Química Inorgánica Dra.Silvia E. Jacobo. Nucleogénesis

Transcripción

1 Nucleogénesis Big Bang s s s 1 s 3 minutos 30 minutos años 10 6 años 10 8 años 10 9 años 5x10 9 años años Densidad infinita, volumen cero. Fuerzas no diferenciadas Sopa de partículas elementales Se forman protones y neutrones º. Tamaño Sol º. Nucleos º. Plasma Átomos. Universo transparente Gérmenes de galaxias Primeras galaxias Estrellas. El resto, se enfría. Formación de la Vía Láctea Sistema Solar y Tierra

2 toda la materia del universo contenida en un núcleo primitivo con una densidad de aproximado g/cm 3 y una temperatura aproximada a K

3 Fuerzas fundamentales del Universo Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia: - interacciones nucleares fuertes (1) - electromagnetismo (10-2 ) - interacciones nucleares débiles (10-12 ) - gravitación (10-38 ) La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido.

4 Tipos de nucleosíntesis Nucleosíntesis primordial Nucleosíntesis estelar Nucleosíntesis explosiva Espalación de rayos cósmicos

5 Nucleosíntesis primordial ( s) 1er etapa: La formación del Deuterio 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 2da etapa: La formación del Helio Como kt < 0,1 MeV y ΔEtotal = 28 MeV, la reacción sólo se produce en un sentido.

6 Nucleosíntesis estelar: producción de elementos livianos 12 C + 4 He 16 O + γ 16 O + 4 He 20 Ne + γ 20Ne + 4 He 24 Mg + γ Energía de unión por nucleón Nucleón: protón (Z)+neutrón (N) E= E N /A Nºs mágicos: 2,8,20,50,82 de nucleones (estables y abundantes)

7 Nucleosíntesis explosiva: producción de elementos pesados por captura de neutrones Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890s. 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 Espalación de rayos cósmicos: producción de elementos livianos Este proceso resulta del impacto de los rayos cósmicos contra la materia interestelar, el cual fragmenta los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno presentes en los rayos cósmicos. El Be y el B no se producen de manera significativa en los procesos de fusión estelar, porque la inestabilidad de cualquier Be-8, formado de dos núcleos de He-4, previene la reacción simple de dos partículas construida de estos elementos.

9 Aspectos a remarcar La abundancia disminuye al aumentar Z Isótopos mas livianos son los más abundantes Isótopos del Li, Be y B tienen baja abundancia (combustibles nucleares) 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 Los elementos de Z par son más estables y abundantes que los de Z impar 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 caída hasta A ~ 150, estabilizaciónhasta A ~180, para incrementar hasta A ~ 209

10 Existen grandes diferencias en la composición de los elementos en el sistema solar El H es el elemento más abundante en el universo constituyendo el 88,6%, después el He que es 8 veces menor que el H (11,3 %) y los demás elementos el 0,1% La vida media de un neutrón es de 11,3 minutos descomponiéndose en un protón, electrón y energía Cuando se alcanzó el 10 9 K comenzaron las reacciones nucleares.

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12 Formación de Estrellas Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de hidrógeno en helio. A medida que la estrella consume hidrógeno se va formando un núcleo de helio donde también se pueden fusionar elementos más pesados. Durante esta etapa la estrella se hace más caliente y más brillante. En el diagrama H-R las estrellas que pasan por esta etapa aparecen en la región llamada Secuencia Principal. Más adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Entre mayor sea la masa original de la estrella más rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar.

13 Estrellas: diagrama H-R

14 Estructura general de estrellas Estrellas de masa de 8 M sol alcanzan a formar Fe en su carozo central

15 VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS Las estrellas no son inmutables Pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.

16 Antimateria A toda materia se asocia antimateria - electrón positrón - protón antiprotón - neutrón antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN

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