V. Meteoritos, clasificación. Importancia del estudio de los meteoritos.

Transcripción

1 Temario: I. Origen del universo. II. III. IV. Origen del sistema solar. Composición del universo y el sistema solar. Características del sistema solar. V. Meteoritos, clasificación. Importancia del estudio de los meteoritos. VI. Origen de los elementos químicos..

2 I. Origen del universo. Modelo de expansión: La teoría más conocida (y aceptada) sobre el origen del universo se centra en un cataclismo cósmico sin igual en la historia: el Big Bang.

3 I. Origen del universo. La teoría del Big Bang sugiere que hace unos a millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido. Toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, un único punto, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un segundo) tras el Big Bang, el universo se expandió con una velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles de millones de años.

4 I. Origen del universo. La teoría del Big Bang sugiere que hace unos o millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido. Toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, un único punto, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un segundo) tras el Big Bang, el universo se expandió con una velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles de millones de años.

5 I. Origen del universo.

6 I. Origen del universo. Un sacerdote belga, de nombre George Lemaître, sugirió por primera vez la teoría del Big Bang en los años 20, cuando propuso que el universo comenzó a partir de un único átomo primigenio. Esta idea ganó empuje más tarde gracias a las observaciones de Edwin Hubble de las galaxias alejándose de nosotros a gran velocidad en todas direcciones, y a partir del descubrimiento de la radiación cósmica de microondas de Arno Penzias y Robert Wilson.

7 I. Origen del universo. Vesto Slipher (1912) descubrió que muchas nebulosas espirales tenían considerables corrimientos al rojo. Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre el desplazamiento al rojo de tales "nebulosas" (ahora conocidas como galaxias) y la distancia a ellas con la formulación de la ley de Hubble. Estas observaciones corroboraron el trabajo de Alexander Friedman de 1922, quién demostró que el Universo podía expandirse y presentó la velocidad de expansión en ese caso. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow ( ), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang).

8 I. Origen del universo.

9 I. Origen del universo.

10 I. Origen del universo.

11 I. Origen del universo. Datos importantes: Edad del Universo: 16 a 14 x 10 9 años Cantidad de estrellas en nuestra galaxia (Vía láctea): Componentes del sistema solar: sol-planetas-satélites-asteroidescometas-meteoritos Edad del sistema solar: 4600 millones de años Edad de la Tierra: 4470 millones de años

12 II. Origen del sistema solar. Cualquier teoría que trate de explicar el origen del sistema solar debe considerar lo siguiente: 1) El Sol contiene cerca del 99,8% de la masa del sistema, pero solo el 2% del momento angular. 2) Los planetas se mueven en la misma dirección alrededor del sol en orbitas elípticas, y esas orbitas se encuentran prácticamente en el mismo plano. 3) Los planetas rotan sobre sus propios ejes en la misma dirección de revolución que alrededor del Sol (exceptuando Urano y Venus, que poseen una rotación retrógrada). Los satélites suelen rotar en la misma dirección. 4) Los planetas muestran un espaciamiento regular expresados por la ley de Bode. 5) La mayor parte del momento angular del sistema solar se concentra en los planetas.

13 II. Origen del sistema solar. Datos del sistema solar Masa (Tierra=1) Radio (km) Densidad (g/cm3) T superficie (K) P superficie (bars) Componentes atmosfera Sol , H 2, He Mercurio 0, , Venus 0, , CO 2, N 2, H 2 O, Ar, SO 2 Tierra 1, , N 2, O 2, Ar, CO 2, H 2 O Marte 0, , ,007 CO 2, N 2, Ar, O 2 Júpiter , Alta H 2, He, CH 4, NH 3 Saturno 95, , Alta H 2, He, CH 4, NH 3 Urano 14, ,21 80 Alta H 2, He, CH 4, NH 3 Neptuno 17, ,66 80 Alta H 2, He, CH 4, NH 3 Plutón 0, ?

14 II. Origen del sistema solar. Las diversas teorías que tratan de explicar el origen del sistema solar coinciden en que el sistema deriva de una estrella ancestral o una nébula solar.

15 II. Origen del sistema solar. Teoría planetesimal: La más aceptada actualmente Cómo estudiar la creación de una galaxia Principales testigos: asteroides y cometas 1. Nebulosa inicial: concentración de polvo y gas giratorio 2. Colapso gravitatorio: masa central giratoria 3. Formación del protosol: colisión de partículas y fusión nuclear 4. Formación de planetesimales: agrupación de polvo y gas giratorio 5. Formación de protoplanetas: colisión, unión y acreción de planetesimales

16 II. Origen del sistema solar. La teoría planetesimal describe también el escenario en el que se formaron los planetas, incluida la Tierra La distribución de los materiales de la Tierra es: Los más densos en el interior (núcleo) Los más volátiles en el exterior (atmósfera) Teoría sobre la formación de la Tierra: Formación del protoplaneta: por acreción de planetesimales El aumento de tamaño, aumento su fuerza de gravedad y la acreción de nuevos planetesimales Zona interna del disco nebular, más planetesimales de He y silicatos Otros tenían una composición mayoritaria de elementos volátiles Consecuencia de los impactos planetesimales: aumento de la temperatura

17 II. Origen del sistema solar.

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19 II. Origen del sistema solar.

20 II. Origen del sistema solar.

21 II. Origen del sistema solar.

22 III. Composición del sistema solar.

23 III. Composición del sistema solar.

24 III. Composición del sistema solar.

25 V. Meteoritos. Definiciones: Meteoroides: Cualquier objeto de pequeño tamaño que se mueve en el espacio (fragmentos de asteroides o cometas). Meteoro: Meteoroides que ingresan a la atmósfera y debido al rozamiento con el gas atmósferico producen trazas luminosas. Meteorito: Fragmentos de meteoros que no se desintegran totalmente y que llegan a la superficie de la Tierra.

26 V. Meteoritos. Definiciones:

27 V. Meteoritos. Clasificación: Lititos o Aerolitos (92,8%) Siderolitos (1,5%) Condritos (86%) Acondritos (4%) Palasita (Fe, Olivino) Mesosideritos (Fe, Ca-px, plagio) Hexahedritos (< 6% de Ni) Sideritos (5,7%) Octahedritos (entre 6 a 17% de Ni) Ataxitos (alto contenido de Ni)

28 V. Meteoritos. Clasificación: Lititos o Aerolitos En base a su textura los aerolitos se clasifican en Condritos y Acondritos Los Condritos se nombran así por la presencia de pequeños cuerpos redondeados (1 mm de diámetro en promedio), denominados condrulos, y los cuales se encuentran constituidos principalmente por olivino y piroxeno. Los cóndrulos son una textura única de los meteoritos y no se ha observado en ninguna otra roca terrestre. La composición promedio de los condritos es: 40% olivino, 30% piroxeno, 5-20% aleación Ni- Fe, 10% plagioclasa y 6 % troilita (FeS). Un grupo de condritos denominados condritos carbonaceos presentan minerales ferromagenesianos hidratados y contienen cerca de un 10% de compuestos orgánicos complejos.

29 V. Meteoritos. Clasificación: Lititos o Aerolitos Condritos

30 V. Meteoritos. Clasificación: Lititos o Aerolitos Los Acondritos son un grupo de lititos que no posen condrulos y presentan usualmente una textura cristalina gruesa pareciéndose a alguna rocas ígneas terrestre (en composición y textura), asumiendo así que han cristalizado de un material silicatado fundido. Se estima que las acondritos provienen principalmente de la Luna y de Marte.

31 V. Meteoritos. Clasificación: Sideritos Los Sideritos o meteoritos de hierro consisten esencialmente en una o dos fases metálicas de Ni-Fe (Ni se encuentra en concentraciones < 20%), generalmente con accesorios de troilita (FeS), Schreibersita (Fe,Ni, Co) P y grafito (C). Por lo general la aleación muestra una textura de exsolución denominada figura Widmanstatten, la cual consiste en lamelas de kamacita (Ni-Fe, con Ni 6%) y taenita (Ni-Fe, con Ni> 30%)

32 V. Meteoritos. Clasificación: Sideritos

33 V. Meteoritos. Clasificación: Siderolitos Los Siderolitos se encuentran constituidos por una mezcla de aleación Ni-Fe y silicatos en igual proporción. De acuerdo a su composición química y mineralógica se distinguen dos grupos: Palasitos (constituidos de una base continua de Ni-Fe embebiendo granos de olivino) y los Metasideritos (fase metal discontinua con plagioclasas, piroxenos y en menor proporción, olivino) Meteorito Hoba (Namibia)

34 V. Meteoritos. Clasificación: Encontrados? Caídos?

35 V. Meteoritos. Composición:

36 V. Meteoritos. Importancia de estudio: La composición y estructura de los condritos favorece la hipótesis de que ellos representan fragmentos de los planetesimales que se acrecionaron para formar los planetas. Los otros tipos de meteoritos pueden haberse formado por la fusión parcial o completa y posterior diferenciación de un material de composición condritica. En este sentido la composición química de los condritos ha sido utilizada como fuente primaria de información sobre la abundancia absoluta o cósmica de los elementos. Un caso particular se presenta con la composición de los condritos carbonaceos, los cuales representan la concentración promedio del material presente en el sistema solar

37 V. Meteoritos. Importancia de estudio:

38 VI. Origen de los elementos químicos Abundancia cosmica de los elementos: Del estudio de la composición de meteoritos y materia estelar y solar, Goldschmidt agrupa la primera tabla de abundancia cósmica de los elementos. De esta tabla se puede resumir los siguientes aspectos: a) Mas del 75% de la masa del Universo es H. Más del 99 % es H + He. b) La abundancia muestra un decrecimiento exponencial de los elementos con números atómicos menores a 40, seguido de un mantenimiento de valores casi constantes par los más pesados. c) Los elementos con números atómicos pares son más abundantes que aquellos que muestran números atómicos impares (Regla Oddo-Harkins) d) La abundancia relativa de elementos con números atómicos mayores al Ni (28), varía menos que aquellos con menor número atómico. e) Solo diez elementos (H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S y Fe), todos con números atómicos menores a 27, muestran una apreciable abundancia. f) Existe un pronunciado pico de abundancia en el numero atómico 26 (Fe) y pequeños picos en otros números atómicos más pesados.

39 VI. Origen de los elementos químicos

40 VI. Origen de los elementos químicos El origen de los elementos químicos está indisolublemente asociado con el origen y evolución del Universo. Para el entendimiento de los procesos que dieron origen a los elementos es necesario comprender los procesos de nucleosíntesis. Para la nucleosíntesis se proponen cuatro estadios distintos: Nucleosíntesis primigenia Nucleosíntesis estelar Nucleosíntesis en supernovas Nucleosíntesis interestelar

41 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis primigenia Ocurrió del tiempo cero a apenas unos cuatro minutos después del Big Bang. Un segundo después de la gran explosión la temperatura descendió a K donde se podian encontrar solo particulas de tipo fotones (γ), positrones (e + ), neutrinos (υ), antineutrinos (/υ), protones (p + ), neutrones (n) y electrones (e - ). A estas temperaturas muchas de las partículas se encontraban en equilibrio, reconvirtiéndose unas en otras:

42 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis primigenia Una vez que descienden las temperaturas a 10 9 K, los protones y neutrones comenzaron a fusionarse, formando los primeros núcleos de Deuterio (inestables). El universo continuo enfriándose, favoreciendo la fusión de núcleos ligeros para dar núcleos más pesados: Casi todo el Li que se conoce en el Universo (que no es mucho), provino de esta última reacción

43 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis primigenia Cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (10 8 K), la repulsión entre núcleos de mayor carga eléctrica fue mayor que la energía térmica de los mismos, impidiendo la creación de núcleos más grandes. En este momento se detiene la llamada nucleosísntesis primigenia. El hidrogeno ( 1 H) y el helio ( 4 He), en proporción 12 a 1, conformaron casi el 100 % de los núcleos formados.

44 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Se estima que por varios cientos de millones de años después del Big Bang no se crearon nuevos núcleos. Durante este tiempo el Universo continuo expendiéndose y enfriándose, hasta que en las regiones más frías se formaron nubes a partir de átomos de H y He que fueron acumulándose. Cuando esta acumulación fue muy grande se incrementaron las presiones y temperaturas (10 7 K) en algunas regiones de las nubes, promoviendo que la materia, en forma de plasma, llevase a cabo la fusión de cuatro protones para formar núcleos de helio, con gran desprendimiento de energía. Esta es la más simple de las reacciones de nucleosísntesis estelar y que se lleva a cabo continuamente todos los días en millones de estrellas.

45 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Existen varios mecanismos de formación de helio en las estrella; la principal es la denominada reacción en cadena protón-protón (PP): También se pueden postular otras ramas de síntesis:

46 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar

47 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Con el agotamiento del hidrógeno en el centro de la estrella, cesa la fusión nuclear y comienza a enfriarse. Esto trae como consecuencia una contracción gravitacional hacia el núcleos generando aumento de la temperatura, promoviendo fusión de H y producción de He en las capas externas. Esta fusión genera energía y expande la estrella hasta llegar a una condición de Gigante Roja. Una vez que la temperatura del centro de la estrella alcanza los 10 8 K, los núcleos de He tienen suficiente energía cinética para vencer la repulsión núcleo-núcleo, y se fusionan para formar 12 C en un proceso de dos pasos conocido como proceso triple alfa (ααα) En estas condiciones también se puede producir núcleos de 16 O, al fusionarse un núcleo de 12 C con otro de 4 H

48 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Estas reaccionen ocurren en las denominadas estrellas de baja masa (masa inferior a diez veces la masa del Sol)

49 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Para que los núcleos de C producidos por la combustión del helio puedan a su vez fusionarse para producir núcleos más pesados, se requieren temperaturas por encima de las que se obtienen a causa de la concentración gravitacional de las estrellas de baja masa. Esto ocurre en las estrellas masivas (masa por encima de 10 veces el valor del Sol), según las siguientes reacciones:

50 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis estelar Continúan las fases de combustión en el interior estelar, formándose una estructura capa de cebolla, de tal manera que se fusionan elementos más pesados a radios estelares menores, donde las temperaturas y las densidades son más elevadas. A temperaturas de 10 9 K los núcleos semillas de 24 Mg y 28 Si se fusionan con partículas α sintetizando 36 Ar, 40 Ca, 44 Sc, 48 Ti, 52 Cr, y principalmente 56 Ni, el cual decae a 56 Fe

51 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

52 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

53 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

54 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

55 VI. Origen de los elementos químicos

56 VI. Origen de los elementos químicos

57 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

58 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis en supernovas

59 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis interestelar En los instantes de l Big Bang se formó un poco de 7 Li mediante la reacción 4 He + 3 He Li, pero en cantidades muy pequeñas. Este elemento, junto con el berilio y el boro, que son escasos en el Universo, no se formaron por ninguno de los procesos descritos previamente. El origen de estos elementos se explica por medio de procesos que ocurren fuera de las estrellas en el medio interestelar, como resultado de colisiones a velocidades cercanas a la luz en los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos chochan con otros núcleos que se encuentran en su trayectoria trayendo como resultado la fragmentación de los núcleos atómicos involucrados en la colisión. Este procesos se llama Astillamiento o Espalación

60 VI. Origen de los elementos químicos Nucleosíntesis interestelar

61 VI. Origen de los elementos químicos

62 VI. Origen de los elementos químicos