1) Nucleosíntesis primigenia 2) Nucleosíntesis estelar Alta masa Baja masa Binarias de baja masa 3) Nucleosíntesis interestelar 1

Transcripción

1 TERCERA CLASE CONTENIDO ORIGEN DE LOS ELEMENTOS QUIMICOS 1) Nucleosíntesis primigenia 2) Nucleosíntesis estelar Alta masa Baja masa Binarias de baja masa 3) Nucleosíntesis interestelar 1

2 En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: Durante los primeros 3 minutos después de la Gran Explosión y en el medio interestelar En el interior de las estrellas Explosiones de supernovas 2

3 (1) NUCLEOSINTESIS PRIMIGENIA 3

4 En el Universo los átomos (núcleos) se forman: Durante los primeros 3 minutos después de la Gran Explosión 4

5 La Gran Explosión. Nucleosíntesis primigenia Generación de elementos ligeros en el Universo temprano 1er segundo después de la Gran Explosión comienzan a formarse elementos, principalmente Deuterio (T 1010 K, d 105 gr/cm 3 ) 1er 3er minuto se sintetiza Helio y Litio 4to minuto las reacciones se detienen ( T K ) Se producían núcleos de Deuterio y se destruían p + n Ò D + γ Universo se expande Ò T disminuye Ò D es estable D + p 3 He 3 He + 3 He 4 He + 2p 3 He + 4 He 7 Be 7 Be + e- 7 Li Wilkinson Microwave Anisotropy (WMAP) Edad actual: 13,7 Ga 5

6 La Gran Explosión. Nucleosíntesis primigenia Fondo cósmico T = 2.7 K ΔT= K Universo temprano formado por (Trazas de D, 3 He, 7 Li) 75 % de Hidrógeno 25 % de Helio ( 4 He) 0 % de Metales ~ 300,000 años formación de átomos: núcleo + electrones 6

7 (2) NUCLEOSINTESIS ESTELAR 7

8 Sol SOHO En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: En el interior de las estrellas Ultravioleta extremo: A T= T= K 8

9 Nucleosíntesis estelar. Formación de elementos pesados Generación de elementos en el interior de las estrellas a partir del H ~ millones de años después de la Gran Explosión cuando se forman las primeras estrellas En las galaxias, de las nubes de gas nacen estrellas con amplia distribución de masas 0.1 M 8 à 100 M 8 Nebulosa del Aguila Pilar gaseoso 9

10 Evolución estelar Se contrae la nube de gas, empiezan las reacciones nucleares en el centro (T o K) y se fusionan 4 núcleos de H en 1 de He. EQUILIBRIO HIDROSTATICO. La evolución de las estrellas depende de: * Masa Inicial Baja masa, m < 9 M 8 Alta masa, m > 9 M 8 * Aisladas o Acompañadas 10 Estrellas nacientes Nebulosa con discos de Orion protoplanetarios

11 Evolución Estelar Nucleosíntesis estelar: COMBUSTIÓN de H Resultado: a partir de 4 p obtenemos 4 He m < 1 M 8 PPI H + H D + e + + ν D + H 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He + 2p + γ Reacción muy lenta, ~ años, determina la edad del Sol m > 1 M 8 3 He + 4 He 7 Be + γ PPII 7 Be + e - 7 Li + ν 7 Li + H 8 Be + γ 8 Be 2 4 He + γ PPIII 7 Be + H 8 B + γ 8 B 8 Be + e + + ν 8 Be 2 4 He + γ 11

12 Evolución Estelar. Estrellas de baja masa Las estrellas de m < 9 M 8 sintetizan Helio, Carbono y Nitrógeno 4 He + 4 He 8 Be + 4 He 12 C + γ Los elementos producidos en estas estrellas son expulsados al medio interestelar a través de: vientos estelares y Nebulosas Planetarias Nebulosa Planetaria En el centro queda el núcleo de la estrella: enana blanca (m < 1.4 M 8, radio radio Tierra ) 12

13 Evolución Estelar. Ciclos CNO Nucleosíntesis estelar: COMBUSTIÓN DEL H Se produce para T > K Estrellas evolucionadas Estrellas de masa > 2 M Núcleos de C, N y O actúan como reactivos/catalizadores 12 C + 1 H 13 N + γ 13 N 13 C + e + + ν e 13 C 1 H 14 N + γ 14 N + 1 H 15 O + γ 15 O 15 N + e + + ν e 15 N + 1 H 12 C + 4 He 15 N + 1 H 16 O + γ 16 O + 1 H 17 F + γ 17 F 17 O + e + + ν 17 O + 1 H 14 N + 4 He Resultado: 4H 4 He 12 C y 16 O 14 N 98% de los isótopos de CNO se convierten en 14 N 13

14 Nebulosa Planetaria Bipolar 14

15 Evolución Estelar. Estrellas de baja/alta masa Nucleosíntesis estelar: COMBUSTIÓN de He Reacciones 3-α 12 C + 4 He 16 O + γ 16 O + 4 He 20 Ne + γ Elementos α Fusión de una elemento blanco con una partícula alfa (núcleo de 4 He) 15

16 Evolución estelar. Estrella de baja/alta masa Elementos α 16

17 Evolución estelar. Estrella de alta masa Las estrellas de m > 9 M 8 producen todos los elementos principalmente Oxígeno, Neón, Magnesio, Aluminio También Fósforo, Azufre, Silicio, Potasio, Uranio. Los elementos sintetizados son expulsados al medio interestelar a través de: * Vientos estelares * * Supernovas del tipo II * El núcleo estelar se convierte: en una estrella de neutrones (1.4 < m/m 8 < 3) en un agujero negro (m > 3 M 8 ) 17 Explosión de SN

18 Evolución estelar. Estrella de alta masa H Ò He Ò C Ò N (semejante a estrella de baja masa) Continúan las fases de combustión a partir del C generando una estructura en capas de cebolla combustión del C combustión del Ne combustión del O 18

19 Evolución estelar. Estrella de alta masa Combustión del C (cuando T ~ K) 12 C + 12 C 23 Na + p 20 Ne + 4 He 23 Mg + n 24 Mg + γ 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ 23 Na + p 24 Mg + γ combustión del Ne 24 Mg es el más abundante después de la cadena 19

20 Evolución estelar. Estrella de alta masa Combustión del O (cuando T ~ K) 16 O + 16 O 32 S + γ 31 P + p 31 S + p 28 Si + 4 He 24 Mg He 28 Si es el más abundante después de la cadena 20

21 Evolución estelar. Estrella de alta masa Elementos α cuando T ~ K la creación de partículas α por desintegración y su captura alcanza un equilibrio que favorece la producción de núcleos de alta energía de ligadura A partir de núcleos semilla de 24 Mg y 28 Si 36 Ar, 40 Ca, 44 Sc, 48 Ti, 52 Cr, y principalmente 56 Ni El 56 Ni creado se desintegra en 56 Fe 56 Ni (β + ) 56 Co (β + ) 56 Fe 21

22 Evolución estelar. Estrella de alta masa Una vez se ha sintetizado el 56 Fe... Todas las reacciones hasta el Fe son exotérmicas a T > K: 56 Fe + γ 13 4 He + 4n Q reacción endotérmica! Fotodesintegración del Fe Núcleo colapsa en t < 1 seg, r núcleo =1000 Ò 1 km Se expulsan capas exteriores, SN Síntesis explosiva de elementos < Fe Supernova! Síntesis de elementos > Fe por captura de n 22

23 En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: Explosiones de supernovas 23

24 Estrella de 20 M 8 rotando con v=300 km/seg SN1987A - LMC 24

25 Evolución estelar. Estrella de alta masa Nucleosíntesis explosiva: SUPERNOVAS Según la onda de choque pasa las distintas capas (de H, de He, de C, etc...) se produce combustión explosiva aumento brusco de T y P escala de tiempos de reacción muy corta (<desintegración) 1) zonas ricas en H: 13 C, 15 N, 17 O 2) zonas ricas en He: 15 N, 18 O, 19 F, 21 Ne 3) zonas ricas en C: 20 Ne, 23 Na, 24 Mg, 25 Mg, 26 Mg, 27 Al, 29 Si 4) zonas ricas en O: 28 Si, 32 S, 34 S, 35 Cl, 36 Ar, 38 Ar, 40 Ca, 46 Ti 5) zonas ricas en Si: 32 S, 36 Ar, 40 Ca, 52 Cr, 54 Fe, 42 Ca, 54 Cr, 56 Fe 25

26 Evolución estelar. Estrella de alta masa Formación de elementos + pesados que el Fe Captura de neutrones captura no depende de la barrera coulombiana Qué ocurre cuando un núcleo absorbe un n? (Z, A) + n (Z, A+1) + γ pero el núcleo formado puede ser inestable (Z, A) + n (Z+1, A+1) + ν + e - si el núcleo es estable: puede absorber más n si el núcleo es inestable: la trayectoria nucleosintética depende del flujo de n 26

27 Evolución estelar. Estrella de alta masa SUPERNOVAS Captura de neutrones Procesos R : Flujo de n muy elevado (~ neutrones cm -3 ) p.e. Th, U, Pu Tiempo entre dos capturas de n menor que el tiempo de desintegración τ n 10-6 s < τ desintegración n se producen en explosiones de supernova producidos por reacciones: p + e - n + γ 27

28 Elementos R : situados fuera de la trayectoria de estabilidad 28

29 Evolución estelar. Estrella de alta masa Se generan por varios procesos secundarios sobre núcleos creados por procesos S o R Elementos P : producidos en explosiones de SN de estrellas masivas p.e. 164 Eu Los e + pueden ser absorbidos por núcleos y transformar n p e + + (A, Z) (A, Z+1) + γ + (A, Z) (A, Z+1) + e - + Reacciones con p : (A, Z) + p (A+1, Z+1) + γ afectan a los más ligeros (A<150 menor barrera coulombiana) Absorción de fotones: (A, Z) + γ (A+1, Z) + n (T 10 9 k) afectan a los más pesados (A>150) ν ν 29

30 En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: m < 9 M 8 en etapa AGB 30

31 Evolución Estelar. Estrellas de baja masa Procesos S Formación de elementos desde el 56 Fe hasta el 209 Bi Alto tiempo de vida de un núcleo frente a la captura de n (τ n 10 4 años) Se produce en: Gigantes Rojas de estrellas de baja masa Estrellas de masa intermedia (en fase AGB) Flujo de n no muy elevado (~ 10 5 neutrones cm -3 ) El elemento semilla es el 56 Fe y los procesos acaban en 206 Pb Última reacción S: 209 Pb + n 206 Pb + 4 He 31

32 Elementos S : situados sobre la trayectoria de estabilidad Tecnecio 99 Tc 32

33 Evolución Estelar. Estrellas de baja masa. Producción de neutrones En flashes de helio: Si el 12 C es más abundante que el H ciclo CNO incompleto 12 C + p 13 N 13 C + e + + ν 13 C + 4 He 16 O + n Reacciones a partir de 18 O 18 O + 4 He 21 Ne + n 18 O + 4 He 22 Ne + γ 22 Ne + 4 He 25 Mg + n 22 Ne + 4 He 26 Mg + γ 25 Mg + 4 He 28 Si + n 26 Mg + 4 He 29 Si + n 33

34 Los sistemas binarios cercanos producen: *Hierro*, Silicio, Azufre, Calcio Evolución Estelar. Estrellas Binarias Si las estrellas binarias son muy cercanas hay paso de material de una a otra Cuando una enana blanca captura masa de su compañera explota como Supernova del tipo Ia Nuclesíntesis durante deflagración (subsónica) o detonación (supersónica) 34

35 Progenitor de: Novas SNIa Acreción < M /año Mbinaria 2 18 M. Primaria y secundaria estrella de baja masa 35

36 SNIa de Tycho. Rayos X. 36

37 Novas Producen : 7 Li, 13 C, 15 N, 17 O, 22 Na, 26 Al Evolución Estelar. Estrellas Binarias Capa de hidrógeno. Nuclesintesis explosiva C-O enana blanca acreción alta > M /año Los mismos sistemas binarios que producen SNIa pueden producir novas dependiendo del ritmo de acrecimiento del material rico en H (más rápido que en el caso de SNIa) La explosión se produce sobre la superficie de la enana blanca, no la destruye completamente Puede volver a ocurrir un evento nova en el mismo sistema 37

38 En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: ASTILLAMIENTO (spallation) Rotura de núcleos pesados por partículas (p, α) de alta energía (~MeV al menos) Rayos cósmicos. Se producen en vientos estelares, explosiones de supernova, etc 6 Li, 9 Be, 10 B y 11 B 38

39 ASTILLAMIENTO Rotura de núcleos pesados por partículas (p, α) de alta energía (~MeV al menos). Se producen en vientos estelares, explosiones de supernova, etc Elementos P por Astillamiento de núcleos pesados: Destrucción parcial por impacto de p o α bien en RCs o por el paso de un frente de choque de SN Explican las abundancias de 138 La y 180 Ta Producen los elementos P más pesados a partir del astillamiento del Pb 180 W, 190 Pt, 196 Hg 39

40 RESUMEN: ORIGEN DE LOS ELEMENTOS 1 H : producido en la G.E., destruido en estrellas D, 3 He: producido en la G.E., destruido en estrellas, producido en estrellas 1-2 M 4 He: producido en la G.E. y estrellas M 7 Li: producido en la G.E., AGBs (5-8 M ), novas, algo por astillamiento 6 Li, 9 Be, 10 B, 11 B: producidos por astillamiento 40

41 RESUMEN: ORIGEN DE LOS ELEMENTOS 12 C: producido por combustión del He en estrellas de masa intermedia y masivas 13 C: producido por ciclo CNO explosivo en flashes de helio y en estrellas de masa intermedia y novas 14 N: producido en el ciclo CNO en estrellas de masa baja e intermedia 15 N: producido en el ciclo CNO explosivo en SNs y novas 16 O: producido en la combustión del He en estrellas masivas 18 O: producido por combustión explosiva del He en SNs 41

42 RESUMEN: ORIGEN DE LOS ELEMENTOS 20 Ne, 24 Mg: producidos por combustión del C en estrellas masivas. El 24 Mg también se produce en la combustión del Ne 28 Si, 32 S: producidos por combustión del O en estrellas masivas y deflagración del C en SN tipo Ia 40 Ca: producido por combustión explosiva del O y Si en estrellas masivas y deflagración del C en SN tipo Ia 56 Fe: producido por deflagración del C en SNs tipo Ia y en la combustión de Si en estrellas masivas 42

43 RESUMEN: ORIGEN DE LOS ELEMENTOS Elementos α: producidos en las últimas etapas de combustión en estrellas masivas (Principales núcleos considerados como α : 24 Mg, 28 Si, 32 S, 36 Ar, 40 Ca, 44 Ca, 48 Ti ) Elementos S : producidos en flashes de He en estrellas de baja masa y comb. del He en estrellas de masa intermedia Flujo de n no muy elevado (~ 10 5 neutrones cm -3 ) desde el 56 Fe hasta el 209 Bi Elementos R : producidos en explosiones de SN de estrellas masivas Flujo de n muy elevado (~ neutrones cm -3 ) p.e. Th, U, Pu Elementos P : producidos en explosiones de SN de estrellas masivas p.e. 164 Eu Los e + pueden ser absorbidos por núcleos y transformar n p 43

44 Astillamiento Big-Bang ESTRELLAS DE BAJA Y ALTA MASA Post AGB Post AGB SN SN 44