Origen y Evolución del Sistema Solar

QUIMICA INORGANICAMartha E. Sosa Torres

Características Generales

Movimiento controlado por gravedadPlanetas en órbitas coplanares, cuasi-circulares y en mismo sentidoSol concentra la masa del sistemaJúpiter concentra la masa de los planetas

¿Cómo se formó el Sol?

A partir de una nube de gas y polvo (nebulosa primitiva) que al girar se fue aplanando hasta tener forma de disco. En el centro se formó el Sol y como subproducto los planetas.

Regiones de formación planetaria

Nebulosa de Orión(cerca de las 3 Marías)

a) y b) la nebulosa solar se contraey aplana hasta formar un disco enrotación.c) los granos de polvo forman estructuras que chocan entre si y permanecen juntas, aumentando detamaño y formando objetos llamadosplanetesimales.e) los planetesimales continúan chocando y creciendo de tamaño.f) luego de cientos de millones de añosse forman los planetas en órbitas circulares .

Tres etapas de la formación

Planetesimales – objetos de hasta unos ~100 km de diámetro de formas irregularesEmbriones planetarios – objetos de algunos cientos de km que conviven en su zona con objetos similaresProto-planetas y planetas – lograron limpiar los remanentes de la formación en su zona de influencia gravitacional

El Sistema Solar hasta el 2006

El Sistema Solar de los ≥12 planetas

Los nuevos planetas según la propuesta

Name a (AU) ~ Size (km)

Mercury 0.39 4,880

Venus 0.72 12,100

Earth 1.0 12,700

Mars 1.5 6780

Ceres 2.8 950

Jupiter 5.2 139,800

Saturn 9.6 116,500

Uranus 19.2 50,700

Neptune 30.0 49,200

2004TY364 38.72 540

2002KX14 39.01 560

2002XV93 39.22 430

2003VS2 39.27 610

1999TC36 39.27 440

2001QF298 39.30 490

Orcus 39.34 1100

2003AZ84 39.45 710

Name a (AU) ~ Size (km)

Pluto 39.53 2300

Ixion 39.65 980

Huya 39.76 480

2005RN43 41.53 740

1995SM55 41.64 470

2002MS4 41.90 740

2004SB60 41.97 560

2004GV9 42.23 680

2002UX25 42.53 810

Varuna 42.90 780

2002TX300 43.11 800

1996TO66 43.19 540

2003OP32 43.24 650

2003EL61 43.31 2000

Quaoar 43.58 1290

2003QW90 43.65 560

1999CD158 43.69 410

1997CS29 43.87 410

Name a (AU) ~ Size (km)

2000CN105 44.65 430

1998WH24 45.56 450

2005FY9 45.66 1600

2004PR107 45.75 520

2003MW12 45.94 740

2002CY248 46.18 410

2002KW14 47.08 510

2002AW197 47.30 940

2002WC19 47.67 410

2003QX113 49.56 450

2003FY128 49.77 430

2001UR163 51.40 620

2002TC302 55.02 710

1999DE9 55.72 490

2004XR190 57.36 540

2000YW134 57.77 430

2003UB313 67.69 2400

2005RM43 89.73 560

Sedna 486.0 1800

La nueva lista de planetas de acuerdo a la propuesta de definición del CE

Extractado de webpage de M. Brown

El Sistema Solar a partir del 2006

Contenido

Las abundancias cósmicasLas partículas primordialesLa nucleosínstesis primordialEl interior de las estrellasEtapas explosivas y la formación de los elementos pesados

Abundancias solares

Abundancias en el Sol y

meteoritos

Abundancia del HelioResumen de diferentes determinaciones

[He]/[H]Medio interestelar y estrellas jóvenes 0.26-0.32Galaxias normales cercanas 0.22 – 0.34

Nube Mayor de Magallanes 0.24-0.27

Nube Menor de Magallanes 0.21-0.28

Galaxias lejanas 0.21 –0.28

Promedio 0.26 +/- 0.01

La producción en las estrellas puede explicar 0.04-0.06.

La física de partículas

Sustancias básicas: elementosElementos son distintas especies de átomosÁtomos constituídos por

Núcleo: protones (p+)neutrones (n0)

Electrones (e-)

Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas

AntimateriaA toda materia se asocia una antimateria

electrón – positrónprotón – antiprotónneutrón – antineutrón

MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN

Subestructuras

Quarks y leptones

Baryons + Mesons = Hadrons

Las fuerzas fundamentales

La Unificación de las Fuerzas

El Big BangResumen de la Historia del Universo

Epoca Tiempo Densidad [g/cm3] Temperatura (K) Evento Big Bang 0 ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo

Planck <10-43 >1094 >1032 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón

Quark <10-23 s >1055 >1022 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >1014 >1012 Aniquilación de materia y antimateria

Lepton 10-4 s a 1 s 1014-105 1012 - 1010 Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones

Radiación 1 s to 106 a # 105 -10-22 1010 - 3000 Formación de Helio y Deuterio; la radiación se desacopla de la materia al finalizar la era

Materia >106 a <10-22 <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias

Presente 15-20 x 109 a 5x10-30-5x10-31 3 & Se han formado galaxias y estrellas; estrellas todavía en formación

# Al comienzo de la era de la radiación era, cuando el Universo tenía 1 s de edad y T = 1010 K, la densidad de radiación era de 105 g/cm3, mientras que la densidad de materia de sólo 0.1-1.0 g/cm3

& La temperatura de la radiación cósmica de fondo, que no esta más acoplada con la materia y su temperatura

La variación de Temperatura luego del Big Bang

Materia y AntimateriaEn el Universo primordial las partículas pueden ser creadas a

partir de energía térmica. La materia y antimateria está en equilibrio con la radiación térmica. Esto ocurre si:

kT > mc2energía térmica media masa en reposo de la partículas

Partículas y antipartículas son creadas y aniquiladas.Cuando la temperatura cae, la tasa de creación de partículas

disminuye. En este límite dejan de crearse partículas y antipartículas, sólo se aniquilan y decaen. Si hay una pequeña asimetría en la tasa de decaimiento de partículas y antipartículas, primará la materia o antimateria.

El triunfo de la materia

Para el protón, la temperatura límite es de 1013K, correspondiente a t ≈ 10-5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en 109.

Todo lo que conocemos esta formado por la esa pequeña parte de materia en exceso !!!

Los protones se mantiene estables por tener una vida media de 1032 años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s.

Protones y NeutronesProtones y neutrones se mantenían en equilibrio a través

de las reacciones

La mayor masa del neutrón implica que en el equilibrio térmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribución de Boltzman

⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛ −−=

kTcmm

NN pn

p

n2)(

expmp - masa del protón

mn - masa del neutrón Const. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K

Protones y NeutronesMientras la energía térmica fue superior a la diferencia de

masas entre protón y neutrón, las reacciones anteriores mantenían la razón neutrones/protones en equilibrio.Dif. de masas Δm = 1.3 MeV T > 1.5x1010 K , t < 1 s

La razón neutrones/protones era: Nn/Np = 1/e = 0.36

Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (me = 0.5 MeV, T = 6x109K, t ~ 10s).

Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (tmedia= 890s)

Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno !!!

Nucleosíntesis primordial1era etapa: La formación del

DeuterioLa reacción que estabiliza los neutrones es la formación del

Deuterio (d - 2H)

Si bien la reacción es exotérmica (ΔE = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 109K (kT = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de Deuterio.

Por decaimiento de neutronesNn/Np = 0.135 (1 neutrón por cada 7 protones)

Nucleosíntesis primordial2da etapa: La formación del Helio

Como kT < 0.1 MeV y ΔEtotal = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido.

¿Cuánto He se formó?

Si Nn/Np = 0.135 Nn/(Np+Nn) = 12 %Np/(Np+Nn) = 88 %

Si por cada neutrón en el núcleo de Helio se requieren 1 protón, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 %

Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrón había 7 protones, para formar un átomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto debía haber 14 protones, 2 terminan en el núcleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razón en masa será[He]/[H] = 4 / 12 = 25 %

Nucleosíntesis primordial3era etapa: Los elementos livianos

La formación prosigue por absorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con número de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados.

El fin de la Nucleosíntesis primordial !

La Producción de elementos en las reacciones termonucleares

La estabilidad de los núcleos atómicosDefinimos la energía de enlace (binding energy):

mp - masa del protónmn - masa del neutrónA - número de masa (número de protones + neutrones)Z - número atómico (número de protones)m(A,Z) - masa del núcleo con A y Z

[ ] 2np c Z)m(A, - m Z)-(A m Z B +=

Energía de Enlace por nucleón (B/A)

Liberación de Energía enFusión

Fisión

21 iif BBBQ −−=fii →+ 21

21 ffi +→ iff BBBQ −+= 21

Q > 0 si A < 56

Q > 0 si A > 90

Para 60 < A < 90, Qfisión > 0 pero muy pequeña

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.

Formación de Carbono

4He

4He

4He

8Be

8Be

12C

La reacción triple α

para T > 108 Kρ > 108 kg m-3

Evolución de una estrella de 1 M

NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS

1.- Por captura de 4He:Berilio: 4He + 4He 8BeCarbono: 8Be + 4He 12C + γOxígeno: 12C + 4He 16O + γNeón: 16O + 4He 20Ne + γMagnesio: 20Ne + 4He 24Mg + γ

Hierro: 52Cr + 4He 56Fe + γ

NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS

2.- Por captura lenta de neutrones y desintegración beta:Cloro: 16S + n 17S + γ

17S 17Cl + e- + νBromo: 80Se + n 81Se + γ

81Se 81Br + e- + νKriptón: 81Br + n 82Br + γ

82Br 82Kr + e- + νTantalio: 180Hf + n 181Hf + γ

181Hf 181Ta + e- + νLos neutrones provienen de reacciones como:

13C + 4He 16O + n21Ne + 4He 24Mg + n

NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS

1.- Por captura rápida de neutrones:Molibdeno: 56Fe + 40n 96Mo + γOro: 56Fe + 141n 197Au + γMercurio: 56Fe + 146n 202Hg + γUranio: 56Fe + 182n 237U + γ

Los neutrones se forman durante la explosión de la supernova

Formación de elementos más pesados

12C + 4He 16O + γ16O + 4He 20Ne + γ20Ne + 4He 24Mg + γ

En el borde exterior de la capa de cenizas de Carbono y el interior de la capa de quema de Helio, se pueden dar reacciones de formación de átomos mas pesados como:

La quema de Carbono y Oxígeno12C + 12C 20Ne + 4He

24Mg + γ23Na + p+

16O + 16O 28Si + 4He32S + γ31P + p+

31S + n0

Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono.Puede durar por 1000 años.

Si T > 2x109 K, se produce la quema de Oxígeno.Puede durar por 1 año.

La fotodesintegración de los núcleos

Para T > 109K, existen un gran número de fotones con E> 1MeV, que pueden ser absorbidos por un núcleo produciendo su desintegración a través de un decaimiento α. Es llamado fotodesintegración por analogía a la fotoionización. Las fotodesintegraciones son endotérmicas, pero las partículas eyectadas van a ser inmediatemente recapturadas, regenerando el núcleo original o núcleos mas pesados y estables, lo que lleva a reacciones exotérmicas, recuperando el balance energético total.Un ejemplo es la fotodesintegración del Neón:

La partícula α puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final

20Ne + γ 16O + 4He

220Ne + γ 16O + 24Mg + γ

El final de la formación de elementos por reacciones termonucleares

La quema de Silicio

28Si + γ 7(4He)28Si + 7(4He) 56Ni

La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como:

Se requieren T > 3x109K y ρ > 1011 kg m-3.Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas α (4He), p+,n0 ; que se unen hasta formar 56Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56Fe.La quema de silicio dura ~ 1 día !!

56Fe

La cáscara de cebolla

Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

El colapso finalPor estar el 56Fe en el pico de la curva de energía de ligadura por nucleón, la fusión no avanza mas allá de ese límite. Al desaparecer la presión de radiación por falta de mecanismo 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 de neutrones. Se alcanzan densidades de 1017 – 1018 kg m-3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas).

p+ + e- n0 + neutrino

La explosión de Supernovas

Nebulosa y pulsar del CangrejoExplosión de SN en 1054 AD

La última SN cercanaCassiopeia A en 1680

Iones de Silicio

Imágenes en Rayos X de Chandra

Iones de HierroIones de Calcio

Imagen en radio del VLA

La falta de LitioAbundancias solares

Abundancias solares vs meteoritos

Nucleosíntesis primordial

La destrucción del Litio

El bombardeo de protones a T ~ 2.5 – 5 x 106

K, produce la destrucción de Li, Be y B.Esas temp. se alcanzan a mitad de distancia al centro del Sol. Por mezclado convectivo, el Li destruído en el interior alcanza la fotósfera, desde donde es medido.

¿Cómo cruzar la barrera del Hierro?

Abundancias solares

Energía de enlace por nucleón

La captura de neutrones y la producción de elementos pesados

Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s (mitad de vida 617 s). Los núcleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a decaimientos β. Por ej.:

La captura de neutrones se divide en dos clasesEl proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el núcleo producido decae a un núcleo estable antes que ocurran nuevas capturas. Produce núcleos con pocos neutrones.El proceso r : Captura de neutrones rápida (rapid), donde el flujo de neutrones es tan intenso que el núcleo captura muchos neutrones antes de decaer. Produce núcleos con exceso de neutrones.

58Fe + n0 59Fe 59Co + e- + ν

El proceso sCaptura de neutrón

El núcleo inestable aumen-ta su Z por decaemiento β

La secuencia de procesos s tiene una terminación en el 209Bi, que es el núcleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula α y la formación 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 mas estables que el resto y presentan abundancias mayores.

Cuando alcanzamos un número mágico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones.

Estos números son un efecto de la mecánica cuántica de cáscaras completas, en forma análoga a la estabilidad química que se logra cuando se completa una cáscara de electrones en los gases nobles.

¿Dónde se produce el proceso s?

En la cáscara de quema de He en una estrella del AGB (Asymptotic Giant Branch).Pulsos sucesivos de quema de He. La superposición de capas convectivas lleva los núcleos masivos producidos por proceso s hacia las capas exteriores. Estos son finalmente inyectados en el medio interestellar a través del viento estelar o en la eyección de la atmósfera estelar durante la formación de una nebulosa planetaria.También se puede producir en estrellas de quema de C.

El proceso rSi la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento β, el núcleo absorberá neutrones hasta que se equilibre la remoción de neutrones por fotones energéticos con la captura. Esto se conoce como equilibrio (n0,γ) ↔ (γ,n0) Nuevamente los números mágicos actúan como cuellos de botella para trepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un número mágico, se vuelve estable y luego tiene un decaimiento β.

¿Dónde se produce el proceso r?

En el viento de una estrella neutrínica naciente. El colapso del carozo en una SN Tipo II o Ib deja un estrella neutrónica caliente (T> 1011K). La que se enfría por emisión de neutrinos en una escala de tiempo de 10s. Se produce un viento que transporta hasta 10-4 M

, suficiente para explicar la formación de los núcleos tipo r.

Falta explicar 35 núcleosExisten 35 núcleos cuya formación No se puede explicar por los procesoss y r (92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,...)

Solución: El proceso pTipos de procesos p

Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principalNúcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (γ,n0), que los vuelven ricos en p+. Luego comienzan una cascada de reacciones (γ,p+) y (γ,α) , que los “funden” hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rápido, la caída hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia de núcleos ricos en p+ (los núcleos tipo p).

¿Dónde se produce el proceso “p”?

En el caso de captura de p+, en el momento del pasaje del frente de choque de una SN por su envolvente rica en H.

Poco eficientePara la caso de la “fundición”, se da en el colapso del carozo de una SN Tipo II, en la cáscara de O/Ne. El frente de choque de la SN calienta la cáscara y “funde” parcialmente los núcleos. La desintegración solo es relevante, por lo que se ha sugerido pasar a llamar a este proceso γ.

Resumen final