El inicio. Geoquímica: Formación de los elementos Formación del sistema solar Formación de la tierra

Transcripción

1 El inicio En el comienzo (t=0), toda la materia y energía que constituyen el universo, estaba concentrada en un punto como una esfera hiperdensa (las leyes físicas que rigen este tipo de sistema no están entendidas del todo). Algo que no conocemos ocasionó que este sistema de alta concentración de materia y energía estallara a la velocidad de la luz, dando inicio a una expansión que continua hoy en día, así se formo el universo. Geoquímica: Formación de los elementos Formación del sistema solar Formación de la tierra

2 Antes de la química tuvo primero que haber elementos Como se originaron los elementos en el universo o mas bien como se origino el universo? La cosmología estudia e investiga la naturaleza e historia del universo Es la parte fundamental de la química y la física

3 El origen de todo Para un cosmólogo, la existencia de la materia es algo desconcertante, un problema que no ha encontrado solución desde que la física teórica se lo planteo hace mas de 40 años. Aun las teorías mas aceptadas acerca del origen del universo no ofrecen todavía una explicación convincente. La existencia de la materia es un capitulo inacabado de la teoría del Big Bang, por todo lo demás, acierta a explicar casi todo lo que observamos

4 Para estudiar la naturaleza e historia del universo, la mejor forma de hacerlo es empezar analizando de lo que esta formado, de la materia que lo constituye. El universo que vemos, que tocamos, de lo que estamos hechos, esta compuesto de un sistema ordenado pero muy diverso de elementos, desde el Hidrogeno hasta el Uranio El universo esta compuesto aproximadamente de un 92% de H y 8% de He. Los otros 90 elementos de ocurrencia natural apenas si existen

5 El estudio de los elementos ha ido hacia muchas y diversas direcciones, pero ninguno ha sido mas fructífero o exitoso, que aquel orientado a cuantificar los elementos en las estrellas y en la tierra El método que ha aportado los datos mas valiosos es la espectroscopia óptica Estudio de la luz y sus características espectrales a nivel de longitud de onda

6 El Big Bang Hace 13.7 mil millones de años (13,700,000,000) Ocurrió una explosión tan poderosa que el espacio mismo fue impulsado en forma de torbellinos hacia todas direcciones casi instantáneamente 200 Millones de años mas tarde, se formarían las primeras estrellas Actualmente el universo aun se esta expandiendo.

7 El Big Bang La teoría del Big Bang es la teoría científica dominante sobre el origen del universo. De acuerdo con esta teoría, el universo se formo a partir de una explosión cósmica que expulso una mezcla de materia y energía hacia todas direcciones. Todo lo que ahora existe se concentraba en un punto llamado La gran singularidad

8 En el comienzo (t=0), toda la materia y energía que constituyen el universo, estaba concentrada en un punto como una esfera hiperdensa (las leyes físicas que rigen este tipo de sistema no están entendidas del todo). Algo que no conocemos ocasionó que este universo estallara a la velocidad de la luz, dando inicio a una expansión que continua hoy en día. Expansión y Enfriamiento t <1 segundo: T ºK, La materia y energía existían como una "Sopa de Quarks". t 1 segundo: T 10 9 ºK, los Quarks se reorganizan en protones (núcleos de hidrógeno), en partículas (núcleos de Helio), neutrones y electrones. t 500, 000 años: T 3000 ºK, los electrones se fijan a los núcleos de H y He (se sintetizan los primeros elementos químicos, nucleosíntesis), se separa la materia de la energía y el universo se hace visible. t = actual ~ (12 a 18)*10 9 años. ( t=tiempo y T=temperatura)

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11 Que provoco esta explosión? No se sabe Se sugiere que fue una explosión seguida de una expansión, debido a que actualmente todas las galaxias se están separando unas de otras. Por lo tanto, alguna vez estuvieron juntas La teoría anticipa la existencia de una radiación de fondo (background radiation) que son los restos de esta gran explosión. La radiación fue descubierta en 1964 por Arno Penzias y Robert Wilson (ganadores del premio nobel por su descubrimiento) y con eso la confirmación del Big Bang Aunque la teoría del Big Bang es la mas aceptada, probablemente nunca podrá ser probada, debido a que nunca se podrán reproducir las condiciones iniciales y con esto muchas preguntas no serán contestadas

12 Los astrónomos y físicos definen como núcleosíntesis al proceso de generación de elementos pesados a partir de ligeros Lo físicos consideran que durante el Big Bang solo se produjeron neutrones. Sin embargo, la rápida expansión del universo provoco también enfriamiento, los neutrones espontáneamente decayeron a protones y electrones. Posteriormente, los protones y neutrones se unieron para formar los núcleos; estos núcleos a su vez atraparon electrones a su alrededor para dar origen al primer elemento H, después núcleos de hidrogeno se unieron para formar al He. Es decir, solo los elementos ligeros (H, He) fueron generados durante el Big Bang y por lo tanto presentes en el universo temprano

13 Los astrónomos y físicos definen como núcleosíntesis al proceso de generación de elementos pesados a partir de ligeros Todos los elementos restantes fueron generados por combustión nuclear dentro de las estrellas (fabricas de elementos). En las estrellas, los núcleos de elementos ligeros son aplastados unos contra otros (fusionados), generándose así núcleos mas pesados, proceso conocido como fusión nuclear. La fusión de 4H da origen al He, la fusión de H y He resulta en Be, el Be al fusionarse con He da origen al C, el C con He produce O y así sucesivamente.

14 Las estrellas Que son? Como se forman o se formaron? De que están hechas?

15 El evento Big Bang expulsó remolinos de nubes de gas hacia el universo en expansión. Estos remolinos, provocaron la acumulación anómala de ese material en ciertas zonas de ese universo primordial. Estos remolinos de nubes cada uno con su centro de gravedad, empezaron a atraer o absorber todo el gas de las regiones que los rodeaban, convirtiéndose así en grandes esferas crecientes de polvo y gas. Cuando estas esferas (mayormente de H y He) fueron lo suficientemente grandes para convertir la fuerza gravitacional en calor y generar temperaturas del orden de K, entonces se dieron las condiciones propicias para la ocurrencia de reacciones termonucleares, convirtiéndose así esos centros gravitacionales en centros de generación de calor y luz, oficialmente volviéndose estrellas.

16 Como ocurre la generación de los elementos?... Es aleatoria, desordenada o existe un plan? Primero definamos que es un elemento: Un elemento es una sustancia fundamental, que no puede ser dividida sin destruir su identidad. Un átomo es una partícula de un elemento Todos los elementos excepto H y He (109 conocidos) se originaron en las estrellas hace mucho tiempo atrás El modelo teórico del átomo, es fundamental para el entendimiento de la química Los átomos son representados como esferas microscópicas integradas por 3 tipos de partículas subatómicas: Neutrones, protones y electrones

17 Abundancia cósmica de los elementos

18 Abundancia cósmica de los elementos Como vimos en el diagrama anterior, el H es por mucho el elemento mas abundante del universo (92%), posteriormente le sigue el He (8%) La abundancia de el resto de los elementos decrece exponencialmente con el aumento del numero atómico El decremento continua a través de la tabla periódica, hasta alcanzar el grupo del hierro. En proporción, estos elementos son veces mas abundantes que sus vecinos Esta seria la única perturbación en la distribución cósmica de los elementos de ocurrencia natural

19 Protones y neutrones residen en el núcleo, en el centro del átomo; ambas partículas tienen la misma masa, pero los protones tienen carga positiva (+), mientras los neutrones carecen de carga, es decir son eléctricamente neutros Los electrones son partículas subatómicas mucho mas pequeñas y tienen solo una 1/1800 parte de la masa de un protón. Debido a ser mas pequeños, los electrones son atraídos por los protones los orbitan a varias distancias, moviéndose a grandes velocidades (se les representa como nubes de electrones) El tamaño de un átomo esta definido o determinado por las orbitas de los electrones mas externos

20 Generación de los elementos Las reacciones termonucleares en el interior de las estrellas, se inician con la fusión de núcleos de H para formar He a temperaturas del orden de 10*10 6 K. El sol ha estado generando la energía por la reacción de fusión de H, esa es la energía que irradia hacia el espacio Lo anterior nos indica que esta produciendo solo Helio y Deuterio. Por lo tanto, todo el resto de los elementos en el sol provienen de estrellas ancestrales, cuya explosión Terminal (muerte, supernova) formó gases y polvo cósmico en el espacio interestelar, a partir del cual se formaron el sol y los planetas del sistema solar hace 4.6*10 9 años La fusión de núcleos de H para formar He, ocurre por una reacción de cadena protón-protón, la cual incluye y como productos intermedios Las estrellas no generan su calor y luz dividiendo (fisión) el átomo como en las plantas nucleares, por lo contrario, ellas generan su luz y calor juntando átomos (fusión)

21 COMBUSTIÓN TERMONUCLEAR Energía es liberada cuando la fusión causa que una pequeña fracción de masa atómica sea convertida en energía, de acuerdo con la famosa ecuación de Albert Einstein E=mc2. Esa es la energía calorífica que recibimos del sol

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23 Fusión del Helio y productos secundarios: ( 2 He, 8 O, 11 Na, 12 Mg)

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25 Con esta serie de procesos ocurren combustiones sucesivas hasta llegar a Fe. Cada capa produce productos de fusión que son quemados en la capa interior siguiente, obteniendo finalmente la estrella con una estructura tipo "cebolla", como se muestra en las siguientes figuras:

26 Pero hasta donde va la cadena de formación de elementos por fusión termonuclear? En los primeros minutos después del Big Bang (temp. > K, se formaron algunos de los elementos mas ligeros, entre otros, todo el H, la mayor parte del He y en menor proporción Li, Be y B. Estos tres últimos no fueron producidos en grandes cantidades debido a su gran inestabilidad. Debido a la expansión del universo y el descenso de la temperatura, tampoco se pudieron producir el resto de los elementos (del C en adelante), estos se han sintetizado y aun se sintetizan en el interior de las estrellas, así como en las explosiones estelares (supernovae), es decir la muerte de las estrellas. Para tratar de responder esta pregunta debemos incursionar en la sistemática nuclear La energía de enlace o de unión nuclear (Nuclear Binding Energy) La energía de unión de un núcleo, es la cuantificación de que tan apretados o que tan ajustados se mantienen los protones y neutrones unidos por las fuerzas nucleares. La energía de enlace por nucleón (partícula del núcleo protón o neutrón), es la energía requerida para remover del núcleo a un neutrón o protón, ésta energía está en función del numero de masa A (masa atómica).

27 Un núcleo siempre pesa menos que la suma separada de los pesos de los protones y neutrones que lo integran. Esta diferencia de masa es lo que se conoce como energía de enlace. Es la energía que mantiene al núcleo junto o ligado (protones apretujados con otros protones en un espacio reducido produce una tremenda repulsión electrostática) una gran cantidad de energía se necesita para mantener a los nucleones unidos en el núcleo.

28 La curva de energía de enlace implica que sí dos núcleos ligeros del lado izquierdo de la curva coalesen para formar un núcleo mas pesado, o sí un núcleo pesado del lado derecho de la curva se divide para formar dos mas ligero, siempre da como resultado en un núcleo mas fuertemente ligado o unido, en cualquiera de los dos casos, fusión o fisión siempre se liberará energía.

29 La unidad de masa atómica (Atomic Mass Umit AMU), se ha definido como 1/12 de la masa del isótopo de carbono de masa 12. Por lo tanto el carbono-12 ( 12 C) tiene una masa de 12 unidades de masa atómica (12 AMU) y una unidad de masa atómica (un AMU) es igual a X10-24 gramos. La parte más densa del átomo es el núcleo, su radio es aproximadamente cm, pero contiene más del 99.9 % de la masa de un átomo. Existe una pequeña pero significativa diferencia entre las masas del protón y de un neutrón; además la masa del núcleo es mucho más compleja que solo sumar las masas de los nucleones. Estas observaciones las podemos modelar usando la famosa ecuación de Einstein E=mc 2 Donde E es energía, m es la masa y c es la velocidad de la luz. Rescribiendo la anterior ecuación en forma de diferencia E= c 2 m donde E es el cambio de energía relacionado por medio de la constante de proporcionalidad c 2 al cambio en masa m. La diferencia de masas entre el material inicial y el producto resultante es la energía liberada.

30 En dimensiones atómicas, no sólo es conveniente definir una nueva unidad de masa sino también una nueva unidad de energía. En este caso la unidad de energía más usada es el volt electrón (electron volt). Formalmente se define como la energía adquirida por un electrón durante su aceleración a través de una deferencia de voltaje de un volt. Un volt electrón es igual a 3.88X10-20 calorías, cantidad demasiado pequeña sí consideramos que una cucharada de azúcar contiene 20,000 calorías (o 20 Calorías -la letra mayúscula es usada por los nutriólogos para decir 1000 calorías).

31 Por ejemplo, el isótopo de helio ( 4 He) tiene un número de masa de 4 (que es igual a 2 protones y dos neutrones en el núcleo), pero con una masa de AMU. Sí consideramos una reacción hipotética, en la cuál combinamos 4 átomos de hidrogeno (1H) cada uno con una masa de AMU para formar un átomo de helio ( 4 He), el cambio de masa sería 4 1 H= 4 He 4X( )= m donde m es la masa que no se encuentra en el átomo de helio y que es igual a AMU. Usando la ecuación de la energía de Einstein, la energía equivalente a esta masa es de 26.6 millones de volt electrón (MeV). La energía derivada de un gramo de hidrógeno (1 mol) usado para formar helio es entonces Por supuesto, ésta reacción es por mucho hipotética (solo ocurre en el sol), puesto que es la principal fuente de energía del sol!

32 Fe y los elementos vecinos (V, Cr, Mn, Co Ni), poseen las mayores energías de enlace por núcleo. Si la T continua aumentando, se favorece fotodesintegración con absorción de energía (fisión nuclear). Se produce colapso del núcleo y destrucción del sistema, lo que se denomina Gigante Roja (masa similar a la del Sol), Supernova (Masa varias veces la del Sol) u Hoyo Negro (con masa gigantesca).

33 Supernova (novae); una estrella que muere

34 Lo anterior ocurre debido al colapso de la parte más interna del núcleo de la estrella, las capas externas se precipitan hacia el centro. Esta colisión de material nuclear, produce las condiciones extremas que conducen a la formación de elementos mas pesados. Las temperaturas extremadamente altas proporciona a los núcleos atómicos la energía cinética necesaria para volverse extremadamente reactivos; además, la presencia de un gran flujo de neutrones producto de la fisión del Fe en el núcleo central de la estrella son capturados por los núcleos presentes, los cuales sufren desintegración por la conversión de un neutrón en protón más un electrón. Cada captura de un neutrón provocará que el núcleo afectado aumente su número atómico en una unidad luego de la desintegración radiactiva Se reconocen dos tipos de procesos por captura de neutrones, los cuales difieren dependiendo de la intensidad del flujo de neutrones:

35 Procesos-s: Flujo moderado de neutrones (etapa de colapso estelar tipo Gigante Roja) Procesos-r: Flujo muy intenso de neutrones (etapa de colapso estelar tipo Supernova)

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37 el medio interestelar con elementos mas pesados que H y He. Si una nébula ya reciclada entra en un sistema globular para formar de nuevo una estrella, ahora de segunda generación, el gas interestelar contiene nucleidos pesados y la combustión ocurre con mayor probabilidad mediante el proceso denominado ciclo Carbono - Nitrógeno - Oxígeno (CNO), en el cual los nucleidos de H se fisionan con Carbono para producir nitrógeno y luego Oxígeno. Esta forma de combustión de H, requiere de condiciones menos extremas que la cadena protónprotón de las estrellas de primera generación.

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39 Secuencia de formación de los elementos y los procesos que los generan

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41 Principales observaciones que se desprenden de la abundancia cósmica elementos: H, He >>>> C, N, O, Mg, Si, Fe, S >>> Resto Mas del 75% de la masa del Universo es H. Mas del 99% es H + He. La abundancia decrece exponencialmente hasta Z ~ 60, luego permanece aproximadamente constante. La abundancia de los elementos de Z>50 es muy baja y no varia de manera apreciable con el aumento de Z. Los elementos con Z par son más abundantes que Z impar. La abundancia de Li, Be y B es anormalmente baja comparada con la de otros elementos livianos. La abundancia de Fe es notablemente mayor que la de los elementos cercanos con Z similar. Tc y Pm no se detectan en el sistema solar debido a que todos sus isótopos son inestables y se desintegran rápidamente. Los elementos de Z>83 (Bi) no poseen isótopos estables, pero se presentan en baja abundancia debido a que son hijos (radiogénicos) de U y Th.

42 El universo?

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45 Dimensiones del cósmicas Unidad Astronómica (U.A.): Distancia promedio Tierra - Sol = ~ 150*10 6 Km. Es de utilidad a escala del Sistema Solar Año Luz (A:L.): Distancia que recorre la Luz en 1 año a ~ Km/seg. (= 9.5*10 12 Km = 6.3*10 6 U.A.) Es de utilidad a escala del Universo. Punto de vista normal: Sistema de 3 dimensiones: Largo, Ancho y Profundidad. Punto de vista del Universo: Sistema de 4 dimensiones: Largo, Ancho, Profundidad y Tiempo. El universo que observamos desde la Tierra es aquel que se revela a través de la radiación electromagnética que nos llega. Debido a que esta radiación viaja a una velocidad finita (velocidad de la Luz), cuando observamos el universo estamos viendo hacia el pasado. Organización: Unidad Básica: Estrella (Reactor Elemental. Sintetiza elementos químicos y emite una gran cantidad de energía). Galaxia: Acumulación de estrellas Universo Isla: Acumulación de galaxias. Universo: Acumulación de Universos Isla.

46 Distancias estelares y/o cósmicas Tierra Luna 1.28 Seg./Luz Diámetro del Sistema Solar 11 horas/luz Sol-Alpha Centaury (estrella mas cercana) 4 Años/Luz Diámetro de la Galaxia 100,000 Años/Luz Galaxia mas cercana (Andrómeda) 2*10 6 Años/Luz Universo observable en cualquier dirección 12*10 9 Años/Luz

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