Capítulo 2: En el comienzo

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1 Capítulo 2: En el comienzo 2.1-El Big Bang El universo comenzó como una burbuja en un flujo. En un principio no estaba ahí, y repentinamente se formo y expandió rápidamente como si hubiera explotado (Gott, 1982). La ciencia comparte la practica de bromistas los cuales inmediatamente se refieren al comienzo de la expansión del universo como el Big Bang (Gamow, 1982). Muy desde el comienzo el universo tenía toda la masa y energía que contiene hoy. Como resultado, la presión y temperatura, seg. Después del Big Bang, era tan elevada que la materia existente estaba en su forma más fundamental como quark soup. A medida que el universo se expandía y enfriaba, los quaks se combinaron para formar mas partículas nucleares familiares que finalmente se organizaron en los núcleos de H y He. La formación de núcleos de átomos comenzó 13,8 seg después del Big Bang cuando la temperatura del universo decreció a 3x10 9 K. Este proceso continuo por cerca de 30 minutos pero no fue mas allá del He porque no pudieron hacer el puente de la estabilidad de los núcleos de Li, Be y B. En ese momento el universo era una bola de fuego de calor intenso y se expandía rápidamente. No había aun una morada adecuada para la vida. Cerca de años después, cuando la temperatura decreció cerca de 3*10 3 K, electrones fueron atraídos a los núcleos de H y He. Materia y radiación fueron separadas una de la otra, y el universo llego a ser transparente a la luz. Posteriormente la materia empezó a ser organizada en estrellas, galaxias y grupos galácticos mientras el universo continuo expandiéndose, aun esta expandiéndose en este momento (Weinberg, 1977). Pero como sabemos todo esto? La respuesta es que la expansión del universo puede ser vista en los desplazamientos rojos de líneas espectrales de luz emitidos por galaxias distantes, y puede ser escuchada como radiación de microondas cósmicas, las cuales son remanentes de la bola de fuego, que aun llenan el universo. En adición, las propiedades del universo inmediatamente después del Big Bang eran similares a la de un núcleo atómico. Por lo tanto, una muy útil colaboración se ha desarrollado entre físicos nucleares y cosmólogos que los han habilitado a reconstruir la historia del universo hasta seg. Después del Big Bang. Estos estudios han demostrado que las fuerzas que reconocemos a baja temperatura son, al menos en parte, unificadas a temperaturas y densidades extremadamente altas. Hay esperanzas que la Gran Teoría Unificadora (GUT) emerja eventualmente y nos permitirá acercarnos más cerca del entendimiento del comienzo del universo. Que hay sobre el futuro? Podrá el universo continuar su expansión para siempre? La respuesta del futuro del universo podemos predecirla solo si conocemos la cantidad total de materia que contiene. La materia detectable en el presente no es suficiente para permitir a la gravedad superar la expansión. Si continua la expansión, el universo se hará mas frío y vacío sin esperanza de un fin. Sin embargo, una gran fracción de la masa del universo esta escondida de la vista Ens. Forma de gas u polvo intergaláctico a interestelar y en los cuerpos de las estrellas que ya no emiten luz. En adición, nosotros no podemos descartar la posibilidad de que los neutrinos tengan masa aun cuando ellos estén muertos. Si la masa del universo es suficiente para desacelerar la expansión y finalmente revertirla entonces el universo finalmente se contraerá hasta desaparecer nuevamente en el flujo del tiempo. Ya que el universo tuvo un comienzo y todavía está en expansión, éste no puede ser infinito en tamaño. Sin embargo, el borde del universo no puede ser visto con telescopios porque toma demasiado tiempo para que la luz nos alcance. Como el universo se expande, el espacio se expande con éste. En otras palabras, parece ser imposible de superar los límites físicos del universo. Nosotros estamos atrapados en nuestra burbuja en expansión. Si existen otros universos, nosotros no podemos comunicarnos con ellos.

2 Ahora que hemos visto el panorama, vamos a repasar algunos acontecimientos de la historia del modelo estándar de la cosmología para mostrar que el progreso en la ciencia a veces es accidental. En 1929 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble informo que dieciocho galaxias en el cúmulo de Virgo se están alejando de la tierra a diferentes velocidades que incrementan con sus distancias de la Tierra. Calculó las velocidades de recesión de las galaxias por medio del EFECTO DOPPLER de los aumentos observados de las características líneas espectrales de luz que ellas emiten. Éste CORRIMIENTO ROJO se relaciona con una velocidad de recesión de una ecuación deducida en 1842 por Johann Christian Doppler en Praga. (2.1) */^ = 1 + v/c Donde * es la longitud de onda de la línea espectral de la luz emitida por una fuente en movimiento, ^ es la longitud de onda de la misma línea emitida por una fuente fija. C es la velocidad de la luz, y V es la velocidad de recesión. Las estimaciones de Hubble de las distancias a las galaxias se basan en propiedades de las Variables Cefeidas estudiado previamente por H.S Leavitt y H. Shapley en la Universidad de Harvard. Las Variables Cefeidas son estrellas brillantes en la constelación del Cefeo cuyo periodo de variación depende de su luminosidad absoluta. Que es el total de energía radiante emitida por un cuerpo astronómico. Hubble descubrió las estrellas como variable en las galaxias que estaba estudiando y se determino su luminosidad absoluta de sus periodos. La intensidad de la luz emitida por una estrella disminuye como el cuadrado de la distancia aumenta. Por lo tanto, la distancia a una estrella se puede determinar a partir de una comparación de la luminosidad absoluta y su aparente. Cuando ésta se define como la potencia radiante recibida por el telescopio por centímetro cuadrado. De ésta manera, Hubble determina las velocidades de recesión y las distancias de las galaxias en el cúmulo de Virgo y expresaron su relación como (2.2) v = Hd Donde v es la velocidad recesiva en Km/sec. d es la distancia en 10 6 años luz y H es la constante de Hubble (Hubble 1936). La constante de Hubble puede ser usada para localizar un límite en la edad del universo. Si dos objetos están separándose con una velocidad v, el tiempo t requerido para que comienzen a separarse por una distancia d es: (2.3) t = d/v = l/h Los resultados iniciales indicaron que la constante de Hubble tenía un valor de 170Km/seg/10 6 años luz, que corresponde a un tiempo de expansión menor que 2X10 9 años. Este resultado fue muy incómodo porque las determinaciones de edad basadas en la radioactividad tenían establecido que la Tierra es más vieja que esta fecha. Eventualmente Walter Baade descubrió un error en la calibración de la Variables Cefeidas, y el valor de la constante de Hubble fue revisada (Baade, 1968). Actualmente los valores aceptados son 15Km/sec/10 6 años luz, que indican un tiempo de expansión para el universo menor que 20X10 9 años. Esta fecha es compatible con estimaciones independiente de su edad basadas en consideración de la nucleosíntesis y la evolución de las estrellas. Por combinar los tres métodos Hainrbach et al. (1978) refinó la edad del universo a (14.5 ± 1.0) X109 años. La teoría del Big Bang de cosmología no fue aceptada por muchos años por una variedad de razones. El punto de inflexión vino en 1964 cuando Arno A. Penzias y Robert W. Wilson

3 descubrieron una radiación de fondo de microondas que correspondía a una temperatura de cuerpo negro cercana a 3K. El descubrimiento de esta radiación fue accidental, a pesar de que su existencia había sido predicha hace veinte años atrás por George Gamow y sus colegas Ralph A. Alpher y Robert Herman. Penzias y Wilson se mostraron escépticos acerca del fenómeno que ellos habían descubierto y tuvieron mucho cuidado de eliminar todas las fuentes extrañas de la radiación de cuerpo negro. Por ejemplo, se dieron cuenta que dos palomas habían anidado en la garganta de la antena que ellos estaban usando en Holmdel, New Jersey. Las palomas fueron capturadas y llevadas a una ubicación distante, pero prontamente regresaron. Por lo tanto, fueron capturadas nuevamente y tratadas por medios más decisivos. Las palomas también habían cubierto con un material blanco dieléctrico, que fue cuidadosamente removido. Sin embargo, la intensidad de la radiación de fondo se mantuvo constante e independiente del tiempo en el transcurso de un año. Ecos de este fenómeno alcanzaron el grupo de astrofísica de la Universidad de Princeton que estaban trabajando en modelos de la historia temprana del universo bajo la dirección de Robert Dicke. Penzias llamo a Dicke y acordaron que publicarían dos cartas en el Journal de Astrofísica. Penzias y Wilson anunciaron el descubrimiento, y Dicke y sus colegas explicaron la significancia cosmológica de la radiación de fondo de microondas (Penzias y Wilson, 1965). En 1978 Penzias y Wilson compartieron el Nobel de Física por su descubrimiento. La radiación descubierta por Penzias y Wilson es un remanente de la radiación que ocupo el universo por años cuando la temperatura era mayor a 3000 K. Durante este periodo temprano, la materia consistía de partículas nucleares y fotones en equilibrio térmico entre sí. Bajo estas condiciones la energía de la radiación a una longitud de onda específica es inversamente proporcional a la temperatura absoluta. De acuerdo a la ecuación de Max Planck, la energía de la radiación de un cuerpo negro a una particular temperatura incrementa rápidamente con el incremento de la longitud de onda hasta un máximo y luego disminuye a longitudes mayores. La radiación en equilibrio térmico con la materia tiene las mismas propiedades que la radiación dentro de una caja negra con paredes opacas. Así, la distribución de energía de la radiación en el universo temprano está relacionada a la longitud de onda y a la temperatura absoluta por la ecuación de Planck. La longitud de onda cercana a la cual la mayoría de la energía de la radiación de un cuerpo negro está concentrada (λmax) es aproximadamente igual a: (2.4) λmax = 0.29 / T Donde λmax se mide en cm. y T en Kelvins (Weinberg, 1977). La medición original de Penzias y Wilson fue a una longitud de onda de 7.35 cm., que es mucho mayor que la típica de la radiación a 3K. Desde 1965, muchas mediciones adicionales a diferentes longitudes de onda han confirmado que la radiación de background cósmica sigue la formula de Planck para radiación de cuerpos negros. La temperatura característica de esta radiación es 3 K, indicando que la longitud de onda típica de fotones se ha incrementado en un factor de 1000 debido a la expansión del universo desde que su temperatura era 3000 K (Weinberg, 1977).

4 2.2 Evolución estelar La materia en el universo está organizada en Jerarquía de cuerpos celestes listado en el siguiente orden decreciente: Grupos de Galaxias Galaxias Estrellas, pulsares y agujeros negros Planetas Satélites Cometas Asteroides Meteoritos y Meteoroides Partículas de polvo Moléculas Átomos de H y He A una escala subatómica el espacio entre las estrellas y las galaxias está lleno con rayos cósmicos (partículas nucleares energéticas) y Fotones (luz). Las estrellas son las unidades básicas en la Jerarquía de cuerpos celestes dentro de las cuales la materia permanece envuelta por reacciones nucleares. Muchos millones de estrellas están agrupadas para formar una galaxia, y un gran número de ellas están asociadas dentro de grupos de galaxias. Las estrellas pueden tener compañeros estelares o pueden tener orbitando planetas, incluyendo cometas fantasmales que brillan por poco tiempo cuando se aproxima a la estrella sobre sus excéntricas órbitas. Los planetas en nuestro sistema solar tienen su propio séquito de satélites. Entre Marte y Júpiter están los asteroides muchos de los cuales son fragmentos de grandes cuerpos que han sido desintegrados por colisiones y por las fuerzas gravitatorias de Marte y Júpiter. Piezas de los asteroides han impactado como meteoritos en la superficie de los planetas y sus satélites, y han dejado un registro de esos eventos en cráteres. En una escala, aún más pequeña, el espacio entre las estrellas contiene nubes de 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 atómico que fuera sintetizado por reacciones nucleares en el interior de las estrellas y que han explotado. Un tercer componente consiste en los compuestos de H y C que son los precursores de la vida. Esas nubes de gas y polvo pueden contraerse y formar nuevas estrellas cuya evolución depende de sus masas y de la proporción de H/He de la nube de gas de la cual ellas se formaron. La evolución de una estrella puede describirse por la especificación de su luminosidad y temperatura de la superficie. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa y su temperatura de superficie o color es un indicador del volumen. Cuando una nube o un gas interestelar se contraen su temperatura comienza a incrementarse y comienza a irradiar energía en la parte infrarroja y visible del espectro. Como la temperatura en el núcleo de la nube de gas se aproxima a 20 x 10 6 K, la producción de la energía por fusión del hidrógeno llega a ser posible, y una estrella nace. La mayoría de las estrellas de una galaxia típica derivan energía desde este proceso y por eso se ubican en una franja, llamada la secuencia Principal sobre el diagrama de Hertzsprung-Russell mostrado en la Figura 2.1.

5 Fig. 2.1: Evolución estelar en un diagrama Hertzsprung-Russell para estrellas de masas solares de 1 a 9. Cuando una estrella ha usado hidrogeno en su núcleo, éste se contrae y desciende en la secuencia principal y entra al campo de las gigantes rojas, que generan energía para la fusión del helio. El rastro evolutivo y la expectativa de vida de las estrellas son fuertemente dependientes de sus masas. Estrellas cinco veces más grandes que el sol son casi 1000 veces más brillosas y tienen temperaturas superficiales cerca de los 18,000º k -comparado con los 5800º K del Sol-y continúan en la secuencia principal solo cerca de 68 millones de años. Su evolución hacia el fin de la principal fase de fusión del helio toma sólo 87 millones de años (Iben, 1967). Las grandes estrellas, llamadas gigantes azules tienen alta luminosidad y muy alta temperatura de superficie. El Sol es una estrella de masa intermedia y tiene una temperatura superficial de 5800º K. Estrellas menos masivas que el sol, son las enanas rojas y se ubican más abajo en la Secuencia Principal. Cuando una estrella 5 veces más grande que el Sol convierte H a He, en la secuencia principal, la densidad del núcleo incrementa, causando que el interior de la estrella se contraiga. Por esto, la temperatura del núcleo aumenta lentamente durante la fase de fusión del H. Ésta alta temperatura acelera la reacción de fusión y causa que la corteza exterior de la estrella se expanda. Sin embargo, cuando el núcleo comienza a empobrecerse en H, la taza de producción de energía disminuye y la estrella se contrae, aumentando la temperatura aún más. El sitio de producción de energía ahora se desplaza desde el núcleo hacia la corteza cercana. Los cambios resultantes en la luminosidad y la temperatura superficial causa que la estrella descienda desde la secuencia principal hacia el campo de las gigantes rojas. (Figura 2.1). El helio producido por la fusión del hidrógeno en la corteza se acumula en el núcleo, que continúa contrayéndose y gracias a esto continúa estando caliente. La expansión resultante de la envoltura disminuye la temperatura superficial y causa que el color se vuelva rojo. Al mismo tiempo, la corteza en la que el H está reaccionando, gradualmente adelgaza a

6 medida que se mueve hacia la superficie, y la luminosidad de la estrella disminuye. Esos cambios transforman una estrella de la secuencia principal en una hinchada gigante roja. Por ejemplo, el radio de una estrella 5 veces más grande que el Sol incrementa 30 veces justo antes que la fusión del helio comience en el núcleo. Cuando la temperatura del núcleo se aproxima a 100 x 10 6 º K, comienza la fusión del helio por medio del proceso triple-alfa y convierte tres núcleos de helio in los núcleos de Carbono-12. Al mismo tiempo la fusión del hidrógeno en la corteza de alrededor del núcleo continúa. La luminosidad y la temperatura superficial (color) de las gigantes rojas se vuelven cada vez más variables a medida que se desarrollan, reflejando los cambios en la taza de producción de energía en el núcleo y en la corteza. Los rastros evolutivos en la Figura 2.1 ilustran la importancia de la masa de una estrella en su evolución. Una estrella cinco veces más grande que el Sol, es 1000 veces más brillosa mientras que en la secuencia principal tiene una vida mas complicada como una gigante roja que estrellas por debajo de dos masas solares. (Iben, 1967, 1974). El lapso de tiempo en el que pasan las principales secuencias en una estrella depende de su masa, y en menor medida de la relación H/He de su ancestral nube de gas. En general, estrellas masivas (Gigantes azules) consumen su combustible rápidamente y pueden pasar solo 10 x 10 6 ) años en su secuencia principal. Estrellas pequeñas (Enanas rojas) tienen una tasa metabólica mas lenta y su secuencia principal es de periodos de tiempo mucho mas largos excediendo los 10 x El Sol, siendo una estrella de modesta magnitud, tiene suficiente hidrógeno en su núcleo para durar cerca de 9 x 10 9 años con su presente tasa de consumición. Desde su formación, 4.5 x 10 9 años atrás, el Sol ha alcanzado su vida media y proveerá energía a los planetas del sistema solar por largo tiempo. De todas formas en sus etapas finales su luminosidad de incrementara y se expandirá transformándose en una Gigante Roja, como se muestra en la figura 2.1. La temperatura en la superficie de la Tierra entonces ascenderá y se volverá intolerable para la vida. La expansión del Sol podría asimilar a los planetas térreos, incluyendo la Tierra, y vaporizarlos. Cuando todo su combustible nuclear se haya sido consumido, el Sol, va a entrar en la etapa final de evolución estelar que es apropiada para una estrella de su masa y composición química. Hacia el final de la etapa de gigante, las estrellas son cada vez más inestables. Cuando se agota el combustible para una reacción particular generadoras de energía, la estrella se contrae y su temperatura interna se eleva. El aumento de temperatura puede desencadenar una nueva serie de reacciones nucleares. En estrellas de masa suficiente, esta actividad culmina en una gigantesca explosión (supernova) debido a que una gran parte de la capa externa de la estrella es alejada. Los restos de esas explosiones se mezclan con hidrógeno y helio en el espacio interestelar para formar nubes de gas y polvo que pueden dar lugar a nuevas estrellas. Como las estrellas llegan al final de su evolución, se convierten en enanas blancas o estrellas de neutrones (pulsares) o agujeros negros, dependiendo de sus masas (Wheeler, 1973). Estrellas cuya masa es inferior que aproximadamente 1,25 masas solares en contacto hasta que su radio es sólo aproximadamente 1 x 10 4 Km. y su densidad entre 10 4 y 10 8 g/ cm. 3 Estrellas en esta configuración tienen baja luminosidad pero altas temperaturas de superficie y por lo tanto, son llamados enanas blancas. (Figura 2.1) Gradualmente se enfrían y desaparecen de la vista ya que su luminosidad y temperatura de la superficie disminuye con el tiempo. Estrellas que son sensiblemente más masivas que el sol desarrollan núcleo denso debido a la síntesis de los elementos químicos pesados por reacciones nucleares. Eventualmente, tales estrellas se vuelven inestables y explotan como supernovas. El núcleo se colapsa hasta entonces su radio se reduce a unos 10 Km. y su densidad es del orden de a g / cm. 3. Estas estrellas están compuestas de un gas de neutrones porque los

7 electrones y protones se ven obligados a combinar con la enorme presión y la abundancia de neutrones aumenta en gran medida como resultado. Las estrellas de neutrones tienen tasas muy rápido de rotación y emiten ondas de radio pulsante que se observaron por primera vez en 1965 por Jocely Bell, un estudiante graduado de trabajó con A. Hewish en la Universidad de Cambridge en Inglaterra (Hewish, 1975). La Nebulosa del Cangrejo contiene este tipo de "pulsar" que es el remante de una supernova observada por astrónomos chinos en 1054 ADFowler, 1967), Los núcleos del colapso de estrellas más masivas se forman los agujeros negro, de acuerdo con Einstein`s teoría de la relatividad general. Los Agujeros Negro son de sólo unos pocos kilómetros y en densidades superiores a ala Elevado g / cm. 3. Su campo gravitacional es tan grande que ni la luz ni la materia pueden escapar de su atracción, de ahí el nombre de "agujero negro". Evidencias observables que apoyan la existencia de un agujero negro, están creciendo de modo que se cree que son un fenómeno importante en la evolución de las galaxias. Al parecer las estrellas tienen ciclos de evolución de vida previsible. Se forman, brillan por un período, y luego mueren. Hans Bethe (1968) lo expresó de esta manera: Si todo esto es cierto, las estrellas tienen un ciclo de vida muy similar a los animales. Nacen, crecen, se tienen un desarrollo interno definido, y mueren finalmente, al devolver el material del que están hechos para que nuevas estrellas puedan vivir. 2.3 Nucleosintesis El origen de los elementos químicos esta íntimamente conectado al comienzo de las estrellas, porque los elementos son sintetizados en las reacciones nucleares las que comienzan derivando la energía que irradian al espacio. Únicamente el He y Deuterio fueron sintetizados durante la expansión inicial del universo. La teoría completa de la nucleosintesis fue presentada y desarrollada por Burdige, Fowler y Hoyle (1957) referida al B 2 FH. Contribuciones subsiguientes (por ejemplo Schram y Arnet 1977), han involucrado aspectos específicos de la teoría e interpretación dentro del comienzo de la evolución de diferentes masas y composición inicial. La teoría presentada por B 2 FH (1957) desarrollada desde el duro trabajo de otros científicos, entre quienes George Gamow merece especial reconocimiento. Gamow recibió el doctorado en la Universidad de Legigrad y vino de la Universidad de Gotyingem en la primavera de 1928 por un estudio post doctoral. Ahí el encontró a Fritz Houtermans con quien estuvo varias horas haciendo cálculos, (Gamow 1963). Subsecuentemente Houtermans se mivio a la Universidad de Berlín donde el se encontró con el Astrónomo Británico Robert Atkinson. Houtermans y Atkinson usaron la teoría de Gamow del decaimiento alpha para proponer que las estrellas generan energía en su interior para la formación de núcleo de He donde cuatro protones son capturados por el núcleo de otro elemento ligero. El titulo inicial de este papel fue Wie kann man einen Heliumkern im Potentialtopf Kochen (como uno puede cocinar núcleos de He cocinando a presión. Innecesario es decirlo, los editores del Zeitschriftfur Physik insistieron en que el titulo fuera cambiado (Atkinson y Houtermans 1929). Diez años después, en Abril de 1938, Gamow organizo una conferencia en Washington D.C., para discutir la constitución interna de las estrellas. A la conferencia estipulada asistió, uno Hans Bethe, que examino la posible reacción nuclear entre dos protones y el núcleo de un elemento ligero en orden con incremento del numero atómico. Bethe (1939) ele encontró que la cocina de Atkinson y Houtermans lo que seria el núcleo de 12 6 C, hecho que seria la base del famoso ciclo CON de la fusión del H en las estrellas y presentada después en esta sección (Bethe 1968). Gamow influencio la evolución de la teoría de la nucleosintesis en muchos otros caminos. En 1935 el publico un papel en la Jornada de Ciencia de Ohio (una improbabilidad del papel en la astrofísica nuclear) en el aumento de elementos pesados por la captura de neutrones y subsecuentemente defendió la idea de que los elementos químicos fueron sintetizados

8 durante los primeros treinta minutos del Big bang. A mediados de 1940 Alpher y Gamow escribieron un papel detallando el origen de los elementos químicos basado en esta suposición. A la sugerencia de Gamow, Hans Bethes añadió en ausencia, asila creación del famoso trio Alpher, Bethe y Gamow (1948). La abundancia de los elementos químicos y de ellos naturalmente ocurren los isotopos, es una elaboración de todas las teorías de la nucleosintesis. Por esta razón, los geoquímicos y espectrocopistas estelares han dedicado mucho tiempo y esfuerzo en la obtención de datos analíticos exactos en las concentraciones de los elementos en el Sol y otras estrellas cercanas a través del espectro de longitud de onda de luz que ellos emiten. Información de la abundancia de los elementos volátiles deben venir también de los análisis químicos de las rocas meteoritos, especialmente de condritos carbonosos, que son las muestras mas diferenciadas en relación al Sistema Solar disponibles para nosotros (Mason 1962). La tabla 2.1 es un listado de la abundancia de los elementos quicios en el Sistema Solar por Anders y Ebihara (1982). La abundancia es expresada en términos de números de átomos, relativo a 10 6 átomos de silicio. La figura 2.2 contiene estos datos y varias ilustraciones de importantes observaciones acerca de la abundancia de los elementos. 1- El H y He son por lejos los elementos mas abundantes del Sistema Solar, y el radio atómico H/He es cerca de La abundancia de los primeros 50 elementos decrece exponencialmente. 3- La abundancia de los elementos que tienen número atómico mas grande que 50 es muy baja y no varia con el incremento del numero atómico. 4- Los elementos que tienen numero atómico contiguo son mas abundantes aquellos que tienen numero atómico par que sus vecinos inmediatos de numero impar. 5- La abundancia del Li, Be y B es anormalmente baja con otros elementos de bajo número atómico. 6- La abundancia del Fe es notablemente mas alta que aquellos elementos con similar numero atómico. 7- Dos elementos, el Tc y Pm no se presentan en el Sistema Solar porque todos sus isotopos son inestables y tienden a decaer muy rápidamente. 8- Los elementos que tienen número atómico mas grande que 83 (Bi) tienen isotopos inestables, pero se presentan naturalmente porque estos son los hijos de los isotopos radioactivos de vida larga del U y Th. El modelo de nucleosintesis de B2FH (1957) incluye ocho diferentes tipos de reacciones que ocurren a determinadas temperaturas en el curso de la evolución de una estrella. Varias de estas pueden tener lugar en las estrellas simultáneamente en los núcleos y corteza externa de las estrellas voluminosas. Como resultado, la corteza de una estrella puede tener diferentes composiciones químicas en la envoltura circundante. Además no todos los procesos nucleares tienen lugar en todas las estrellas. Consecuentemente, otras estrellas en la Galaxia Vía Láctea no necesariamente tienen la misma composición que el Sol y los planetas. Todas las estrellas en la secuencia principal generan energía mediante las reacciones de fusión de hidrógeno. Este proceso da lugar a la síntesis de Helio, ya sea por la cadena directa protón-protón (ecuaciones ) o por el ciclo CNO (ecuaciones ). La cadena protón-protón funciona de la siguiente manera: dos núcleos de hidrógeno, que consisten de un protón cada uno, colisionan para formar los núcleos de deuterio (21H) más un positrón (B+) y un neutrino (v). (La designación de especies atómicas es presentada en el cuadro 4.) Cada reacción de este tipo libera 0,422 millones de electrones voltio (MeV) de energía. El positrón (electrón positivamente cargado) es aniquilado por la interacción con un electrón negativamente cargado, emitiendo energía adicional de 1.02 MeV. Los núcleos de deuterio colisionan con otro protón para formar los núcleos de helio-3 (32He) más un rayo gama (γ) y 5,493 MeV de energía. Finalmente, dos núcleos de helio-3 deben colisionar para formar helio-4 (42He), dos protones y 12,859 MeV. El resultado final es que cuatro núcleos

9 de hidrógeno se fusionan para formar un núcleo de helio-4, un rayo gama, un neutrino, y 19,794 MeV de energía. El proceso completo puede ser descripto como una serie de ecuaciones en las cuales los núcleos de hidrógeno y helio son representados por los símbolos de los isótopos correspondientes (ver Cuadro 4) aún cuando estos isótopos realmente no existan en el modelo atómico de los interiores estelares, desde donde sus electrones son removidos a causa de las altas temperaturas. 1 1 H + 1 1H 2 1 H + β+ + V + 0,422 MeV (2.5) β + β MeV (aniquilación) (2.6) 2 1 H + 1 1H 3 2 He + γ + 5,493 MeV (2.7) 3 2 He + 3 2He 4 2 He + 1 1H + 1 1H + 12,859 MeV (2.8) La fusión directa protón-protón apara formar helio-4 sólo puede llevarse a cabo a una temperatura cercana a los 10 x 106 K, y aún así la probabilidad de su ocurrencia (o reacción de la sección transversal) es muy pequeña. Sin embargo, este proceso fue la única fuente de energía nuclear para las estrellas de primera generación que se formaron a partir de la mezcla primordial de hidrógeno y helio, luego del Big Bang. Una vez que la primera generación de estrellas había pasado por sus ciclos evolucionarios y había explotado, las nubes interestelares de gas contuvieron elementos de mayor número atómico. La presencia de carbono-12 (126C), sintetizado por las estrellas ancestrales, ha hecho que sea más fácil para las generaciones subsiguientes de estrellas el generar energía por la fusión de hidrógeno. Este modo alternativo de fusión de hidrógeno fue descubierto por Hanks Bethe y es conocido como el ciclo CNO C + 1 1H 13 7 N + γ (2.9) 13 7 N 13 6 C + β+ + v (2.10) 13 6 C + 1 1H 14 7 N + γ (2.11) 14 7 N + 1 1H 15 8 O + γ (2.12) 15 8 O 15 7 N+ β+ + v (2.13) 15 7 N + 1 1H 12 6 C + 4 2He (2.14) El resultado final es que cuatro protones son fusionados para formar un núcleo de 42He, como en la dirección de la cadena protón-protón. El núcleo de 126C actúa como un tipo de catalizador y, finalmente, es liberado. Luego, puede ser reutilizado para otra revolución del ciclo CNO. El Sol contiene elementos de números atómicos mayores que el helio, incluyendo 126C y, por lo tanto, continúa la fusión de hidrógeno mediante el ciclo CNO. De hecho la mayoría de las estrellas de nuestra Vía Láctea son estrellas de segunda generación porque nuestra galaxia es tan vieja que sólo las estrellas más pequeñas de primera generación podrían haber sobrevivido hasta la actualidad. La cruz de reacción baja de la cadena protón-protón por el cual las estrellas generan energía ancestral ha sido un motivo de preocupación para los astrofísicos nucleares.

10 Cuando esta dificultad fue señalada por sir Arthur Eddington, quien propuso la fusión del hidrógeno en las estrellas en 1920, respondió (Fowler, 1967). No discutir el crítico que insta a que las estrellas no son lo suficientemente caliente como para este proceso, nosotros decimos que fue a un lugar más caliente. Después de que el hidrógeno en el núcleo se ha convertido en helio "ceniza" termina la fusión del hidrógeno y el núcleo se contrae bajo la influencia de la gravedad. La temperatura se eleva hacia 100x10 5 K. y el helio "ceniza" se convierte en el combustible para la siguiente serie de reacciones nucleares que producen energía. La reacción crítica para la quema de helio es la fusión de tres partículas alfa (proceso triple-alfa) para formar un núcleo de 12 6C. 4 2 He+ 4 2He 8 4 Be 8 4 Be+ 4 2He 12 6 C+ γ Este es el enlace crítico en la cadena de la nucleosíntesis, ya que reduce las diferencias en la estabilidad nuclear de los isótopos de helio, berilio y boro. El punto crucial del problema es que el núcleo de 3 4Be es muy inestable y se descompone rápidamente "vida media" de cerca de seg. Por lo tanto, 8 4Be debe absorber un núcleo de helio tercera muy pronto después de su formación para llegar con seguridad a 12 6C estable (Fowler, 1967). Una reacción alternativa implica la adición de un protón en el núcleo de 4 2He tiene una oportunidad aún más pequeña para tener éxito porque el 5 3Li producto, tiene un vida media de sólo 10 a 21 segundos y se descompone para formar helio y el hidrógeno. 4 2 He+ 1 1H 5 3 Li 5 3 Li 4 2 He+ 1 1H El proceso triple alfa es realmente la clave para la síntesis de todos los elementos más allá de helio. Sin ella, la evolución estelar sería un cortocircuito, y el universo pareciera estar compuesto sólo de hidrógeno y helio. La combustión del helio sostiene Gigantes rojas sólo para unas pocas decenas de Millones de años o menos. Con el aumento de la temperatura en el núcleo, las partículas alfa fusible con los núcleos de 12 6C para producir núcleos de número números atómicos aun mayores C+ 4 2He 16 8 O 16 8 O+ 4 2He Ne Sin embargo, la repulsión electrostática entre los núcleos con carga positiva y las partículas alfa limitan el tamaño de los átomos que pueden formar de esta manera. El átomo más pesado producido por la adición de partículas alfa es 56 28Ni, que decae a 56 27Co y luego a Fe estable. Estas reacciones nucleares por lo tanto, hacen que la mayor abundancia de los elementos en el grupo se muestra en la figura 2.2. Durante los estadios finales de la evolución de las gigantes rojas, ocurrieron muchos otros tipos de reacciones nucleares (B2 FH, 1957). El más importante de estos es la reacción de captura de neutrón, que produce un gran número de átomos, con nº atómicos mayores a 26. Esta reacción involucra la adición de un neutrón al núcleo de un átomo para producir un isótopo teniendo el mismo nº atómico pero un nº másico mayor. Por ejemplo la ecuación:

11 62 28 Ni + 0 1n Ni + γ (2.21) Neutrón Indica que el núcleo del 6228 Ni absorbe un neutrón y cambia a un estado excitado de 6328Ni, que luego se desexcita mediante la emisión de un rayo gamma. El níquel 63 es radioactivo y decae a 6329 Cu estable por la emisión de una partícula β Ni Cu + β - + v Mev. (2.22) Donde v es un antineutrino. 6329Cu es un isótopo estable del cobre que puede absorber otro neutrón para formar 6429Cu Cu + 1 0n Cu + γ El cobre - 64 es radioactivo y experimenta un decaimiento simultáneo para formar 6430 Zn y 6428 Ni, los cuales son estables Cu Zn + β - + v Mev (2.24) Cu Ni + β + + v Mev (2.25) Este proceso de adición sucesiva de neutrones es ilustrado en la figura 2.3. Estos tienen lugar durante la etapa gigante roja de la evolución estelar donde el flujo de neutrones es suficientemente lento como para permitir al producto del núcleo decaer antes de que el próximo neutrón sea añadido. Este proceso es por lo tanto característicamente lento y por lo tanto denominado s-process. Examinando de cerca la figura podemos ver que la etapa del s-process pasa por alto el 7030 Zn que es uno de los isótopos estables del Zinc. Con el fin de hacer este isótopo por reacciones de captura de neutrón, el paso debe ser acelerado de tal manera que el 6930 Zn inestable pueda captar un neutrón para formar 7030 Zn antes de que éste decaiga a 7031 Ga estable Zn + 0 1n Zn + γ (2.26) Se requiere mayor velocidad aún de captura de neutrón para hacer 7030 Zn a partir de 6529 Cu por medio de la adición de 5 neutrones sucesivamente para formar 7029 Cu, que decae luego por emisiones β- a 7030 Zn Cu n Cu + 5 γ (2.27) Cu Zn + β - + v + ~ 7.2 Mev (2.28) La captura de neutrones rápidamente es característico de r-process, que requiere un flujo mucho mayor de neutrones que en el s-process y por lo tanto tienen lugar únicamente durante los últimos minutos en la vida de una gigante roja cuando esta explota a una supernova.

12 Sin embargo una no captura de neutrones en cualquier escala de tiempo puede contar para la formación de algunos átomos tales como el 7434 Se estable mostrado también en la figura 2.3. Este nucleído es sintetizado por la adición de 2 protones para formar 7232 Ge estable, en el denominado p-process Ge H Se (2.29) Este proceso también tiene lugar muy al extremo de la etapa gigante de la evolución estelar. El sistemas de reacciones nucleares originalmente propuesto por B2 FH (1957) puede dar cuenta de las abundancias observadas de elementos químicos en el sistema solar y estrellas cercanas. La nucleosíntesis está ocurriendo actualmente en las estrellas de nuestra galaxia y en las estrellas de otras galaxias en todas partes del universo. Tenemos buena evidencia en el espectro de longitud de ondas provenientes de galaxias distantes de que los elementos químicos que encontramos en la tierra también se encuentran en cualquier otro lugar del universo. No obstante pulsares y agujeros negros tienen altas presiones y temperaturas internas que causan que el núcleo atómico se desintegre en sus constituyentes mas primitivos, la proporción relativa de elementos químicos en otras estrellas son diferentes debido a que las condiciones locales pueden afectar los campos de muchas reacciones nucleares que contribuyen a su síntesis. Figura 2.3 Nucleosíntesis en los gigantes rojos por captura de neutrones en una escala de tiempo lenta (s-process) seguido de un decaimiento beta, los cuadros sombreados representan los isótopos estables, mientras que los no sombreados representan los elementos radioactivos. El proceso comienza en 6228 Ni estable, que absorbe un neutrón para formar 6328 Ni inestable el cual decae a 6329 Cu mediante la emisión de una partícula β-. La línea principal del s-process, como indican las flechas, procede del 6328 Ni el 7734 Se y mas allá pero pasando por alto 7030 Zn y 7434 Se Zn es producido por captura de neutrones escala de tiempo rápida (r-process) a partir de 6830 Zn a través del 6930 Zn inestable y del 6529 Cu que captura cinco neutrones en una sucesión rápida para formar 7030 Cu seguida de un decaimiento hacia 7030 Zn estable. El 7434 Se tiene un núcleo rico en protones que no puede ser formado por cualquier s- process o r-process y requiere la adición de 2 protones (p-process) para formar 7232 Ge estable.

13 Capitulo 3: El Sistema Solar El Sol se formó a partir de una nube de partículas de gas y polvo, al igual que todos los demás planetas en la Vía Láctea y en otras partes del universo. A veces el proceso lleva a la formación de dos estrellas compañeras. Sin embargo, en el caso de nuestro sol una pequeña fracción de la nube original se agrupo para formar un conjunto de nueve planetas incluyendo la Tierra. En comparación a las estrellas, los planetas son objetos insignificantes, pero para nosotros son la base de la existencia. La raza humana apareció sobre la tierra hace sólo dos o tres millones de años y, tras un comienzo lento, aprendió a volar y explorar el sistema solar en apenas un siglo. La geoquímica de hoy no sólo abarca el estudio de la composición y procesos químicos que ocurren en la tierra, sino también se ocupa de todos los planetas y sus satélites. La información para los estudios de la geoquímica en el sistema solar se obtiene mediante el análisis de meteoritos, muestras de rocas lunares y por teledetección de superficies de otros planetas. La exploración del sistema solar ampliado nuestro horizonte y sirvió como base en la comparación de la geoquímica planetaria (cosmoquímica). Los satélites de los grandes planetas gaseosos son de especial interés en este nuevo campo de estudio ya que algunos de ellos son más grandes que nuestra luna, tienen composiciones químicas muy diferentes y rasgos superficiales de la tierra. Entonces nosotros necesitamos familiarizarnos más con los nuevos planetas a explorar antes de concentrar nuestra atención en la geoquímica convencional de la tierra. 3.1 Origen del Sistema Solar El origen de los planetas del sistema solar esta íntimamente relacionadlo a la formación del sol. En un principio era una masa difusa de gas y polvo interestelar conocido como la nébula solar. Se había formado hace unos 6 billones de años como resultado de una explosión final de estrellas ancestrales, que añadieron los elementos que habían sintetizado del Hidrogeno y el Helio primordial que se originó del Big Bang. La composición química de la nébula solar fue dada en el Capitulo 2 (tabla 2.1). La nube de polvo fue rotando en el mismo sentido de la Galaxia Vía Láctea y estuvo influida por fuerzas gravitacionales, magnéticas y eléctricas. Tan pronto como la masa principal de la nébula solar empezó a contraerse, el orden empezó a imponerse en ésta, por condiciones químicas y físicas que existieron durante esta fase de formación de la estrella. Esta incluyó el desarrollo de la presión y gradientes de temperatura, y un incremento en la velocidad de rotación. Ciertos tipos de partículas sólidas que se habían formado en la nébula, se evaporaron cuando la temperatura incrementó a fin de mantener el equilibrio entre solidos y gases. Como resultado, solo las partículas más refractarias (aleaciones Fe-Ni, Al 2 O 3, CaO, etc.) sobrevivieron en la parte mas caliente de la nébula contraída, mientras que en las otras regiones mas frías, una mayor variedad de compuestos permanecieron en estado sólido. En incremento en la velocidad de rotación causo que parte de la nébula exterior del protosol forme el disco central. Las partículas sólidas congregadas en este disco lo hicieron suficientemente opaco para absorber la radiación infrarroja. La temperatura en el disco central por lo tanto incremento hasta que oscilo entre unos 2000 K en el centro, hasta 40 K a aproximadamente 7.5 x 10 9 Km. Del protosol. La presión va de menos de 0.1 Atmósferas hasta 10-7 Atm. Cerca de le la orilla del disco (Cameron, 1978; Cameron and Pine, 1973). El desarrollo de la presión y de los gradientes de temperatura dentro del disco causaron la primera mayor diferenciación química de la nébula solar. Componentes con baja presión de vapor persistieron por toda la nébula y formaron partículas de polvo, mientras que compuestos con alta presión de vapor podrían existir solo en las otras regiones mas frías. La

14 temperatura de condensación de varios compuestos que existieron en la nébula solar están listados en la Tabla 3.1. Tabla 3.1: Condensados de la Nébula Solar a temperaturas diferentes Temperatura ºC Condensados 1325 Óxidos Refractarios CaO, Al2O3, TiO2, Óxidos de RRE 1025 Fe metálico y Ni 925 Enstatita (MgSiO3) Fe en forma de FeO, que reacciona con enstatita para formar Olivino ((Fe, Mg)2 SiO4) Na reacciona con Al2O3 y silicatos para formar feldespato y minerales relacionados. Condensación de K y otros metales 725 alcalinos 400 H2S reacciona con Fe metálico para formar Troilita (FeS) Vapor de agua reacciona con Ca, obteniendo minerales para 280 formar Tremolita. 150 Vapor de agua reacciona -100 Vapor de agua condensa en forma de hielo Gas de NH3 reacciona con agua congelada para formar NH3-125 sólido y H2O Gas de CH4 reacciona con agua helada para formar CH4 sólido, 7H2O * Ar y excesos de CH4 condensan para formar Ar y CH4 sólido -250* Ne, H y He condensan (*) Estas reacciones probablemente no ocurren porque la temperatura en el disco planetario no disminuye a valores tan bajos. Fuente: Glass (1992), basado en Lewis (1974) Los condensados de acreción que formaron largos cuerpos como resultado de la adhesión selectiva, causada por fuerzas electrostáticas y magnéticas. Los cuerpos sólidos resultantes, llamados planenetisimales, que tenían diámetros que van desde aproximadamente 10 m., hasta mas de 1000 Km., y su composición química varió con la distancia desde el centro del disco planetario. Los planetesimales cerca del protosol estaban compuestos de compuestos refractarios, dominados por óxidos y Hierro y Níquel metálico; mas lejos Mg, Fe y silicatos, y mas lejos aun hielos compuestos por agua, amoniaco, metano y otros volátiles. El ritmo inicial de evolución de nuestro sistema solar fue remarcablemente rápido. El tiempo requerido por el Sol para alcanzar la temperatura de ignición para la fusión del Hidrogeno fue de tan solo años. La luminosidad inicial del Sol era 2 o 3 veces más grandes esto es consistente porque la secuencia principal ya que el Sol poseía un exceso de energía termal generada durante la contracción inicial. Esta fase de superluminosidad del Sol duro algo de 10 millones de años y resulto en la expulsión de cerca del 25% de su masa original en forma de viento solar compuesto por un plasma protón/electrón. Esta es llamada la Etapa T-Tauri de evolución estelar después la estrella es el prototipo para este proceso. Toda la materia gaseosa en las proximidades del Sol fue expulsada durante este periodo, y solo los planetesimales sólidos que teniendo diámetros mayores de 10 m permanecieron. Los planetesimales en la región interna del disco planetario subsecuentemente fueron acreciéndose para formar los así llamados planetas tipo Tierra- Mercurio, Venus, Tierra y Marte- y los parientes corporales de los meteoritos representados por los asteroides. Inestabilidades en la parte exterior del disco resultaron en la formación de planetas gaseosos externos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y, talvez, Plutón. El origen y la

15 composición química de Plutón todavía no son bien conocidos porque este planeta es difícil de observar desde la Tierra. Plutón tampoco corresponde a la llamada ley de Titius-Bode, que parece gobernar las distancias de los planetas desde el Sol cuando estas distancias están expresadas en unidades astronómicas (U. A), definida como la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. La ley de Titius-Bode fue publicada en 1772 por J. E Bode, director del Observatorio Astronómico de Berlín, y se basa en una serie de números descubiertos por J. D. Titius de Wittenberg en La serie de números esta compuesta por los números, 0.4, 0.7, 1.0, 1.6, 2.8,, que son obtenidos al escribir 0, 3, 6, 12, 24,, añadirles 4 a cada número, y dividirlo por 10. Esto resulta en números que corresponden a las distancias de los planetas desde el Sol de una forma remarcablemente bien incluyendo a Urano (Mehlin, 1968). Sin embargo, el radio de la orbita de Neptuno es de solo 30.1 U.A., donde el valor de Titius- Bode es de 38.8, y la discrepancia en el caso de Plutón es incluso mayor (Tabla 3.2). La ley de Titius-Bode predice un valor de 77.2, pero el radio orbital actual de Plutón es de solo 39.4 U.A. La discrepancia puede sugerir que Plutón no se formo en la orbita que ahora ocupa. Las propiedades físicas descriptivas del sistema solar que figuran en la tabla 3.2 indican que el 99,87% de la masa total del sistema solar (2.052 * 10 ^ 33 g) se concentra en el sol. El resto, 0,13%, se distribuye entre los nueve planetas principales, entre los que Júpiter es, por mucho, el más grande, con aproximadamente el 71% de las masas planetarias. Las densidades y tamaños de los planetas, que se muestran en la figura 3.1, varían ampliamente, esto se debe a la existencia de grandes diferencias en su composición química. Los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra, y Marte), así como la Luna y los asteroides son cuerpos sólidos compuestos principalmente de elementos y compuestos que tienen bajas presiones de vapor. Los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) tienen una densidad baja y son esencialmente gaseosos, aunque todos ellos probablemente tienen núcleos de condensación. Los planetas interiores se asemejan a la tierra en la composición química. Los planetas exteriores consisten principalmente de hidrógeno y helio con pequeñas cantidades de otros elementos y se asemejan al sol en su composición química. Los planetas similares a la Tierra (además de la Luna y los asteroides), en conjunto, representan sólo el 0,0006% de la masa total del sistema solar y sólo el 0,44% de las masas planetarias. Todos estos objetos están tan cerca del Sol que el radio de la órbita del asteroide exterior es sólo el 7% del radio total del sistema solar. Evidentemente, los planetas terrestres no son típicos del sistema solar y deben su existencia a las condiciones especiales en el cierre del disco planetario al sol. La Tierra es el mayor de los planetas interiores con cerca de50, 3% de la masa, seguido por Venus (40,9%), Marte (5,4%), y Mercurio (2.8%). Los planetas similares a la Tierra, vistos en la figura 3.1en la perspectiva de todo el sistema solar, son una anomalía física y química. La Tierra es la única entre sus vecinos que tiene cerca de 71% de su superficie cubierta por agua líquida, dentro de la cual la vida se desarrolló a principios de su historia y se convirtió en una multitud de especies del reino vegetal y animal. En la medida en que sabemos, las formas de vida no existen en la actualidad en ningún otro lugar del sistema solar.

16 Tabla 3.2: Propiedades del Sol y sus Planetas Distancia solar media Diámetro Densidad Numero Objeto ecuatorial Masa en gr. en de 10^6 Km. U. A. en Km. gr./cm3 satélites Sol ,4 1,987*10^33 1,4 - Mercurio 57,9 0, ,3*10^33 5,44 0 Venus 108,2 0, ,87*10^27 5,25 0 Tierra 149, ,98*10^27 5,52 1 Luna ,35*10^25 3,34 - Marte 227,9 1, ,44*10^26 3,94 2 Ceres (asteroide) 414 2, ,17*10^24 2,2 - Júpiter 778,3 5,2 142,984 1,9*10^30 1,33 16 Saturno ,54 120,536 5,69*10^29 0,7 21 Urano 2869,6 19,2 51,118 8,66*10^28 1,3 15 Neptuno ,1 49,562 1,0123*10^29 1,76 8 Plutón , ,5*10^25 1,1 1 Fuente: Carr et al. (1984), Glass (1982) and fact sheet, Jet Propulsion Laboratory. 3.2 ORIGEN DE LOS PLANETAS PARECIDOS A LA TIERRA Nuestro conocimiento actual sobre el origen del Sistema Solar indica que los planetas similares a la Tierra estaban calientes cuando se formaron y que su diferenciación geoquímica interna puede haber comenzado con la acumulación secuencial de planetesimales de composición diferentes. Planetesimales, compuestos de hierro metálico y óxidos de acreción, primero para formar un núcleo que fue enterrado posteriormente por los planetesimales compuestos de silicatos. Los planetas similares a la tierra fueron inicialmente fundidos por el calor generado por la captura rápida de los planetesimales y debido a un calentamiento radiactivo. La última fase de formación de la Tierra, Venus y Marte participaron de la captura de planetesimales formada de compuestos volátiles que se habían formado en los confines del disco planetario, tal vez más allá de la órbita de Júpiter. Estos planetesimales rico en volátiles, también conocido como cometesimales, son sólidos depositados compuestos de agua, amoníaco, metano y otros compuestos volátiles en la superficie del agua y otros volátiles..los depósitos en la tierra rápidamente se evaporan para formar una atmósfera densa de la que el agua en última instancia condensada en la superficie de la tierra se enfrió. Mercurio y la Luna no tienen partículas atmosféricas porque son demasiado pequeñas y conservan elementos gaseosos de bajo número atómico y sus compuestos. De acuerdo con este escenario, los planetas similares a la Tierra han estado enfriándose desde la época de su formación. Mercurio y la Luna se habían enfriado lo suficiente como para convertirse geológicamente inactivo en el sentido de que sus interiores ya no interactúan con sus superficies. Venus y la Tierra son los planetas más grandes, han retenido más del calor inicial que sus vecinos del Sistema Solar y aún están activos. Marte es de un tamaño intermedio y ha tenido erupciones volcánicas en el pasado geológico no muy lejano. Sin embargo, la edad del último vulcanismo en el espacio no se conoce. A pesar de la similitud en tamaño y composición general de Venus y la Tierra, sus superficies han evolucionado de manera muy diferente. Venus tiene una atmósfera densa

17 compuesta de CO2 que ha causado que su superficie sea extremadamente caliente y seca. La superficie de la Tierra se enfrió rápidamente, permitiendo formar los océanos hace 4 ^109 años por la condensación del vapor de agua en la atmósfera. La presencia de un gran volumen de agua en la superficie de la Tierra permitió procesos geológicos para operar y crear condiciones que favorezcan al desarrollo y evolución de la vida. Ni la Tierra ni ninguno de los planetas similares de la nebulosa solar ha tenido una atmósfera compuesta de hidrógeno y helio, porque estos gases fueron expulsados a la región interior del Sistema Solar durante la fase T-Tauri del Sol (Las estrellas T Tauri son las estrellas más jóvenes visibles). 3.3 Satélites de los planetas exteriores Todos los otros planetas tienen satélites, algunos de los cuales son más grandes que la Luna y el planeta Mercurio. En adición, esos satélites tienen una amplia gama de composición química y han respondido en muy diferentes modos a las fuerzas actuantes en ellos. Los grandes satélites de Júpiter fueron vistos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 con su nueva construcción telescopio. Actualmente, ellos probablemente han sido observados aun más temprano por Simón Maruis. Sin embargo, imágenes detalladas de sus superficies fueron obtenidas solo recientemente durante los vuelos De los Pioneros Americanos y las pruebas espaciales del Voyager. La cronología de estos eventos en la Tabla 3.3 revelan los saltos repentinos en la actividad de exploración del sistema solar entre 1973 y El planeta Júpiter tiene 16 satélites y un anillo vigilado por dos pequeños satélites. Los llamados satélites Galileanos Io, Europa, Ganimedes, y Calisto fueron actualmente nombrados en realidad Maruis después de los amantes mitológicos del dios griego Zeus cuyo nombre en latín era Júpiter. El quinto satélite fue descubierto 282 años después por Bernard quien lo llamo Amaltea después de una ninfa quien una vez alimento a Júpiter. Estos satélites junto con tres más pequeños encontrados en 1979 se mueven en orbitas cercanas circulares cerrando el plano ecuatorial de Júpiter. Cuatro pequeños satélites (Leda, Himalia, Lysithea, y Elara) están localizados acerca 11 millones de km de Júpiter y tienen orbitas excéntricas q están inclinadas cerca de los 30 o de su plano ecuatorial. Un tercer grupo (Ananké, Carme, Pasiphae, y Sinope) a una distancia de cerca de 22 millones de km de Júpiter tiene orbitas retrogradas cuya inclinación es entre 150 o y 160 o. los satélites Galileanos forman en efecto su propio sistema planetario a pequeña escala con Júpiter como su estrella central. Sus densidades, listadas en la Tabla 3.4 y explayada en la Figura 3.2, decrece con el aumento del radio de las orbitas desde 3.53 (Io) a 1.79 (Calisto) g/cm 3, por lo tanto se cree que tienen una composición química diferente significante. Tabla 3.3 Cronología de las exploraciones a los satélites de Júpiter y Saturno Planeta fecha de Nave descubrimiento espacial Comentarios Júpiter 3 de Diciembre de Izquierda del sistema Solar el 14 de Junio de Pionner Júpiter 2 de Diciembre de 1974 Pionner 11 Continuo a Saturno Júpiter 5 de Marzo de 1979 Voyager imágenes de satélites jovianos Júpiter 9 de Julio de 1979 Voyager imágenes de satélites jobéanos Saturno 1 de Septiembre de 1979 Pionner 11 Imágenes de baja resolución Saturno 13 de Noviembre de 1980 Voyager imágenes de satélites saturninos Saturno 26 de Agosto de 1981 Voyager imágenes de satélites saturninos

18 Urano Neptuno 25 de Enero de de Agosto de 1989 Voyager 2 Voyager 2 Imágenes de todos los satélites con sus anillos Imágenes del planeta y su satélite Tritón Después de Greeley (1985). Ío está compuesto principalmente de material de silicato, y puede tener un núcleo de sulfuro de hierro. A partir de los encuentros con la nave espacial Voyager, Peale y otros (1979) calcularon la cantidad de calor generado dentro de Ío por fricción de las mareas causadas por la atracción gravitacional de Júpiter y Europa y predijo que los volcanes activos pueden estar presentes. Esta predicción fue apoyada por imágenes enviadas por el Voyager I, el 9 de marzo de 1979, lo que indica que la superficie de este planeta no tenía cráteres, como se esperaba. Posteriormente Morabito y otros (1979) descubrió una enorme erupción volcánica en Ío que fue borrando los cráteres de impacto y todas las demás características topográficas en una amplia zona que rodea al volcán. Finalmente, nueve volcanes activos fueron identificados y nombrados con las deidades mitológicas relacionadas con el fuego (Amirani, Loki, Marduk, Masubi, Maui, Pele, Prometheus, Surt, y Voland). Los penachos volcánicos contienen dióxido de Azufre y los flujos de lava pueden estar compuestos de azufre líquido, de acuerdo al hecho de que el flujo de calor de la superficie de Ío es de color amarillo a rojo. El Flujo de calor de la superficie de Ío es cerca de 48 micro calorías/cm3/seg. por lo que es alrededor de 30 veces mayor al de la tierra. Ío es claramente el objeto más volcánicamente activo del Sistema Solar. Los otros satélites galileanos de Júpiter (Europa, Ganimedes y Calisto) tienen una menor densidad que Io y se componen de material de silicato con costras de hielo de agua y un manto de agua líquida. En la actualidad no son volcánicamente activas y sus superficies poseen cráteres. Europa parece estar completamente cubierta por un océano congelado de 75 a 100 km de profundidad. La corteza de hielo puede ser sustentada por el agua líquida que no se congela debido al calor generado por la fricción de las mareas. La superficie de Europa está atravesada por una multitud de bandas de curvas, algunas de las cuales se han trazado por más de 1000 km. Las bandas parecen ser fracturas en la corteza terrestre causada por la actividad tectónica interna y por los impactos de meteoritos. Las fracturas han sido llenadas posteriormente con agua subcorticales que se congelaron para formar diques de hielo. Ganimedes es más grande que el planeta mercurio y parece estar compuesto por agua y material de silicato en proporciones casi iguales. Su superficie está compuesta de agua helada mezclado con impurezas que causan que se oscurezca en color. El terreno oscuro está fragmentado y más lleno de cráteres que el terreno de color claro en el que están inmersos. La corteza de hielo es de unos 100 km de espesor y está sustentada por un manto de agua líquida entre 400 y 800 km de profundidad. El agua pudo haber invadido la corteza localmente en forma de aguanieve de hielo para producir cuerpos intrusivos de hielo. Calisto es el más exterior de los satélites galileanos. Es de color más oscuro que los demás y tiene una corteza helada llena de cráteres helados cerca de 200 km de espesor. Una característica destacada en su superficie es una gran cuenca con múltiples anillos llamado "Valhalla", cuyo diámetro es de casi 2000 km. Una segunda cuenca anillada cerca del polo norte es llamada "Asgard". La corteza de hielo puede ser sustentada por el líquido del manto alrededor de 1000 km de espesor compuesto de agua. Calisto aparentemente quedó inactivo muy temprano en su historia, en parte porque la cantidad de calor generado por la fricción de las mareas es menos que la de otros satélites galileanos. Además, menos calor se genera por la radioactividad porque su núcleo rocoso es relativamente pequeño.

19 Los satélites de Saturno, Urano y Neptuno están identificados en la tabla 3.4. Todos ellos fueron vistos durante el vuelo del voyager 2. Solo mencionaremos el titanio, el más largo de los satélites de Saturno. Tiene una atmosfera densa compuesta principalmente por metano, nitrógeno y pequeños montos de otros gases incluyendo etano, acetileno e hidrogeno. Así como los satélites Galileanos de Júpiter, cada uno de los satélites de Saturno, Urano y Neptuno son un único cuerpo en el sistema solar que tienen grabados en su superficie una historia de eventos provocados por procesos internos y externos. Imágenes y. De los satélites fueron recibidos recientemente durante los vuelos espaciales de prueba del voyager en 1981 (Saturno) 1986 (uranio) y 1989 (Neptuno). TABLA 3,4 PROPIEDADES FISICAS DE LOS SATELITES MAS IMPORTANTES DE JUPITER, SATURNO, URANO Y NEPTUNO NOMBRE DISTACIA MEDIA AL DIAMETRO DENSIDAD(g/ MASA(g) PLANETA (Km) (Km) cm3) JUPITER Io ,91*10^25 3,53 Europa ,87*10^25 3,03 Ganimedes ,49*10^26 1,93 Calisto ,06*10^26 1,79 SATURNO Mimas (3,7± 0,1)*10^22 1,2 Enceladus (7,4± 3,4)*10^22 1,1 Tethys (6,26± 0,17)*10^23 1 Dione (1,05± 0,03)*10^24 1,42 Rhea (2,16± 0,7)*10^24 1,3 Titan (1,348±0,017)*1 0^26 1,9 Hyperion Iapetus (2,8±0,7)*10^24 1,2 Phoebe URANO Miranda ,34*10^22 1,35 Ariel ,32*10^24 1,66 Umbriel ,26*10^24 1,51 Titania ,47*10^24 1,68 Oberon ,90*10^24 1,58 NEPTUNO Triton ,273*10^25 - Nereid ,3*10^ IMÁGENES DE NUESTRO SISTEMA SOLAR La exploración del Sistema Solar, recae principalmente en las muchas sondas espaciales que tienen la capacidad de tomar fotografías de la superficie planetaria y de regresar estas imágenes a la Tierra. Los dos aterrizadores Viking en Marte y las dos sondas Sondas Vayager son espectaculares ejemplos de esta técnica, mientras que la Luna ha sido explorada por astronautas Americanos que caminaron su superficie. La exploración de nuevos mundos, que no están a nuestro alcance, se ha convertido en una importante tarea para la comunidad y Científicos Terrestres. También un entendimiento de

20 estos nuevos mundos están basados en su mayoría en estudios de la composición química de la materia y de reacciones y procesos que tienen lugar en ella, las imágenes de las superficies de los planetas ayudan a identificar los problemas que deben ser resueltos. Por esta razón, examinamos algunas de las imágenes de nuestro Sistema Solar, para enfrentar el desafío que nos espera. Excelentes fotografías de las geoformas de las superficies planetarias aparecen en los libros de texto de Hamblin y Christiansen (1990) y el de Greeley (1985). FOTOGRAFIA. Página. 32: La Luna es una imagen familiar en el cielo. Su superficie está marcada con cráteres formados por los impactos de los meteoritos, que continúan cayendo, aunque a una muy reducida frecuencia. Los paisajes lunares consisten en oscuras planicies, llamadas mare (singular) y maría de mares (plural) y de Higlands montañosos y brillantes. Las cuencas tempranas de la Luna, están rellenados con fluidos parecidos a los basaltos. Los Higlands son más viejos que las cuencas de mare, y están compuestos por gabros anortositicos. La superficie de la Luna está cubierta por una capa de regolito (llamado coloquialmente suelo ) que consiste en rocas y partículas de minerales, capas de vidrio de impacto y pedazos de brechas regolíticas. Esta vista de la Luna fue tomada desde el espacio por los astronautas del Apollo 17 en Diciembre Muestra un áspero circulo, el negro Mare Crisium en el cuadrante superior izquierdo. Al suroeste del Mare Crisium está el Mare Fecunditatis, y directamente al oeste de Crisium está el Mare Tranquilitatis. El Mare Serenitatis está localizado al noroeste del Tranquilitatis y se extiende de al noroeste más allá del horizonte. FOTOGRAFIA. Página. 33: En la tarde del 20 de Julio de 1963 (EDT en la Tierra), Neil A. Armstrong y Edwin E. Aldrin, descendieron del transportador espacial y pusieron pie en la superficie de la Luna. Aterrizaron cerca del margen suroeste, en el Mar de la Tranquilidad (Mare Tranquilitatis). La fotografía muestra a Edwin Aldrin en su camino, bajando justo antes de pasar sus pies en la superficie lunar. La planicie polvorienta en el fondo contiene rocas dispersas eyectadas de los cráteres que fueron excavados por el impacto de los meteoritos. Fotografía. Página 34: La superficie de Marte es el que de todos los planetas del sistema solar se asemeje a los paisajes de la tierra, Marte tiene una atmosfera compuesta de N2 y CO2 con una péquela cantidad de H2O.Tambien tiene llanuras circulares llamadas Planitias y lugares altos muy parecidos a los cráteres de la luna. Marte ha sido un activo planeta, así lo evidencian sus volcanes escudos y sus valles de rift. En algunos lugares de Marte la superficie esta erosionada formando valles con patrones dendríticos similares a los de los valles terrestres. Por lo tanto, no hay razón para creer que el agua liquida ha estado presente en la superficie de Marte el hielo que, en forma de permafrost, todavía se puede producir en Marte en la actualidad. La imagen muestra la cima del volcán Monte Olimpo sobresaliendo a través de las nubes en una mañana helada en Marte, al igual que Los Mauna en la isla de Hawaii. La cumbre contiene varias calderas superpuestas cuya presencia sugiere una larga historia de actividad volcánica. El volcán es de 550 km diámetro en su de base, y se eleva 25 km por encima de la llanura circundante, mucho más alto que cualquier montaña en la tierra. Fotografía. Página 35: El Valles Marineris en Marte, que son probablemente valles del Rift, se extienden más las 2400 kilómetros en dirección este-oeste, cerca las ecuador marciano. Algunos de las valles son de hasta 200 Km de ancho y 7 km de profundidad. Las paredes de las valles han sido ampliamente modificadas por deslizamientos y por los canales de erosión. Las rocas en las que los valles se cortan en capas pueden ser los flujos de basalto

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