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ContenidoCapítulo 2: Origen del universo y abundancia de los elementos.
2.1. Cosmoquímica.
2.2. La Nucleosíntesis.
2.3. Meteoritos.
2.3.1. Condritas.
2.3.2. Meteoritos diferenciados.
2.3.3. Mineralogía del meteorito.
2.4. Edad y composición isotópica del sistema solar.
2.4.1 Datación de los meteoritos.
2.4.2. Edad y origen de meteoritos en exposición a la radiación cósmica.
2.4.3. Anomalías isotópicas en meteoritos.
2.5. Formación del sistema solar.
2.6. Formación de los planetas.
2.7. La Luna.
Cosmoquímica
Etimología:
Desde cosmo + química.
La ciencia que trata de la creación de los elementos, asícomo su distribución isotópica, en el universo; también con lasíntesis y reacciones de moléculas simples en el espaciointerestelar
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¿Las concentraciones elementales en la Tierra son las mismasque en el sistema solar y en el universo?
¿Porqué la Tierra consiste principalmente en Mg, Si, O y Fe?
¿Porqué no Ti, F y Au?
Cosmoquímica
La cosmoquímica tiene como objetivo la compresión de la distribución yabundancia de elementos en el sistema solar, y, a un menor grado, elcosmos.
La composición de la Tierra es única: similar (Mercurio, Venus, Marte y laLuna).
Herencia común con el resto del sistema solar.
El universo tendría una composición aproximadamente similar a la de nuestrosistema solar, dominada por hidrógeno y helio y en menor cantidad C, O, Mg,Si, Fe
Cosmoquímica
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La composición única de la Tierra es producto de tres juegos de procesos.
Proceso responsables de la creación de elementos.
Proceso responsables de la creación del sistema solar (S.S.).
Proceso responsables de la creación de la Tierra.
Meteoritos registro de la formación del S.S. y de los planetas.
Cosmoquímica
La Nucleosíntesis
Es el proceso de creación de los elementos.
Observación de las concentraciones de los elementos (y sus isótopos)en los meteoritos y de las observaciones en las estrellas y los objetosrelacionados.
10 a 20 Ga Big Bang universo expandiendo, enfriando yevolucionando.
En el principio el universo tenia contenida toda la masa y energía quehay ahora, pero prácticamente en un punto.
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La materia en el universo está organizada en “Jerarquía de cuerposcelestes” listado en el siguiente orden decreciente
A una escala subatómica el espacio entre las estrellas y las galaxias está lleno con rayoscósmicos (partículas nucleares energéticas) y Fotones (luz).Las estrellas son las unidades básicas en la jerarquía de cuerpos celestes dentro de lascuales la materia permanece envuelta por reacciones nucleares. Muchos millones deestrellas están agrupadas para formar una galaxia, y un gran número de ellas estánasociadas dentro de grupos de galaxias.
Las estrellas
Las estrellas brillan debido a las reacciones nucleares exotérmicas que se danen sus núcleos.
Las estrellas pueden tener compañeros estelares o pueden tener orbitandoplanetas, incluyendo cometas con órbitas excéntricas.
En una escala, aún más pequeña, el espacio entre las estrellas contiene nubesde gas y partículas sólidas. El gas está compuesto principalmente por H y He,que fueron producidos durante la expansión inicial del universo.
Además el medio interestelar contiene elementos de más alto número atómicoque fuera sintetizado por reacciones nucleares en el interior de las estrellas yque han explotado.
Un tercer componente consiste en los compuestos de H y C.
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La evolución de una estrella puede describirse por la especificación de suluminosidad y temperatura de la superficie.
La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa y su temperatura desuperficie o color es un indicador del volumen.
Cuando una nube se contrae su temperatura comienza a incrementarse ycomienza a irradiar energía en la parte infrarroja y visible del espectro. Comola temperatura en el núcleo de la nube de gas se aproxima a 20 x 106 K, laproducción de la energía por fusión del hidrógeno llega a ser posible, y unaestrella nace.
Los gigantes azules tienen alta luminosidad y muy alta temperatura desuperficie. El Sol es una estrella de masa intermedia y tiene una temperaturasuperficial de 5800 K.
Las estrellas
Considerando su color (temperatura de su superficie), de caliente a fría su clasificación es:
O, B, F, G, K, M con subclases designadas por números (e.j. F5)
“O Be a Fine Girl, Kiss Me”
El sol es clase G.
Las estrellas
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Las estrellas también se dividen en poblaciones:
Población I: segunda o posterior generación. > contenido de elementos pesados que las de Población II.
En el disco principal de la galaxia.
Población II: viejas, de primera generación.
Racimos globulares que rodean el disco principal.
Las estrellas
Por su tamaño las estrellas son:
- Enanas Rojas (más pequeñas que el Sol)
- Como el Sol
- Gigantes rojas (5 veces más grandes que el sol)
- Gigantes azules.
Las estrellas
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Diagrama Hertzsprung – Russell
Estrellas definen una correlación inversa (secuenciaprincipal).
Estrellas calientes emiten más energía (másluminosas) que las estrellas frías.
Las estrellas calientes son grandes, las estrellas fríasson pequeñas.
Producen energía por la “combustión delhidrógeno” (fusión del hidrógeno para producirhelio).
Las estrellas, > 100 masas solares 106 años. Laspequeñas, 0,01 masas solares > 1010 años.
Se producen algunos procesos importantes de transformación en las estrellas, cuandola temperatura alcanza 100 M °K se produce la fusión del He por medio del “procesotriple Alpha” y tres núcleos de He se convierten en uno de C12.
El tiempo que toman las estrellas para consumir su combustible es inversamenteproporcional a su tamaño, a medida que poseen mayor masa (Gigantes azules, 10x106
años) el tiempo es menor que el una Enana Roja (10.000x106 años).
En su estadío final una estrella, dependiendo de su masa, puede tener la siguienteevolución:
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Hipótesis poligénica de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle
Aspectos a remarcar
Isótopos mas livianos son los mas abundantes
Isótopos del Li, Be y B can bajas abundancias
Entre A = 12 (C) y 40 (Ca) pendiente decreciente con el efecto par-imparsuperpuesto
Pozo entre 41 < A < 50 (V)
Pico simétrico entre 45 (Sc) < A < 67 (Zn) con máximo en A=56
Cambio de pendiente en la caída luego del pico de 56Fe en A ~ 70 (Ga).Luego caída abrupta hasta A ~ 100 (Ru), estabilización hasta A ~140 (Ce),nueva caída hasta A ~ 150 (Sm), estabilización hasta A ~180 (Ta), paraincrementar hasta A ~ 209 (Bi).
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La física de partículas
Sustancias básicas: elementos
Elementos son distintas especies de átomos
Átomos constituídos porNúcleo: protones (p+)
neutrones (n0)
Electrones (e-)
Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas
AntimateriaA toda materia se asocia antimateria
electrón – positrón
protón – antiprotón
neutrón – antineutrón
MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN
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Subestructuras
Hipótesis poligénica de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle
1. Contenido de isótopos y elementos en el cosmos.
2. Experimentos en reacciones nucleares que determinan que reacciones son posiblesbajo condiciones dadas.
3. Inferencias sobre los posibles sitios de nucleosíntesis y sobre las condiciones queprevalecen en esos sitios.
Formación de los elementos:
- Big Bang
- Se formaron después.
Varios mecanismos que operan en medios diferentes y en momentos diferentes para lacreación de los elementos en sus contenidos observados.
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Cuatro fases de nucleosíntesis:
Nucleosíntesis cosmológica (primordial). H, He…. Li
Nucleosíntesis estelar. Elementos más ligeros y una fracción de los pesados. Fases finales de evolución de las estrellas.
Nucleosíntesis explosiva. Supernova.
Nucleosíntesis galáctica. Li y Be.
Hipótesis poligénica de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle (1957)
Nucleosíntesis: modelo por el cual se conforman los núcleos de los átomos.
Para que la nucleosíntesis se produzca se necesitan dos factores primordiales que son unagran densidad y una alta temperatura.
Nucleosíntesis cosmológicaEl más elemental es el sucedido al comienzo del universo y conocido comonucleosíntesis primordial. Esta se produjo durante los 100 a 300 segundos delnacimiento del universo, momento en el que la densidad y temperatura bajó losuficiente para que se pudieran formar núcleos de hidrogeno, helio (los dossuponían el 99.999… % de todo el material formado) y una cantidad residual delitio y berilo.
Una vez creado todo este hidrogeno y helio, el universo siguió expandiéndose.Poco a poco se formaron zonas de mayor densidad que dieron origen a lasgalaxias y posteriormente a estrellas.
Estas primeras estrellas debieron ser enormes gigantes que consumíancantidades ingentes de hidrogeno mediante reacciones de fusión nuclear (noconfundir con fisión).
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Después del Big Bang 1010 °K con lo que algunos protones y electrones existieron en equilibrio:
Tardó el universo otros 3 minutos en enfriarase a 109 H2
Nucleosíntesis cosmológica
Big Bang H, He y Li. Tras unos 700.000 años el universo se había enfriado a 3000 K, lo bastante fríocomo para que los electrones se uniesen a los núcleos, formando átomos.
Nucleosíntesis en interiores estelares
Protogalaxias 0,5 Ga después del Big Bang estrellas
Nucleosíntesis en el interior de las estrellas (6 g/cm y 10 a 20 millones de K)nucleosíntesis quemando hidrógeno, o proceso pp.
Ciclo del CNO
Las estrellas que queman H, He y C
C: comocatalizador nuclear,ni se produce ni seconsume.Consumo de 4protrones y 2positrones paraproducir unneutrino, un pocode energía y unnúcleo de He4
Si la estrella (gigante roja) 108 K y 104 g/ cc en el núcleo de He:
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Formación de Helio en el interior de las estrellas
Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol:T~107K ρ ~ 105 kg/m3
Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M
La cadena protón-protón (p-p)
El Ciclo CNO
106 años
7 mins
2x105 años
3x107 años
2 mins
104 años
Tasas de reacción
Las tasas de reacción son para T ~ 2x107
K.Para T~109K, la reacción se hace explosiva.
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Formación de Carbono
4He
4He
4He
8Be
8Be
12C
La reacción triple α
para T > 108 Kρ > 108 kg m-3
He O, menores cantidades de Ne20 y Mg24 (fase de gigante roja), Li, Be y B son saltados.Estrellas de masa intermedias:
N14 puede convertirse en Ne22.
Na, Al, P, S, K son sintetizados en este momento
y en el proceso siguiente de combustión del Ne.
Nucleosíntesis en interiores estelaresLas estrellas que queman H, He y C
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Combustión del Si 109 K y 107 g/cc, < de una semana.
Los elementos del grupo del Fe también pueden ser sintetizados por el proceso – e en las supernovas Tipo I.
Nucleosíntesis en interiores estelaresEl proceso – E (equilibrio)
El colapso final
Por estar el 56Fe en el pico de la curva de energía de ligadura por nucleón, la fusión noavanza mas allá de ese límite. Al desaparecer la presión de radiación por falta demecanismo de generación de energía, la estrella colapsa.Si T > 1010K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p+,n0 y e-.Para una estrella 20 M :
10 millones de años quemando H1 millón de años quemando He1000 años quemando C1 año quemando Ounos días quemando Si< 1 seg colapsa el núcleo reconviertiendo todo nuevamente a p+,n0 y e-
La neutronización
produce la liberación de un intenso flujo de neutrinos y la formación de una estrella deneutrones. Se alcanzan densidades de 1017 – 1018 kg m-3.
p+ + e- n0 + neutrino
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La captura de neutrones y la producción de elementos pesados
Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s.
La captura de neutrones se divide en dos clasesEl proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el núcleo producidodecae a un núcleo estable antes que ocurran nuevas capturas. Produce núcleoscon pocos neutrones.
El proceso r : Captura de neutrones rápida (rapid), donde el flujo de neutrones estan intenso que el núcleo captura muchos neutrones antes de decaer. Producenúcleos con exceso de neutrones.
Estrellas de segunda y posterior generación que contienen elementos pesados,pueden operar todavía otro proceso nucleosintético.
Fase de gigante roja:
Los neutrones son capturados por núcleos para producir sucesivamente elementosmás pesados.
Un núcleo pude capturar sólo un neutrón cada mil años
Nucleosíntesis en interiores estelaresEl proceso – S (captura lenta del neutrón)
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El proceso s
Captura de neutrón
El núcleo inestable aumen-ta su Z por decaimiento β
La secuencia de procesos s tiene una terminación enel 209Bi, que es el núcleo estable mas masivo. Lacaptura de neutrones por el 209Bi, lleva a undecaimiento por emisión de una partícula α y laformación de 206Pb.
(Z, A) + n (Z, A+1) + γ
(Z, A+1) (Z+1, A+1) + e- + ν
Los números mágicosElementos con número de neutrones (N) o
protones (Z) iguales a 28, 50, 82 o 126 son masestables que el resto y presentan abundanciasmayores.
Cuando alcanzamos unnúmero mágico por capturade neutrones (proceso s), sehace poco probable capturarnuevos neutrones.
Estos números son un efectode la mecánica cuántica enforma análoga a la estabilidadquímica que se logra cuandose completa una cáscara deelectrones en los gases nobles.
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Nucleosíntesis estelar la cual se produce en las últimas fases de vida de una estrella, cuando la cantidadde hidrogeno y helio empiezan a escasear y comienza a comprimirse el núcleo de la estrella.
Una vez consumido el helio presente por fusión, en la estrella nos encontramos con elementos de bajonúmero atómico y entre ellos, tres que serán importantes en fases posteriores de fusión: el carbono (6), eloxigeno (8) y el neón (10).
El carbono posee una temperatura “baja” de fusión (600 millones de grados Kelvin) y al producirse unacontracción de la estrella, esta aumenta de densidad y favorece la fusión de este elemento,produciendo sodio, magnesio, neón, oxigeno y algo de silíceo.
El neón comenzara su fusión cuando el carbono se agote al aumentar la temperatura y la densidad de laestrella por una nueva fase de compresión. En los siguientes 10 años se produce magnesio y oxigeno.
El turno del oxigeno llega cuando el neón escasea y se produce un nuevo aumento de temperatura ydensidad. En esta nueva fase, el oxigeno se fusiona para dar lugar a azufre, calcio, titanio y sobre todosilíceo. Todo este proceso solo dura un mes.
Cuando el núcleo de la estrella se comprime aún más y aumenta todavía más su densidad, el silicioproducido en la fase anterior se fusiona produciendo una reacción que llevará a la creación de átomosde hierro (número atómico 26), el más estable de los elementos y el último en producirse antes delestallido de la estrella, que solo ha logrado sobrevivir por un día más.
Pero que una estrella muera produciendo una supernova no quiere decir que no se produzcan máselementos. El último elemento que se produce de manera natural es el uranio y se genera durante estafase de nucleosíntesis explosiva.
Nucleosíntesis en interiores estelaresLas estrellas que queman H, He y C
Nucleosíntesis explosiva
Una vez el núcleo estelar ha sido convertido principalmente en Fe, se alcanza una fase crítica.
Fotodesintegración:
LA fotodesintegración produce un gran número de neutrones libres (y protones) proceso r.
Creación de un gran número de neutrinos por aniquilación positrón – electrón.
Entre la destrucción de una estrella se producen nuevos procesos nucleosintéticos, produciendo Ne explosivo, O y quemando C estos procesos producen isótopos de S, O, Ar, Ca, Ti, Cr y algo de Fe.
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Nucleosíntesis explosivaProceso – R (captura rápida del neutrón)
Los núcleos capturan neutrones a gran velocidad. El resultado es queresultan núcleos inestables ricos en neutrones.
Se desintegran en nuevos nucleidos que son estables y capaces decapturar más neutrones.
Es el principio del mecanismo para construir núcleos más pesados.
Límite: núcleos con A > 90, núcleos pesados se fisionan en diversosfragmentos ligeros.
1 – 100 s durante la cresta de la explosión de la supernova.
Tiende a formar los isótopos más pesados de un elemento dado.
Nuevamente los números mágicos actúan como cuellos de botella paratrepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un número mágico,se vuelve estable y luego tiene un decaimiento β.
Nucleosíntesis explosivaProceso - R
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Nucleosíntesis explosivaProceso – P (captura del protón)
Es responsable de los isótopos más ligeros de un elemento dado.
Probabilidad de captura del protón mucho menor que del neutrón.
Isótopos menos abundantes.
Existen 35 núcleos que no son explicable
su formación por los procesos s y r
(92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,...)
Solución: El proceso p
Tipos de procesos p
Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principal
Núcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufrenreacciones tipo (γ,n0), que los vuelven ricos en p+. Luegocomienzan una cascada de reacciones (γ,p+) y (γ,α) , que los“funden” hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rápido, lacaída hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia denúcleos ricos en p+ (los núcleos tipo p).
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Nucleosíntesis en el espacio interestelar
Li, Be y B no se producen en cualquiera de las situacionesanteriores.
Se cree que están formados por interacciones de rayos cósmicoscon gas y polvo interestelares.
Reacciones de H1 y He4 con C, N y núcleos de O.
Estas reacciones ocurren a altas energías pero a temperaturasbajas en donde puedan sobrevivir.
