada demostró una fuerte relación con la cantidad de agua medida en un momento dado, lo que sugiere que su origen en el mecanismo del núcleo y la liberación están vinculados. Por el contrario, la cantidad de O2 que vista mal fue correlacionada con monóxido de carbono y nitrógeno molecular, aunque tienen una volatilidad similar a O2. Además, no se detectó ningún ozono.

 

Durante el período de estudio de seis meses, Rosetta era entrantes hacia el Sol a lo largo de su órbita y que orbitan tan cerca como 10 a 30 km del núcleo. Pese a la menor distancia al Sol, la proporción de O2/H2O se mantuvo constante en el tiempo, y también no cambió con la longitud o latitud de Rosetta sobre el cometa.

 

Más detalladamente, la relación O2/H2O fue vista para disminuir la alta abundancia de H2O, una observación que puede ser influenciada por el hielo de agua superficial producido en el proceso de sublimación, condensación diaria observada.

 

El equipo explora las posibilidades para explicar la presencia y abundancia alta de O2 y su relación al agua, así como la falta de ozono, primero considerando fotólisis y radiolysis del agua de hielo sobre una gama de escalas temporales.

 

En la fotólisis, fotones rompen los enlaces entre las moléculas, mientras que radiolysis implica fotones más energéticos o rápidos electrones e iones depositando energía en hielo e ionizante moléculas – un proceso observado en las lunas heladas en el Sistema Solar exterior y en los anillos de Saturno. Cualquier proceso puede, en principio, conducir a la formación y liberación de oxígeno molecular.

 

Radiolysis habrá funcionado sobre los miles de millones de años que el cometa pasó en el cinturón de Kuiper y condujo a la acumulación de O2 a pocos metros de profundidad. Pero estas capas superiores deben haberse todas, quitado en el tiempo desde que el cometa en su órbita interior del Sistema Solar, descartando como la fuente de O2 hoy.

 

Más reciente generación de O2 a través de la radiolysis y fotólisis por el viento solar las partículas y fotones UV debe sólo producirse en la parte superior algunos micrómetros del cometa.

 

"Pero si esto era la fuente primaria del O2 entonces esperábamos ver una disminución en la proporción de O2/H2O esta capa fue quitada durante el periodo de seis meses de nuestras observaciones", dice André Bieler de la Universidad de Michigan y autor principal del artículo que describe los resultados en la revista Nature esta semana.

 

"La generación instantánea de O2 también parece poco probable, ya debe conducir a variables de proporciones de O2 bajo condiciones de iluminación diferentes. En cambio, parece más probable que O2 primordial de alguna manera se incorporó en los hielos del cometa durante su formación y se muestra hoy con el vapor de agua".

 

En un escenario, O2 gaseoso primero se incorporaría en el hielo de agua en la primera etapa de nebulosa protosolar de nuestro Sistema Solar. Modelos químicos de discos protoplanetarios predicen que, alta concentración de O2 gaseosos podría estar disponibles en la zona de formación del cometa, pero el rápido enfriamiento de las temperaturas anteriores-173 ° C a menos de-243 ° C sería necesario que se formara un hielo de agua con O2 atrapados en granos de polvo. Los granos entonces tendría que incorporarse a el cometa sin ser alterados químicamente.

 

"Otras posibilidades incluyen el Sistema Solar se formó en una parte inusualmente cálida de una nube molecular densa, a temperaturas de 10-20° C por encima de los-263 ° C o tan típicamente esperada para esas nubes," dice Ewine van Dishoeck del Observatorio Leiden en Holanda, coautor del libro.

 

"Esto es aún consistente con las estimaciones para las condiciones de formación de el cometa en la nebulosa solar exterior y también con los resultados anteriores en el cometa de Rosetta con respecto a la baja abundancia de N2".

 

Alternativamente, radiolysis de granos de polvo helado podría haber ocurrido antes de acreción del cometa en un cuerpo más grande. En este caso, el O2 se mantendría atrapado en los huecos del hielo de agua sobre los granos mientras que el hidrógeno es difundido hacia fuera, evitando la reforma de O2 a agua, resultando en un mayor y estable nivel de O2 en el hielo sólido.

 

La Incorporación de tales granos de hielo en el núcleo podría explicar la fuerte correlación observada con H2O observada en el cometa hoy.

 

"Independientemente de cómo se hizo, el O2 fue protegido de alguna manera también durante la fase de acreción del cometa: esto debe haber sucedido con cuidado de evitar el O2 siendo destruidas por otras reacciones químicas," agrega Kathrin.

 

"Este es un resultado interesante para estudios dentro y fuera de la comunidad del cometa, con posibles implicaciones para nuestros modelos de la evolución del Sistema Solar," dice Matt Taylor, científico del proyecto de la ESA Rosetta.

 

Markus Bauer ESA Science and Robotic Exploration Communication Officer
Tel: +31 71 565 6799
Mob: +31 61 594 3 954
Email: markus.baueresa.intKathrin Altwegg
Principal investigator for ROSINA
University of Bern, Switzerland
Email: kathrin.altweggspace.unibe.ch
Andre Bieler
University of Michigan
Email: abielerumich.edu
Ewine van Dishoeck
Leiden Observatory, University of Leiden, the Netherlands
Email: ewinestrw.leidenuniv.nl
Matt Taylor
ESA Rosetta Project Scientist
Email: matt.tayloresa.int

Traducción: El Quelonio Volador