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
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
(1) NUCLEOSINTESIS PRIMIGENIA 3
En el Universo los átomos (núcleos) se forman: Durante los primeros 3 minutos después de la Gran Explosión 4
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 8. 10 8 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
La Gran Explosión. Nucleosíntesis primigenia Fondo cósmico T = 2.7 K ΔT= 0.0002 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
(2) NUCLEOSINTESIS ESTELAR 7
Sol SOHO En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: En el interior de las estrellas Ultravioleta extremo: 195 284 A T=1.5 10 T=2.0 10 66 K 8
Nucleosíntesis estelar. Formación de elementos pesados Generación de elementos en el interior de las estrellas a partir del H ~ 200-300 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
Evolución estelar Se contrae la nube de gas, empiezan las reacciones nucleares en el centro (T 15 10 6 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
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, ~ 10 10 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
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
Evolución Estelar. Ciclos CNO Nucleosíntesis estelar: COMBUSTIÓN DEL H Se produce para T > 1.5 10 7 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
Nebulosa Planetaria Bipolar 14
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
Evolución estelar. Estrella de baja/alta masa Elementos α 16
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
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
Evolución estelar. Estrella de alta masa Combustión del C (cuando T ~ 5-8 10 8 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
Evolución estelar. Estrella de alta masa Combustión del O (cuando T ~ 1.4 10 9 K) 16 O + 16 O 32 S + γ 31 P + p 31 S + p 28 Si + 4 He 24 Mg + 2 4 He 28 Si es el más abundante después de la cadena 20
Evolución estelar. Estrella de alta masa Elementos α cuando T ~ 3-5 10 9 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
Evolución estelar. Estrella de alta masa Una vez se ha sintetizado el 56 Fe... Todas las reacciones hasta el Fe son exotérmicas a T > 5 10 9 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
En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: Explosiones de supernovas 23
Estrella de 20 M 8 rotando con v=300 km/seg SN1987A - LMC 24
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
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
Evolución estelar. Estrella de alta masa SUPERNOVAS Captura de neutrones Procesos R : Flujo de n muy elevado (~ 10 22 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
Elementos R : situados fuera de la trayectoria de estabilidad 28
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
En el Universo todos los átomos (núcleos) se forman: m < 9 M 8 en etapa AGB 30
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
Elementos S : situados sobre la trayectoria de estabilidad Tecnecio 99 Tc 32
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
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
Progenitor de: Novas SNIa Acreción < 4 10-8 M /año Mbinaria 2 18 M. Primaria y secundaria estrella de baja masa 35
SNIa de Tycho. Rayos X. 36
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 > 4 10-8 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
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
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
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 1-100 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
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
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
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 (~ 10 22 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
Astillamiento Big-Bang ESTRELLAS DE BAJA Y ALTA MASA Post AGB Post AGB SN SN 44