Origen del Universo El origen del universo aceptado científicamente hoy en día se conoce como el "Big Bang". Hace unos millones de años se produjo una gran explosión a partir de un "incomprensible" punto donde estaba compactada la materia y la energía. A partir de ese momento el universo comienza a expandirse. A los años de la explosión, el universo es una gran nube de helio e hidrogeno muy densa donde empiezan a formarse irregularidades. Luego a los 1000 millones de años se crean las primeras galaxias a partir de las irregularidades en la nube primordial. En ellas comienzan a formarse las estrellas, donde se producen los elementos mas pesados. En aquel tiempo el universo se expandía a la velocidad de la luz. A los 3500 millones de años la velocidad de expansión comienza a frenarse progresivamente por acción de las fuerzas gravitacionales.

El universo contiene átomos ton. métricas Edad20 mil millones de años Número de Galaxias 75 Millones Estrellas en la vía láctea75 Millones Estrella mas grande VV Cephei (2400 diámetros del sol) Datos generales : El universo :

El universo está en expansión a) Big Bang (gran explosión) hace 20 Mil Millones atrás b) Desplazamiento de luz hacia al rojo (Efecto Doppler) : Las líneas espectrales de algunas estrellas llegan a la tierra con una frecuencia mas hacia al rojo como normal.

Composición del universo : De un millón átomos son

Rango de elementos químicos no inertes El sistema solar y los planetas

Evolución estelar Grupos de Galaxias Galaxias Estrellas, pulsares y agujeros negros Planetas Satélites Cometas Asteroides Meteoritos y Meteoroides Partículas de polvo Moléculas Átomos de H y He El origen y evolución tanto de un sistema planetario (como el nuestro), como de las galaxias y el universo, están íntimamente relacionados con la abundancia cósmica de los elementos y nuestra habilidad de entender los procesos que dan origen a dicha abundancia. Hoy en día, la materia se recicla continuamente desde el medio interestelar a través de las estrellas y regreso al medio interestelar. Sin embargo, la materia que regresa al medio interestelar está enriquecida en elementos mas pesados que H y He, debido a los procesos de síntesis elemental que ocurre en el núcleo de las estrellas.

TamañoRadio(Radio) kmDensidad En el caso de una de gran masa se contrae y luego se expande y forma una Supernova. - - Si la masa es algo menor que el Sol forma una estrella Enana Blanca. 1x10 4 km gr/cm M Una Supernova se contrae forma en estrella de neutrones (pulsares). 10 km gr/cm 3 1 B – B Las estrellas con una masa muy grande se contrae formando Agujeros Negros. < 10 km > gr/cm 3 > B Imagenes de Colapsos Estelares Una vez que la estrella de primera generación se desintegra o explota, enriquece el medio interestalar con elementos mas pesados que H y He. Si una nébula ya reciclada entra en un sistema globular para formar una de nuevo una estrella, ahora de segunda generación, el gas interestelar contiene núclidos pesados y la combustión ocurre con mayor probabilidad mediante el proceso denominado ciclo Carbono - Nitrógeno - Oxígeno (CON), en el cual los núclidos de H se fisionan con Carbono para producir nitrógeno y luego Oxígeno. Esta forma de combustión de H, requiere de condiciones menos extremas que la cadena protón-protón de las estrellas de primera generación.

En su estadío final una estrella, dependiendo de su masa, puede tener la siguiente evolución: ProcesoCombustibleProductosTemperatura (ºK) Combustión de HHHe6x10 7 Combustión de HeHeC, O2x10 8 Combustión de CCO, Ne, Na, Mg8x10 8 Combustión de NeNeO, Mg15x10 8 Combustión de OOMg a S2x10 9 Combustión de SiMg a SElementos cercanos Fe3x10 9

Nucleosíntesis Origen de los elementos en el cosmos El origen de los elementos químicos está relacionado con la evolución de las estrellas, al ser los elementos sintetizados en reacciones nucleares dentro de ellas. Desde las estrellas deriva energía que se irradia al espacio. 2 H y 4 He fueron sintetizados durante la expansión inicial del Universo. La Teoría de la nucleosíntesis fue publicada en 1957 por Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle (B 2 FH, 1957). Para esta teoría es necesario conocer cómo es la distribución y abundancia de elementos. Distribución y abundancia de elementos

Espectros de emisión del hierro y de absorción en el exterior gaseoso del Sol. En esta comparación se puede ver claramente que muchas líneas obscuras del espectro del Sol coinciden con líneas brillantes del espectro de emisión del hierro en el Sol. Gracias a estos estudios se han determinado los elementos que existen en la Tierra, en el Sol y en otras estrellas, para consignar sus abundancias en tablas como la siguiente :

TIPOS DE PARTÍCULAS

Modelo de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle, 1957 Cadenas protón-protón Ciclo C N O

Procesos triple alfa En las gigantes rojas, He se quema por años o menos al incrementar la Temperatura En el estadio final de la evolución de una gigante roja ocurren otras reacciones. 1) Reacciones de captura neutrónica para generar Z>26 (Fe). El núcleo incorpora un neutrón, generando un isótopo más pesado del mismo elemento.

2) Otro proceso es el R-PROCESS o flujo rápido, ocurriendo cuando la gigante roja explota como el caso de una supernova 3) Y por último la adición de protones o P-PROCESS que ocurre al final de una gigante roja.

El estudio del origen del sistema solar se discute en dos partes: 1.Formación de la Estrella Central del sistema. 2.Formación del Disco Planetario. Nuestro Sistema Solar se formo hace unos 4580 millones de años cuando una gran nube de gases interestelares y de polvo formada por hidrogeno (90%), helio (10%) y otros elementos mas pesados (2%) iniciaron procesos de contracción, torbellinos de gases convergieron a grandes velocidades. Allí la densidad y la temperatura aumentaría para formar el Sol rodeado por un disco con forma de espiral compuesto de gas y de polvo que giraba en torno a él. En las regiones cercanas al Sol, donde el calor es mayor, los elementos más volátiles fueron aventados por los vientos estelares del Sol quedando solo material pesado suficiente para formar los planetas interiores en base a metales y silicatos. Luego mas lejos hubo abundante material para la formación de planetas gigantes de gas y helio que crecieron rápidamente a partir de núcleos de rocas de unas 15 tierras de masa.

FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Cercanos a la protoestrella: Rico en componentes de baja presión de vapor: Fe(Ni), FeO, Fe 2 SiO 4, Mg 2 SiO 4, Al 2 O 3, CaO, TiO 2. Alejados de la protoestrella: Volátiles de alta presión de vapor: NH 3, H 2 O, CH 4, He, H. Estas especies químicas constituyen condensados que luego se "acrean" para formar cuerpos grandes por adhesiones selectivas causadas por fuerzas electrostáticas y magnéticas. Estos cuerpos constituyen los llamados planetésimos y alcanzan diámetros desde metros hasta Km. Estos planetésimos se "acrean" (acumulan) según un espaciamiento regular (Ley de Bode), para formar planetas, cuya composición esta controlada por la distancia al centro del sistema.

Sol Planetas Interiores Planetas Exteriores Mercurio Venus Tierra Luna Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón

Planetas Exteriores

METEORITOS: Desde polvo no detectable hasta cuerpos con Km. de diámetro (~ a Ton/año). PRINCIPALES COMPONENTES: Fase Metálica: Fe-Ni (aleación) Fase Sulfuro: FeS (Troilita) Fase Lítica: Silicatos y aluminosilicatos oPiroxenos (Mg,Fe)SiO 3 oOlivino (Mg, Fe) 2 SiO 4 oPlagioclasa (CaAl 2 Si 2 O 8 ). Fase Vítrea: vidrio Tipos de Meteoritos según su Composición: (pulse para ver imagen)pulse para ver imagen SIDERITOS: Fe-Ni (Aleación: Fe ~ 90%, Ni ~ 8%), Accesorios: Troilita, grafito, Cromita SIDEROLITOS (Litosideritos): (50% metal - 50% Silicatos) AEROLITOS (Pétreos): TECTITAS: Vidrios ricos en sílice.

Los AEROLITOS o meteoritos Pétreos se dividen en: a) CONDRITOS: Poseen cóndrulos (esferas de ~ 1 mm de diámetro ). No se han observado en rocas terrestres. CONDRITOS  "LADRILLOS DEL SISTEMA SOLAR"  PLANETESIMOS

b) ACONDRITOS: No poseen cóndrulos y su textura es similar a rocas terrestres. Composición Química SiO 2 : 49 % MgO: 10 % FeO: 16 % Al 2 O 3 : 12 % Meteoritos

Asteroides

METEORITOS METÁLICOS Fundamentalmente contienen Hierro y Níquel Se clasifican por su estructura interna en: HEXAEDRITAS (H) En su interior se encuentran las figuras de Newman OCTAEDRITAS (O) Tienen las figuras de Widmanstaten. Pueden ser gruesas, medias y finas ATAXITAS (D) Sin estructura visible METEORITO METALICO PROCEDENTE DEL CAÑON DEL DIABLO ARIZONA, U.S.A.

METEORITOS PETREOS Suponen el 95% de los meteoritos CONDRITAS ORDINARIAS (OC) CONDRITAS CARBONACEAS (C) ACONDRITAS

SIDEROLITOS Meteoritos con mezcla de parte metálica y no metálica al 50% Suponen el 1% de los meteoritos Se dividen en: PALLASITAS: Hierro, Níquel + Olivino MESOSIDERITOS: Hierro, Níquel + Eucrita/Diogenita LODRANITAS: Hierro, Níquel + Olivino, Troilita, Bronzita, feldespatos PALLASITA -RUSIA