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Origen y Evolución del Sistema Solar QUIMICA INORGANICA Martha E. Sosa Torres Características Generales Movimiento controlado por gravedad z Planetas en órbitas coplanares, cuasicirculares y en mismo sentido z Sol concentra la masa del sistema z Júpiter concentra la masa de los planetas z ¿Cómo se formó el Sol? A partir de una nube de gas y polvo (nebulosa primitiva) que al girar se fue aplanando hasta tener forma de disco. En el centro se formó el Sol y como subproducto los planetas. Regiones de formación planetaria Nebulosa de Orión (cerca de las 3 Marías) a) y b) la nebulosa solar se contrae y aplana hasta formar un disco en rotación. c) los granos de polvo forman estructuras que chocan entre si y permanecen juntas, aumentando de tamaño y formando objetos llamados planetesimales. e) los planetesimales continúan chocando y creciendo de tamaño. f) luego de cientos de millones de años se forman los planetas en órbitas circulares . Tres etapas de la formación Planetesimales – objetos de hasta unos ~100 km de diámetro de formas irregulares z Embriones planetarios – objetos de algunos cientos de km que conviven en su zona con objetos similares z Proto-planetas y planetas – lograron limpiar los remanentes de la formación en su zona de influencia gravitacional z El Sistema Solar hasta el 2006 El Sistema Solar de los ≥12 planetas Los nuevos planetas según la propuesta La nueva lista de planetas de acuerdo a la propuesta de definición del CE Name a (AU) ~ Size (km) Name a (AU) ~ Size (km) Name a (AU) ~ Size (km) Mercury 0.39 4,880 Pluto 39.53 2300 2000CN105 44.65 430 Venus 0.72 12,100 Ixion 39.65 980 1998WH24 45.56 450 Earth 1.0 12,700 Huya 39.76 480 2005FY9 45.66 1600 Mars 1.5 6780 2005RN43 41.53 740 2004PR107 45.75 520 Ceres 2.8 950 1995SM55 41.64 470 2003MW12 45.94 740 Jupiter 5.2 139,800 2002MS4 41.90 740 2002CY248 46.18 410 Saturn 9.6 116,500 2004SB60 41.97 560 2002KW14 47.08 510 Uranus 19.2 50,700 2004GV9 42.23 680 2002AW197 47.30 940 Neptune 30.0 49,200 2002UX25 42.53 810 2002WC19 47.67 410 2004TY364 38.72 540 Varuna 42.90 780 2003QX113 49.56 450 2002KX14 39.01 560 2002TX300 43.11 800 2003FY128 49.77 430 2002XV93 39.22 430 1996TO66 43.19 540 2001UR163 51.40 620 2003VS2 39.27 610 2003OP32 43.24 650 2002TC302 55.02 710 1999TC36 39.27 440 2003EL61 43.31 2000 1999DE9 55.72 490 2001QF298 39.30 490 Quaoar 43.58 1290 2004XR190 57.36 540 Orcus 39.34 1100 2003QW90 43.65 560 2000YW134 57.77 430 2003AZ84 39.45 710 1999CD158 43.69 410 2003UB313 67.69 2400 1997CS29 43.87 410 2005RM43 89.73 560 Sedna 486.0 1800 Extractado de webpage de M. Brown El Sistema Solar a partir del 2006 Contenido Las abundancias cósmicas z Las partículas primordiales z La nucleosínstesis primordial z El interior de las estrellas z Etapas explosivas y la formación de los elementos pesados z Abundancias solares Abundancias en el Sol y meteoritos Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones Medio interestelar y estrellas jóvenes Galaxias normales cercanas [He]/[H] 0.26-0.32 0.22 – 0.34 Nube Mayor de Magallanes 0.24-0.27 Nube Menor de Magallanes 0.21-0.28 Galaxias lejanas 0.21 –0.28 Promedio 0.26 +/- 0.01 La producción en las estrellas puede explicar 0.04-0.06. La física de partículas z z z Sustancias básicas: elementos Elementos son distintas especies de átomos Átomos constituídos por z z Núcleo: protones (p+) neutrones (n0) Electrones (e-) Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas Antimateria z A toda materia se asocia una antimateria electrón – positrón protón – antiprotón neutrón – antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN Subestructuras Quarks y leptones Baryons + Mesons = Hadrons Las fuerzas fundamentales La Unificación de las Fuerzas El Big Bang Resumen de la Historia del Universo Densidad [g/cm3] Epoca Tiempo Big Bang 0 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 -4 Temperatura (K) Evento ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo 14 5 12 Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones Lepton 10 s a 1 s 10 -10 Radiación 1 s to 10 6 a # 10 5 -10 -22 10 10 - 3000 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 15-20 x 10 9 a 5x10 -30-5x10 -31 3& 10 - 10 10 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 = 10 10 K, la densidad de radiación era de 10 5 g/cm 3, mientras que la densidad de materia de sólo 0.1-1.0 g/cm 3 & La temperatura de la radiación cósmica de fondo, que no esta más acoplada con la materia y su temperatura La variación de Temperatura luego del Big Bang 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 > mc2 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 1013K, correspondiente a t ≈ 10-5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en 109. 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 1032 años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s. 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 mp - masa del protón mn - masa del neutrón 2 ⎛ − m − m c ( ) Nn n p = exp ⎜⎜ Np kT ⎝ ⎞ ⎟ ⎟ ⎠ Const. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K 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 > 1.5x1010 K , t < 1 s La razón neutrones/protones era: Nn/Np = 1/e = 0.36 Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (me = 0.5 MeV, T = 6x109K, t ~ 10s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (tmedia= 890s) Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno !!! Nucleosíntesis primordial 1era etapa: La formación del Deuterio La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio (d - 2H) Si bien la reacción es exotérmica (ΔE = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 109K (kT = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de Deuterio. Por decaimiento de neutrones (1 neutrón por cada 7 protones) Nn/Np = 0.135 Nucleosíntesis primordial 2da etapa: La formación del Helio Como kT < 0.1 MeV y ΔEtotal = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido. ¿Cuánto He se formó? Si Nn/Np = 0.135 Nn/(Np+Nn) = 12 % Np/(Np+Nn) = 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 3era etapa: Los elementos livianos La formación prosigue por absorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con número de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados. El fin de la Nucleosíntesis primordial ! La Producción de elementos en las reacciones termonucleares La estabilidad de los núcleos atómicos Definimos la energía de enlace (binding energy): [ ] B = Z m p + (A - Z) m n - m(A, Z) c 2 mp - masa del protón mn - 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 Energía de Enlace por nucleón (B/A) Liberación de Energía en Fusión i + i → f 1 2 Fisión i → f1 + f 2 Q = B f − Bi1 − Bi 2 Q > 0 si A < 56 Q = B f 1 + B f 2 − Bi Q > 0 si A > 90 Para 60 < A < 90, Qfisión > 0 pero muy pequeña Formación de Helio en el interior de las estrellas La cadena protón-protón (p-p) Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~107K ρ ~ 105 kg/m3 Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M El Ciclo CNO Tasas de reacción 106 años 7 mins 2x105 años 3x107 años 2 mins 104 años Las tasas de reacción son para T ~ 2x107 K. Para T~109K, la reacción se hace explosiva. Formación de Carbono 4He 8Be La reacción triple α 4He para T > 108 K ρ > 108 kg m-3 8Be 4He 12C Evolución de una estrella de 1 M NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS 1.- Por captura de 4He: 4He + 4He 8Be Berilio: 8Be + 4He 12C + γ Carbono: 12C + 4He 16O + γ Oxígeno: 16O + 4He 20Ne + γ Neón: 20Ne + 4He 24Mg + γ Magnesio: Hierro: 52Cr + 4He 56Fe +γ NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS 2.- Por captura lenta de neutrones y desintegración beta: 16S + n 17S + γ Cloro: 17S 17Cl + e- + ν 80Se + n 81Se + γ Bromo: 81Se 81Br + e- + ν 81Br + n 82Br + γ Kriptón: 82Br 82Kr + e- + ν Tantalio: 180Hf + n 181Hf + γ 181Hf 181Ta + e- + ν Los neutrones provienen de reacciones como: 13C + 4He 16O + n 21Ne + 4He 24Mg + n NUCLEOSÍNTESIS DE ALGUNOS ELEMENTOS REPRESENTATIVOS 1.- Por captura rápida de neutrones: 56Fe + 40n 96Mo + γ Molibdeno: 56Fe + 141n 197Au + γ Oro: 56Fe + 146n 202Hg + γ Mercurio: 56Fe + 182n 237U + γ Uranio: Los neutrones se forman durante la explosión de la supernova Formación de elementos más pesados 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: 12C + 4He 16O + 4He 20Ne + 4He + γ 20Ne + γ 24Mg + γ 16O La quema de Carbono y Oxígeno Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. 12C + 12C 20Ne + 4He 24Mg + γ 23Na + p+ 16O + 16O 28Si Puede durar por 1000 años. 2x109 Si T > K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año. + 4He 32S + γ 31P + p+ 31S + n0 La fotodesintegración de los núcleos Para T > 109K, 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: 20Ne +γ 16O + 4He La partícula α puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 220Ne + γ 16O + 24Mg + γ El final de la formación de elementos por reacciones termonucleares La quema de Silicio La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como: 28Si + γ 28Si Se requieren T > 3x109K y ρ > 1011 kg m-3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas α (4He), p+,n0 ; que se unen hasta formar 56Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día !! + 7(4He) 7(4He) 56Ni 56Fe La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central El colapso final Por estar el 56Fe 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 > 1010K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p+,n0 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+,n0 y eLa neutronización p+ + e- n0 + neutrino produce la liberación de un intenso flujo de neutrinos y la formación de una estrella de neutrones. Se alcanzan densidades de 1017 – 1018 kg m-3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas). La explosión de Supernovas Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD La última SN cercana Cassiopeia A en 1680 Imagen en radio del VLA Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de Silicio Iones de Calcio Iones de Hierro Abundancias solares La falta de Litio Abundancias solares vs meteoritos Nucleosíntesis primordial La destrucción del Litio El bombardeo de protones a T ~ 2.5 – 5 x 106 K, produce la destrucción de Li, Be y B. z 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. z ¿Cómo cruzar la barrera del Hierro? Energía de enlace por nucleón Abundancias solares La captura de neutrones y la producción de elementos pesados z 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.: 58Fe z + n0 59Fe 59Co + e- + ν La captura de neutrones se divide en dos clases z z 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. El proceso s z Captura de neutrón (Z, A) + n z El núcleo inestable aumenta su Z por decaemiento β (Z, A+1) z (Z, A+1) + γ (Z+1, A+1) + e- + ν La secuencia de procesos s tiene una terminación en el 209Bi, que es el núcleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula α y la formación de 206Pb. 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? z z z 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 z z 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 (n0,γ) ↔ (γ,n0) 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. ¿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> 1011K). 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. Falta explicar 35 núcleos Existen 35 núcleos cuya formación No se puede explicar por los procesos s y r (92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,...) Solución: El proceso p Tipos de procesos p z Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principal z Núcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (γ,n0), 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”? z z 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
