La composición de los hielos cometarios

Introducción

Los cometas se encuentran entre los objetos más primitivos del Sistema Solar. La composición química de sus hielos es representativa de la composición molecular de las regiones exteriores de la nebulosa solar (el disco protoplanetario solar) donde se formaron, hace 4,6 Gyr. Esta composición química debería proporcionar información sobre las condiciones de formación y evolución del Sistema Solar temprano .

Una cuestión central es el grado en que los volátiles se heredan de la nube molecular madre, o si la química se restablece como parte de la evolución típica del disco . Otra pregunta es si nuestro Sistema Solar, o cualquiera de sus características, es común o una rareza. Las identificaciones moleculares en discos protoplanetarios siguen siendo escasas, aunque el progreso continúa, como lo demuestra la reciente detección de CH3CN y CH3OH (también constituyentes de hielos cometarios) utilizando el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) .

Se ha identificado un gran número de moléculas en atmósferas cometarias, tanto a partir de observaciones terrestres como espaciales, incluidas investigaciones in situ de atmósferas cometarias. Esto incluye moléculas orgánicas grandes, que también se observan en regiones de formación estelar. Las abundancias moleculares relativas al agua medidas en la coma muestran fuertes variaciones de cometa a cometa (por ejemplo), y también varían a lo largo de las órbitas de los cometas (por ejemplo). Esta diversidad química puede reflejar diferentes condiciones de formación en la nebulosa solar primitiva, aunque surgen preguntas sobre la medida en que las abundancias medidas en atmósferas cometarias son representativas de la composición primitiva de los hielos del núcleo.

Este artículo presenta una breve revisión de las abundancias moleculares medidas en atmósferas cometarias a partir de observaciones espectroscópicas de teledetección. Actualiza las revisiones detalladas publicadas por Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley and Cochran et al. . Las investigaciones espectroscópicas han proporcionado información sobre 27 moléculas, sin contar los radicales ni los isotopólogos. Las mediciones con el espectrómetro de masas ROSINA a bordo de Rosetta dieron como resultado una gran cantidad de nuevas identificaciones moleculares en la atmósfera del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko (el zoológico cometario Rosetta, figura 1), que, con algunas excepciones, aún no se han publicado. Los resultados publicados son las detecciones de ROSINA de N2 , O2 , glicina , CS2, S3, S4, CH3SH y C2H6S .

Investigaciones espectroscópicas de moléculas cometarias

Nuestro conocimiento actual de la composición de los hielos nucleares cometarios se basa esencialmente en investigaciones del coma. Las investigaciones directas de hielos en la superficie del núcleo solo son posibles desde una nave espacial. Los espectros del infrarrojo cercano de las superficies cometarias revelaron las firmas espectrales de hielo de agua, hielo de CO2 y de un material orgánico semivolátil que contiene el grupo químico COOH .

Un poco más de dos docenas de moléculas (sin incluir isotopólogos, iones moleculares, átomos y radicales) se han identificado en atmósferas cometarias a partir de observaciones espectroscópicas (figura 2). Estas identificaciones se obtuvieron mediante espectroscopia de radio (20-600 GHz) y de infrarrojo cercano, y, en menor medida, mediante espectroscopia ultravioleta (ver los detalles de la mayoría de las identificaciones espectroscópicas en ). La mayoría de las identificaciones se obtuvieron mediante observaciones de cometas excepcionalmente brillantes C / 1995 O1 (Hale-Bopp) y C/1996 B2 (Hyakutake). Los descubrimientos más recientes son el glicolaldehído (CH2OHCHO) y el etanol (C2H5OH), identificados en el cometa C/2014 Q2 (Lovejoy) a partir de líneas en el rango milimétrico . Aunque la mayoría de las moléculas se observan en longitudes de onda milimétricas, el dominio infrarrojo da acceso a moléculas sin momento dipolar, como CO2, CH4 y otros hidrocarburos simétricos. Observaciones en el rango de longitud de onda ultravioleta y visible muestras de firmas de radicales, átomos e iones que son fotólisis y productos químicos de moléculas madre liberadas de los hielos nucleares. Los espectros UV permitieron la identificación de S2 y mostrar fuertes firmas de CO. La tabla 1 proporciona una lista de 28 moléculas (distintas del H2O) identificadas en cometas y el rango de abundancias medidas en relación con el agua (véase la figura 2 para el número de cometas en los que se ha detectado cada molécula). Los dominios de longitud de onda, donde se observan las firmas moleculares, se indican en la tabla 1. Esta lista incluye CS, SO y NS, que de hecho son radicales. CS y SO son productos de foto disociación de CS2 y SO2, respectivamente. Sin embargo, los datos de ROSINA sugieren la liberación directa de SO del ciem nuclear . Se desconoce el origen del radical NS .

Abundancias moleculares y diversidad de composición

A partir de la composición de las atmósferas cometarias, los principales componentes de los hielos nucleares cometarios son el agua (aproximadamente el 80% en número), seguidos por el CO2, el CO, el CH3OH, el CH4, el H2S y el NH3 (figura 2). Una investigación de la abundancia de CO2 en 17 cometas utilizando el telescopio espacial AKARI muestra que el CO2 domina sobre el CO en la mayoría de los cometas . Las abundancias de moléculas madre cometarias detectadas por espectroscopia varían de menos de 0,01% a 20% en relación con el agua, y generalmente disminuyen con una complejidad creciente, excepto en el caso de los hidrocarburos (tabla 1). Algunas especies, como se ha demostrado observacionalmente para HNC y H2CO, pueden ser producidas por fuentes distribuidas de gases (por ejemplo, granos); véase la revisión reciente de Cochran et al. .

Dependiendo de la molécula, las abundancias varían en un factor de aproximadamente tres a 100 (para CO) entre cometas (tabla 1 y figura 2). La Figura 3 muestra histogramas de abundancias deducidas de observaciones de radio, considerando las clases dinámicas de cometas. La muestra incluye 46 cometas observados hasta 2015, e incorpora abundancias no publicadas . La diversidad química se observa tanto para los cometas de largo período que se originan en la nube de Oort (OCCs) como para los cometas de la familia de Júpiter (JFC) suministrados por el disco disperso transneptuniano (figura 3). La Figura 3 muestra que, cuando la muestra de cometas se hace más grande, la distribución de abundancias se aproxima a una distribución gaussiana sin agrupación de cometas de acuerdo con su origen dinámico. Del mismo modo, no se observan pruebas de una diferencia en la abundancia de CO2 entre los JFC y los cometas de largo período . En resumen, la muestra disponible de abundancias moleculares sugiere que los OCCS y los JFC tienen la misma distribución de composición, excepto en lo que respecta al CO, que está presente en baja abundancia en todos los JFC observados hasta el momento. Esto confirma estudios anteriores basados en una muestra más pequeña . La diversidad química es consistente con los cálculos dinámicos en el marco del modelo de Niza, que sugiere que tanto la nube de Oort como el disco disperso estaban poblados con cometas formados en las mismas regiones del Sistema Solar .

Se ha argumentado que los cometas podrían agruparse en tres clases de composición, basadas en la abundancia de compuestos orgánicos . Sin embargo, un análisis estadístico usando técnicas de análisis de componentes principales y modo G llevado a cabo por nosotros basados en una docena de cometas y seis moléculas observadas en la radio y en el infrarrojo no arrojó un agrupamiento estadísticamente significativo. Más recientemente, Dello Russo et al. se presentó un análisis sistemático de las relaciones de mezcla con respecto al H2O para ocho especies (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 y CO) medidas con espectroscopia infrarroja de alta resolución en 30 cometas entre 1997 y 2013. Este estudio sugiere que las proporciones de abundancia en relación con el agua presentan un agotamiento general en los JFC en comparación con los cometas de largo período. Se observan correlaciones positivas a moderadas entre especies. Un análisis de conglomerados produjo cuatro grupos y 11 subgrupos. Sin embargo, es necesario aumentar el tamaño de la muestra para confirmar estas clases compositivas emergentes.

La diversidad química entre cometas se demostró por primera vez a partir de observaciones espectroscópicas y espectrofotométricas de especies de productos (véase la revisión de ). Las especies de productos son mucho más fácilmente observables que las moléculas madre, por lo que se han obtenido mediciones de abundancia para un gran número de cometas. A partir de un estudio de radicales (OH, CN, C2, C3, NH) en 85 cometas, A’Hearn et al. se infirió la existencia de dos clases de cometas, dependiendo de sus abundancias C2 y C3: cometas ‘típicos’ y cometas ‘agotados de carbono’. Encontraron que aproximadamente la mitad de los JFC están agotados en C2 y C3, pero la fracción de OCCS agotados en carbono es menor. En un estudio más reciente, Cochran et al. se encontró que dos tercios de los cometas agotados eran JFC, mientras que un tercio eran de largo plazo. Además, un porcentaje más alto de los JFC (37%) se agotó que el de los cometas de largo período (18,5%). Sobre la base de una muestra de 107 cometas observados y producidos de la misma manera, Schleicher & Bair encontró siete clases de cometas distintas en las tasas de producción de CN, C2 y C3 en relación con el OH.

Discusión

Una cuestión fundamental es si la diversidad observada en la composición de las atmósferas cometarias resulta de procesos evolutivos o es representativa de diversas condiciones de formación de núcleos cometarios. Hay que tener en cuenta varios puntos:

• — Las abundancias cometarias corresponden a las relaciones de la tasa de producción total, tomando como referencia el agua. Hay evidencia observacional de que los granos helados (casi) puros se liberan del núcleo cometario y podrían contribuir a la producción de vapor de agua. El mejor ejemplo es para el cometa 103P / Hartley 2, investigado por la misión EPOXI. Se han visto trozos de partículas heladas sublimando en su lado soleado en numerosas imágenes y se han detectado las firmas de hielo infrarrojas de granos de hielo puro micrométricos . La inusual morfología del coma de OH puede explicarse por la producción de agua a partir de granos helados . Otro ejemplo es el cometa C / 2009 P1 (Garradd). Los valores inconsistentes para las tasas de producción de agua derivados de observaciones con campos de visión pequeños (infrarrojos) y grandes (radio) (figura 4) se pueden conciliar con la presencia de granos helados sublimantes . Este proceso puede contribuir a la dispersión observada en abundancias cometarias.

• — Las tasas de producción total difieren de las tasas de producción local. La producción de gas sufre fluctuaciones diurnas durante la rotación del núcleo, que dependen de la molécula. Además, es posible que haya heterogeneidades de composición de núcleos. Para ilustrar, los mapas de H2O y CO2 de la coma interna de 67P adquiridos con el instrumento VIRTIS en Rosetta en 1.8-2.2 El preperielio de UA muestra una fuerte dicotomía entre las distribuciones de H2O y CO2 (figura 5), con H2O sublimado esencialmente de las regiones ecuatoriales y septentrionales iluminadas, y desgasificación de CO2 en cantidad del hemisferio sur pobremente iluminado . Según lo destacado por Fink et al. , la relación de la tasa de producción total de CO2/H2O derivada de estos mapas es una herramienta de diagnóstico deficiente para la producción local. Se observaron diferencias similares en las distribuciones de H2O y CO2 para 9P/Tempel 1 . Para el 67P, se entiende que son el resultado de las fuertes diferencias en las condiciones de iluminación experimentadas por los dos hemisferios a lo largo de la órbita del cometa debido a la fuerte oblicuidad del eje de giro. En el perihelio, se encontró que la distribución de H2O y CO2 era similar, con ambas moléculas liberándose esencialmente del hemisferio sur iluminado .

• — Las abundancias moleculares se miden en atmósferas cometarias. La medida en que son representativos de la composición del núcleo ha sido objeto de muchos estudios teóricos. Aunque los núcleos cometarios presentan una inercia térmica muy baja, se espera estratificación en la composición del hielo en el subsuelo después de la exposición al Sol, con las especies más volátiles residiendo en capas más profundas. Los modelos que investigan la evolución térmica y la desgasificación de núcleos cometarios muestran que los perfiles de desgasificación de moléculas cometarias dependen de numerosos factores, como la volatilidad de la molécula, la inercia térmica del material del núcleo, la naturaleza de la estructura del hielo de agua, la porosidad y la formación de polvo . También son importantes los efectos estacionales relacionados con la forma, las características orbitales y la oblicuidad del eje del espín . La Figura 6 , de Marboeuf & Schmitt, muestra la relación entre las tasas de producción y las abundancias en el núcleo del cometa para diferentes suposiciones sobre el estado de los hielos cometarios y cómo se atrapan los volátiles, y los diferentes espesores del manto. Para las moléculas menos volátiles, como el CO2, las abundancias relativas (a H2O) de especies en coma permanecen similares a la composición primordial del núcleo (desviación relativa inferior al 25%) solo alrededor del paso del perihelio (distancia heliocéntrica inferior a 2-3 UA), independientemente de la estructura del hielo de agua y la composición química, y siempre que el núcleo no esté completamente cubierto por un manto de polvo. Las abundancias relativas de moléculas altamente volátiles como el CO y el CH4 en la coma permanecen aproximadamente iguales a la composición del núcleo primitivo solo para los núcleos dominados por hidratos de clatrato. Alrededor del perihelio, en los casos de las estructuras cristalinas y amorfas de hielo de agua, las abundancias de las especies altamente volátiles liberadas por el núcleo son sistemáticamente más bajas (hasta un orden de magnitud) que los valores del núcleo sin procesar. No solo el recubrimiento de polvo, sino también la erosión del polvo son procesos que pueden afectar fuertemente las tasas de producción. Cerca del perihelio, la ablación superficial del manto de polvo puede llegar a ser importante, lo que mueve las interfaces de sublimación de especies moleculares más cerca de la superficie, y aumenta su tasa de producción y las proporciones de mezcla de coma en relación con el agua . Este proceso se propone para explicar el fuerte aumento en las relaciones de densidad de columna de CO2, CH4 y OCS observado en 67P de Rosetta unos días después del perihelio .

• — Algunos hechos observacionales podrían argumentar a favor de una diversidad primitiva. El cometa 73P / Schwassmann-Wachmann 3, un cometa de la clase de la cadena de carbono agotada, sufrió eventos de división. Si el agotamiento fuera solo un efecto evolutivo, de múltiples pasajes de perihelio, esperaríamos que se limitara principalmente a la superficie y el interior parecería típico. Sin embargo, se observó que los fragmentos tenían depleciones idénticas a las medidas antes de la división . Además, se midieron las mismas abundancias relativas en los dos fragmentos principales para varias especies observadas en el infrarrojo y la radio . Otro punto que aboga por una diversidad relacionada con el origen es la composición media y la diversidad de composición similares medidas para cometas de corto y largo período, incluso para especies altamente volátiles como H2S (la excepción es el CO, para el que se han medido altas abundancias solo en cometas de largo período). Desde este punto de vista, podríamos esperar que los cometas de corto período se vean más afectados por los efectos evolutivos.

Conclusión

Las instrumentaciones de radio e infrarrojo, junto con la aparición de cometas brillantes, han permitido la identificación de numerosas moléculas en atmósferas cometarias, mostrando un estrecho vínculo entre los volátiles en los cometas y los presentes en las regiones de formación estelar. La lista de moléculas cometarias identificadas está aumentando rápidamente debido a la misión Rosetta. La presencia de compuestos orgánicos complejos de tipo interestelar en cometas muestra que están hechos de material preservado sintetizado en las regiones exteriores de la nebulosa solar o en las primeras etapas de formación del Sistema Solar.

Se observa una fuerte diversidad en la composición de atmósferas cometarias. A excepción del CO, las dos clases dinámicas de cometas (JFC y OCCs) presentan la misma diversidad química en lo que respecta a las moléculas madre. Aún no está claro si la diversidad observada resulta solo de procesos evolutivos o es representativa (al menos en parte) de diversas condiciones de formación de núcleos cometarios. Esperamos que la misión Rosetta ayude a encontrar la respuesta a esta pregunta fundamental.

Contribuciones de los autores

D. B.-M. participó en la interpretación de los datos y escribió el artículo. N.B. realizó datos radioobservacionales y su análisis, proporcionó cifras y revisó el artículo. Ambos autores dieron la aprobación final para su publicación.

Intereses en conflicto

Declaramos que no tenemos intereses en conflicto.

Financiación

No recibimos financiación para este estudio.

Notas a pie de página

Una contribución de 14 a un número de reunión de debate “Ciencia cometaria después de Rosetta”.