El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Abundancias solares 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 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 56Fe 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 Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones Medio interestelar y estrellas jóvenes [He]/[H] 0.26-0.32 Galaxias normales cercanas 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 física de partículas • Sustancias básicas: elementos • Elementos son distintas especies de átomos • Átomos constituídos por – Núcleo: protones (p+) neutrones (n0) – Electrones (e-) Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas La producción en las estrellas puede explicar 0.04-0.06. Subestructuras Antimateria • 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 La Unificación de las Fuerzas La variación de Temperatura luego del Big Bang El Big Bang Resumen de la Historia del Universo Epoca Tiempo Big Bang 0 Densidad [g/cm3] Temperatura (K) Evento ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo Planck <10-43 >1094 >1032 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón Quark <10-23 s >1055 >1022 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >1014 >1012 Lepton 10-4 s a 1 s 1014-105 1012 - 1010 Radiación 1 s to 106 a # 105 -10-22 1010 - 3000 Formación de Helio y Deuterio; la radiación se desacopla de la materia al finalizar la era Materia >106 a <10-22 <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias 5x10-30-5x10-31 3& Presente 15-20 x 109 a Aniquilación de materia y antimateria Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones 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 = 1010 K, la densidad de radiación era de 105 g/cm3, mientras que la densidad de materia de sólo 0.1-1.0 g/cm3 & 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 > 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. 3 Protones y Neutrones Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través de las reacciones 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 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 ⎛ − (mn − m p )c 2 ⎞ Nn ⎟ = exp⎜ ⎜ ⎟ Np kT ⎝ ⎠ 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 !!! Const. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K Nucleosíntesis primordial 1era etapa: La formación del Deuterio Nucleosíntesis primordial 2da etapa: La formación del Helio 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 Nn/Np = 0.135 (1 neutrón por cada 7 protones) Como kT < 0.1 MeV y ΔEtotal = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido. Nucleosíntesis primordial ¿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 % 3era 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 ¿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): [ ] 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 ligadura por nucleón (B/A) Liberación de Energía en Fusión i + i → f 1 2 Q = B f − Bi1 − Bi 2 Q > 0 si A < 56 Q > 0 si A > 90 Para 60 < A < 90, Qfisión > 0 pero muy pequeña Fisión Formación de Helio en el interior de las estrellas La cadena protón-protón (p-p) i → f1 + f 2 Q = B f 1 + B f 2 − Bi El Ciclo CNO Tasas de reacción 106 años 7 mins 2x105 años 3x107 años 2 mins 104 años Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~107K ρ ~ 105 kg/m3 Las tasas de reacción son para T ~ 2x107 K. Para T~109K, la reacción se hace explosiva. Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M 5 Formación de Carbono Comparación p-p vs CNO 4He La reacción triple α 8Be 4He para T > 108 K ρ > 108 kg m-3 8Be 12C 4He Evolución de una estrella de 1 M 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: + 4He + 4He 20Ne + 4He + γ +γ 24Mg + γ 12C 16O 16O 20Ne La quema de Carbono y Oxígeno Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. 12C + 12C Puede durar por 1 año. + 4He + γ 23Na + p+ 24Mg Puede durar por 1000 años. Si T > 2x109 K, se produce la quema de Oxígeno. 20Ne 16O + 16O 28Si + 4He +γ 31P + p+ 31S + n0 32S 6 La fotodesintegración de los núcleos Estrellas más masivas que el Sol 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 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 28Si +γ + 7(4He) 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 !! 16O + 24Mg + γ La cáscara de cebolla 7(4He) 56Ni 56Fe 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- La explosión de Supernovas 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). 7 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 Abundancias solares La falta de Litio Abundancias solares vs meteoritos Iones de Hierro La destrucción del Litio • El bombardeo de protones a T ~ 2.5 – 5 x 106 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? 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.: Energía de ligadura por nucleón 58Fe Abundancias solares + n0 59Fe 59Co + 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 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 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. ¿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. Los procesos s y r 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. 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 (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. 9 Falta explicar 35 núcleos Existen 35 núcleos que no son explicable su formación por los procesos s y r (92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,...) 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,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). Resumen final ¿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. Tarea cumplida 10