El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto

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1 El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto
El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias

2 Contenido Las abundancias cósmicas Las partículas primordiales
La nucleosínstesis primordial El interior de las estrellas Etapas explosivas y la formación de los elementos pesados

3 Abundancias solares

4 Abundancias solares en Número de Masa

5 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

6 Abundancias en el Sol y meteoritos

7 Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones [He]/[H]
Medio interestelar y estrellas jóvenes Galaxias normales cercanas 0.22 – 0.34 Nube Mayor de Magallanes Nube Menor de Magallanes Galaxias lejanas 0.21 –0.28 Promedio 0.26 +/- 0.01 La producción en las estrellas puede explicar

8 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

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

10 Subestructuras

11 Quarks y leptones Baryons + Mesons = Hadrons

12 Las fuerzas fundamentales

13

14 La Unificación de las Fuerzas

15 El Big Bang

16 La variación de Temperatura luego del Big Bang

17 energía térmica media masa en reposo de la partículas
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.

18 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.

19 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 Const. Boltzman: k = 8.6 x MeV/K

20 Dif. de masas m = 1.3 MeV T > 1.5x1010 K , t < 1 s
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 m = 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 !!!

21 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 (E = 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 = (1 neutrón por cada 7 protones)

22 Nucleosíntesis primordial 2da etapa: La formación del Helio
Como kT < 0.1 MeV y Etotal = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido.

23 ¿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 %

24 Nucleosíntesis primordial 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 !

25 ¿Qué nos dicen las observaciones?

26 La Producción de elementos en las reacciones termonucleares
La estabilidad de los núcleos atómicos Definimos la energía de ligadura (binding energy): 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

27 Energía de ligadura por nucleón (B/A)

28 Liberación de Energía en
Fusión Fisión Q > 0 si A < 56 Q > 0 si A > 90 Para 60 < A < 90, Qfusión > 0 pero muy pequeña

29 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  ~ 105 kg/m3 Válida para T < 2x107K, M < 1.5 M

30 El Ciclo CNO 106 años 7 mins 2x105 años 3x107 años 2 mins 104 años
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.

31 Comparación p-p vs CNO

32 Formación de Carbono La reacción triple  4He 8Be 4He
para T > 108 K  > 108 kg m-3 8Be 12C 4He

33 Evolución de una estrella de 1 M

34

35 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 O +  16O + 4He Ne +  20Ne + 4He Mg + 

36 La quema de Carbono y Oxígeno
Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. Puede durar por 1000 años. 12C + 12C Ne + 4He 24Mg +  23Na + p+ 16O + 16O Si + 4He 32S +  31P + p+ 31S + n0 Si T > 2x109 K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año.

37 Estrellas más masivas que el Sol

38 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 . 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: La partícula  puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 20Ne +  O + 4He 220Ne +  O + 24Mg + 

39 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: Se requieren T > 3x109K y  > 1011 kg m-3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas  (4He), p+,n0 ; que se unen hasta formar 56Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día !! 28Si +  (4He) 28Si + 7(4He) Ni 56Fe

40 La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

41 El colapso final p+ + e- n0 + neutrino
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 e- La neutronización 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). p+ + e n0 + neutrino

42 La explosión de Supernovas

43 Nebulosa y pulsar del Cangrejo
Explosión de SN en 1054 AD

44 La última SN cercana Cassiopeia A en 1680
Imagen en radio del VLA La última SN cercana Cassiopeia A en 1680 Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de Silicio Iones de Calcio Iones de Hierro

45 Nucleosíntesis primordial
La falta de Litio Abundancias solares Abundancias solares vs meteoritos Nucleosíntesis primordial

46 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.

47 ¿Cómo cruzar la barrera del Hierro?
Energía de ligadura por nucleón Abundancias solares

48 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 . Por ej.: 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. 58Fe + n Fe Co + e- + 

49 El proceso s Captura de neutrón El núcleo inestable aumen-
ta su Z por decaemiento  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  y la formación de 206Pb. (Z, A) + n (Z, A+1) +  (Z, A+1) (Z+1, A+1) + e- + 

50 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.

51 ¿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.

52 El proceso r Si la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento , 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 .

53 Los procesos s y r

54 ¿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.

55 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,) , 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).

56 ¿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 .

57 Resumen final

58 Tarea cumplida