El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias. Contenido. Abundancias solares. Aspectos a remarcar

Transcripción

1 El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Contenido Las abundancias cósmicas Las partículas primordiales La nucleosínstesis primordial El interior de las estrellas Etapas explosivas y la formación de los elementos pesados Abundancias solares Abundancias solares en Número de Masa Aspectos a remarcar Isótopos mas livianos son los mas abundantes Isótopos del Li, Be y B can bajas abundancias Entre A = 12 (C) y 40 (Ca) pendiente decreciente con el efecto par-impar superpuesto Pozo entre 41 < A < 50 Pico simétrico entre 45 < A < 67 con máximo en A=56 Cambio de pendiente en la caída luego del pico de 56 Fe en A ~ 70. Luego caída abrupta hasta A ~ 100, estabilización hasta A ~140, nueva caida hasta A ~ 150, estabilización hasta A ~180, para incrementar hasta A ~ 209 Abundancias en el Sol y meteoritos 1

2 Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones [He]/[H] Medio interestelar y estrellas jóvenes Galaxias normales cercanas Nube Mayor de Magallanes Nube Menor de Magallanes Galaxias lejanas Promedio / La producción en las estrellas puede explicar La física de partículas Sustancias básicas: elementos Elementos son distintas especies de átomos Átomos constituídos por Núcleo: protones (p + ) neutrones (n 0 ) Electrones (e - ) Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas Antimateria Subestructuras A toda materia se asocia antimateria electrón positrón protón antiprotón neutrón antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN Quarks y leptones Las fuerzas fundamentales Baryons + Mesons = Hadrons 2

3 La Unificación de las Fuerzas Resumen de la Historia del Universo El Big Bang La variación de Temperatura luego del Big Bang Epoca Tiempo Densidad [g/cm 3 ] Temperatura (K) Evento Big Bang 0 ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo Planck <10-43 >10 94 >10 32 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón Quark <10-23 s >10 55 >10 22 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >10 14 >10 12 Aniquilación de materia y antimateria Lepton 10-4 s a 1 s Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones Radiación 1 s to 10 6 a # Formación de Helio y Deuterio; la radiación se desacopla de la materia al finalizar la era Materia >10 6 a <10-22 <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias Presente x 10 9 a 5x x & Se han formado galaxias y estrellas; estrellas todavía en formación # Al comienzo de la era de la radiación era, cuando el Universo tenía 1 s de edad y T = K, la densidad de radiación era de 10 5 g/cm 3, mientras que la densidad de materia de sólo g/cm 3 & La temperatura de la radiación cósmica de fondo, que no esta más acoplada con la materia y su temperatura Materia y Antimateria En el Universo primordial las partículas pueden ser creadas a partir de energía térmica. La materia y antimateria está en equilibrio con la radiación térmica. Esto ocurre si: kt > mc 2 energía térmica media masa en reposo de la partículas Partículas y antipartículas son creadas y aniquiladas. Cuando la temperatura cae, la tasa de creación de partículas disminuye. En este límite dejan de crearse partículas y antipartículas, sólo se aniquilan y decaen. Si hay una pequeña asimetría en la tasa de decaimiento de partículas y antipartículas, primará la materia o antimateria. El triunfo de la materia Para el protón, la temperatura límite es de K, correspondiente a t 10-5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en Todo lo que conocemos esta formado por la esa pequeña parte de materia en exceso!!! Los protones se mantiene estables por tener una vida media de años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s. 3

4 Protones y Neutrones Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través de las reacciones La mayor masa del neutrón implica que en el equilibrio térmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribución de Boltzman Protones y Neutrones Mientras la energía térmica fue superior a la diferencia de masas entre protón y neutrón, las reacciones anteriores mantenían la razón neutrones/protones en equilibrio. Dif. de masas Δm = 1.3 MeV T > 1.5x10 10 K, t < 1 s La razón neutrones/protones era: N n /N p = 1/e = 0.36 Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (m e = 0.5 MeV, T = 6x10 9 K, t ~ 10s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (t media = 890s) m p - masa del protón m n - masa del neutrón N N n p ( mn mp ) c = exp kt 2 Const. Boltzman: k = 8.6 x MeV/K Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno!!! Nucleosíntesis primordial 1 era etapa: La formación del Deuterio Nucleosíntesis primordial 2 da etapa: La formación del Helio La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio (d - 2 H) Si bien la reacción es exotérmica (ΔE = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 10 9 K (kt = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de Deuterio. Por decaimiento de neutrones N n /N p = (1 neutrón por cada 7 protones) Como kt < 0.1 MeV y ΔE total = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido. Cuánto He se formó? Si N n /N p = N n /(N p +N n ) = 12 % N p /(N p +N n ) = 88 % Si por cada neutrón en el núcleo de Helio se requieren 1 protón, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 % Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrón había 7 protones, para formar un átomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto debía haber 14 protones, 2 terminan en el núcleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razón en masa será [He]/[H] = 4 / 12 = 25 % Nucleosíntesis primordial 3 era etapa: Los elementos livianos La formación prosigue por absiorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con númeo de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados. El fin de la Nucleosíntesis primordial! 4

5 Qué nos dicen las observaciones? La Producción de elementos en las reacciones termonucleares La estabilidad de los núcleos atómicos Definimos la energía de ligadura (binding energy): [ Z m (A - Z) m - m(a, Z) ] c 2 B = + p m p - masa del protón m n - masa del neutrón A - número de masa (número de protones + neutrones) Z - número atómico (número de protones) m(a,z) - masa del núcleo con A y Z n Energía de ligadura por nucleón (B/A) Liberación de Energía en Fusión i i f Q = B f B B i1 i2 Q > 0 si A < 56 Q > 0 si Fisión i f 1 + f 2 Q = B f 1 + B f 2 Bi A > 90 Para 60 < A < 90, Q fisión > 0 pero muy pequeña Formación de Helio en el interior de las estrellas La cadena protón-protón (p-p) El Ciclo CNO Tasas de reacción 10 6 años 7 mins 2x10 5 años 3x10 7 años 2 mins 10 4 años Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~10 7 K ρ ~ 10 5 kg/m 3 Las tasas de reacción son para T ~ 2x10 7 K. Para T~10 9 K, la reacción se hace explosiva. Válida para T < 2x10 7 K, M < 1.5 M 5

6 Comparación p-p vs CNO Formación de Carbono 4 He 8 Be La reacción triple α 4 He 8 Be 12 C para T > 10 8 K ρ >10 8 kg m -3 4 He Evolución de una estrella de 1 M Formación de elementos más pesados La quema de Carbono y Oxígeno En el borde exterior de la capa de cenizas de Carbono y el interior de la capa de quema de Helio, se pueden dar reacciones de formación de átomos mas pesados como: 12 C + 4 He 16 O + γ 16 O + 4 He 20 Ne + γ 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ Si T > 7 x 10 8 K, se produce la quema de Carbono. Puede durar por 1000 años. Si T > 2x10 9 K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año. 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ 23 Na + p + 16 O + 16 O 28 Si + 4 He 32 S + γ 31 P + p + 31 S + n 0 6

7 Estrellas más masivas que el Sol La fotodesintegración de los núcleos Para T > 10 9 K, existen un gran número de fotones con E> 1MeV, que pueden ser absorbidos por un núcleo produciendo su desintegración a través de un decaimiento α. Es llamado fotodesintegración por analogía a la fotoionización. Las fotodesintegraciones son endotérmicas, pero las partículas eyectadas van a ser inmediatemente recapturadas, regenerando el núcleo original o núcleos mas pesados y estables, lo que lleva a reacciones exotérmicas, recuperando el balance energético total. Un ejemplo es la fotodesintegración del Neón: 20 Ne + γ 16 O + 4 He La partícula α puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 2 20 Ne + γ 16 O + 24 Mg + γ El final de la formación de elementos por reacciones termonucleares La quema de Silicio La cáscara de cebolla La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como: 28 Si + γ 7( 4 He) 28 Si + 7( 4 He) 56 Ni Se requieren T > 3x10 9 K y ρ > kg m -3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas α ( 4 He), p +,n 0 ; que se unen hasta formar 56 Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56 Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día!! 56 Fe Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central El colapso final Por estar el 56 Fe en el pico de la curva de energía de ligadura por nucleón, la fusión no avanza mas allá de ese límite. Al desaparecer la presión de radiación por falta de mecanismo de generación de energía, la estrella colapsa. Si T > K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p +,n 0 y e -. Para una estrella 20 M : 10 millones de años quemando H 1 millón de años quemando He 1000 años quemando C 1 año quemando O unos días quemando Si < 1 seg colapsa el núcleo reconviertiendo todo nuevamente a p +,n 0 y e - La explosión de Supernovas La neutronización p + + e - n 0 + neutrino produce la liberación de un intenso flujo de neutrinos y la formación de una estrella de neutrones. Se alcanzan densidades de kg m -3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas). 7

8 La última SN cercana Cassiopeia A en 1680 Imagen en radio del VLA Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de Silicio Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD Iones de Calcio Iones de Hierro Abundancias solares La falta de Litio Abundancias solares vs meteoritos La destrucción del Litio El bombardeo de protones a T ~ x 10 6 K, produce la destrucción de Li, Be y B. Esas temp. se alcanzan a mitad de distancia al centro del Sol. Por mezclado convectivo, el Li destruído en el interior alcanza la fotósfera, desde donde es medido. Nucleosíntesis primordial Cómo cruzar la barrera del Hierro? Energía de ligadura por nucleón Abundancias solares La captura de neutrones y la producción de elementos pesados Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s (mitad de vida 617 s). Los núcleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a decaimientos β. Por ej.: 58 Fe + n 0 59 Fe 59 Co + e - + ν La captura de neutrones se divide en dos clases El proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el núcleo producido decae a un núcleo estable antes que ocurran nuevas capturas. Produce núcleos con pocos neutrones. El proceso r : Captura de neutrones rápida (rapid), donde el flujo de neutrones es tan intenso que el núcleo captura muchos neutrones antes de decaer. Produce núcleos con exceso de neutrones. 8

9 El proceso s Captura de neutrón (Z, A) + n (Z, A+1) + γ El núcleo inestable aumenta su Z por decaemiento β (Z, A+1) (Z+1, A+1) + e - + ν La secuencia de procesos s tiene una terminación en el 209 Bi, que es el núcleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209 Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula α y la formación de 206 Pb. Los números mágicos Elementos con número de neutrones (N) o protones (Z) iguales a 28, 50, 82 o 126 son mas estables que el resto y presentan abundancias mayores. Estos números son un efecto de la mecánica cuántica de cáscaras completas, en forma análoga a la estabilidad química que se logra cuando se completa una cáscara de electrones en los gases nobles. Cuando alcanzamos un número mágico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones. Dónde se produce el proceso s? En la cáscara de quema de He en una estrella del AGB (Asymptotic Giant Branch). Pulsos sucesivos de quema de He. La superposición de capas convectivas lleva los núcleos masivos producidos por proceso s hacia las capas exteriores. Estos son finalmente inyectados en el medio interestellar a través del viento estelar o en la eyección de la atmósfera estelar durante la formación de una nebulosa planetaria. También se puede producir en estrellas de quema de C. El proceso r Si la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento β, el núcleo absorberá neutrones hasta que se equilibre la remoción de neutrones por fotones energéticos con la captura. Esto se conoce como equilibrio (n 0,γ) (γ,n 0 ) Nuevamente los números mágicos actúan como cuellos de botella para trepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un número mágico, se vuelve estable y luego tiene un decaimiento β. Los procesos s y r Dónde se produce el proceso r? En el viento de una estrella neutrínica naciente. El colapso del carozo en una SN Tipo II o Ib deja un estrella neutrónica caliente (T> K). La que se enfría por emisión de neutrinos en una escala de tiempo de 10s. Se produce un viento que transporta hasta 10-4 M, suficiente para explicar la formación de los núcleos tipo r. 9

10 Falta explicar 35 núcleos Existen 35 núcleos que no son explicable su formación por los procesos s y r ( 92 y 94 Mo, 96 y 98 Ru, 144 Sm,...) Solución: El proceso p Tipos de procesos p Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principal Núcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (γ,n 0 ), que los vuelven ricos en p +. Luego comienzan una cascada de reacciones (γ,p+) y (γ,α), que los funden hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rápido, la caída hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia de núcleos ricos en p + (los núcleos tipo p). Dónde se produce el proceso p? En el caso de captura de p +, en el momento del pasaje del frente de choque de una SN por su envolvente rica en H. Poco eficiente Para la caso de la fundición, se da en el colapso del carozo de una SN Tipo II, en la cáscara de O/Ne. El frente de choque de la SN calienta la cáscara y funde parcialmente los núcleos. La desintegración solo es relevante, por lo que se ha sugerido pasar a llamar a este proceso γ. Resumen final Tarea cumplida 10