La descarga está en progreso. Por favor, espere

La descarga está en progreso. Por favor, espere

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

Presentaciones similares


Presentación del tema: "El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias."— Transcripción de la presentación:

1 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 56 Fe 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 cercanas0.22 – 0.34 Nube Mayor de Magallanes Nube Menor de Magallanes Galaxias lejanas0.21 –0.28 Promedio0.26 +/ 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 (n 0 ) –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 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 > mc 2 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 K, correspondiente a t s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en 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 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 m p - masa del protón m n - masa del neutrón Const. Boltzman: k = 8.6 x MeV/K

20 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 > 1.5x10 10 K, t < 1 s La razón neutrones/protones era: N n /N p = 1/e = 0.36 Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (m e = 0.5 MeV, T = 6x10 9 K, t ~ 10s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (t media = 890s) Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno !!!

21 Nucleosíntesis primordial 1 era 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 ( E = 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. Por decaimiento de neutrones N n /N p = (1 neutrón por cada 7 protones)

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

23 ¿Cuánto He se formó? Si N n /N p = N n /(N p +N n ) = 12 % N p /(N p +N n ) = 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 3 era 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): m p - masa del protón m n - 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 0 pero muy pequeña

29 Formación de Helio en el interior de las estrellas Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~10 7 K ~ 10 5 kg/m 3 Válida para T < 2x10 7 K, M < 1.5 M La cadena protón-protón (p-p)

30 El Ciclo CNO 10 6 años 7 mins 2x10 5 años 3x10 7 años 2 mins 10 4 años Tasas de reacción Las tasas de reacción son para T ~ 2x10 7 K. Para T~10 9 K, la reacción se hace explosiva.

31 Comparación p-p vs CNO

32 Formación de Carbono 4 He 8 Be 12 C La reacción triple para T > 10 8 K > 10 8 kg m -3

33 Evolución de una estrella de 1 M

34

35 Formación de elementos más pesados 12 C + 4 He 16 O + 16 O + 4 He 20 Ne + 20 Ne + 4 He 24 Mg + 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:

36 La quema de Carbono y Oxígeno 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He 24 Mg + 23 Na + p + 16 O + 16 O 28 Si + 4 He 32 S + 31 P + p + 31 S + n 0 Si T > 7 x 10 8 K, se produce la quema de Carbono. Puede durar por 1000 años. Si T > 2x10 9 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 > 10 9 K, 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 20 Ne + 16 O + 4 He 2 20 Ne + 16 O + 24 Mg +

39 El final de la formación de elementos por reacciones termonucleares La quema de Silicio 28 Si + 7( 4 He) 28 Si + 7( 4 He) 56 Ni La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como: Se requieren T > 3x10 9 K y > kg m -3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas ( 4 He), p +,n 0 ; que se unen hasta formar 56 Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56 Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día !! 56 Fe

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

41 El colapso final Por estar el 56 Fe 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 > K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p +,n 0 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 +,n 0 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 – kg m -3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas). p + + e - n 0 + 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 Iones de Silicio Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de HierroIones de Calcio Imagen en radio del VLA

45 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 10 6 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? Abundancias solares Energía de ligadura por nucleón

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. 58 Fe + n 0 59 Fe 59 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 209 Bi, que es el núcleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209 Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula y la formación de 206 Pb. (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. Cuando alcanzamos un número mágico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones. 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.

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 (n 0,γ) (γ,n 0 ) 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> K). La que se enfría por emisión de neutrinos en una escala de tiempo de 10s. Se produce un viento que transporta hasta 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 94 Mo, 96 y 98 Ru, 144 Sm,...) 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,n 0 ), 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


Descargar ppt "El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias."

Presentaciones similares


Anuncios Google