El origen de los Elementos
Químicos
Gonzalo Tancredi
Depto. Astronomía - Fac. Ciencias
Contenido
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Las abundancias cósmicas
Las partículas primordiales
La nucleosínstesis primordial
El interior de las...
Abundancias solares
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...
Abundancias en
el Sol y
meteoritos
Abundancia del Helio
Resumen de diferentes determinaciones
[He]/[H]
Medio interestelar y estrellas jóvenes

0.26-0.32

Gal...
La física de partículas
• Sustancias básicas: elementos
• Elementos son distintas especies
de átomos
• Átomos constituídos...
Antimateria
• A toda materia se asocia antimateria
 electrón – positrón
 protón – antiprotón
 neutrón – antineutrón
MAT...
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

>1094

>1032...
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 ...
El triunfo de la materia
Para el protón, la temperatura límite es de 1013K,
correspondiente a t ≈ 10-5 s. Hubo un exceso d...
Protones y Neutrones
Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través
de las reacciones

La mayor masa del neutrón...
Protones y Neutrones
Mientras la energía térmica fue superior a la diferencia de masas
entre protón y neutrón, las reaccio...
Nucleosíntesis primordial
1era etapa: La formación del Deuterio
La reacción que estabiliza los neutrones es la formación d...
Nucleosíntesis primordial
2da etapa: La formación del Helio

Como kT < 0.1 MeV y ∆Etotal = 28 MeV,
la reacción solo se pro...
¿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 r...
Nucleosíntesis primordial
3era etapa: Los elementos livianos
La formación prosigue
por absiorción de
neutrones, pero la fa...
¿Qué nos dicen
las
observaciones?
La Producción de elementos en
las reacciones termonucleares
La estabilidad de los núcleos atómicos
Definimos la energía de...
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
Fisión i → f1 + f 2
A > 90
...
Formación de Helio en el
interior de las estrellas
La cadena protón-protón (p-p)

Tasas de reacción para condiciones al
in...
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 ~ 2...
Comparación p-p vs CNO
Formación de Carbono
He

4

4

8

Be

La reacción
triple α

He
para T > 108 K
ρ > 108 kg m-3

8

Be

He

4

12

C
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...
La quema de Carbono y Oxígeno
Si T > 7 x 108 K, se
produce la quema de
Carbono.

12

C + 12C

20

16

O + 16O

28

Puede d...
Estrellas más masivas que el Sol
La fotodesintegración de los
núcleos
Para T > 109K, existen un gran número de fotones con E> 1MeV, que
pueden ser absorbid...
El final de la formación de elementos por
reacciones termonucleares
La quema de Silicio
La quema de silicio no es una únic...
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...
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

Ione...
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.
• Esas te...
¿Cómo cruzar la barrera del Hierro?

Energía de ligadura
por nucleón
Abundancias solares
La captura de neutrones y la
producción de elementos pesados
• Los neutrones libres son inestables con una vida media de 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)
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Los números mágicos
Elementos con número de neutrones (N) o protones (Z)
iguales a 28, 50, 82 o 126 son mas estables que e...
¿Dónde se produce el proceso s?
• En la cáscara de quema de He en una estrella del AGB
(Asymptotic Giant Branch).
• Pulsos...
El proceso r
• Si la captura de neutrones se produce en tiempos
menores que la vida media del decaimiento β, el
núcleo abs...
Los procesos s y r
¿Dónde se produce el proceso r?
En el viento de una estrella
neutrínica naciente. El colapso
del carozo en una SN Tipo II ...
Falta explicar 35 núcleos
Existen 35 núcleos que no son explicable
su formación por los procesos s y r
(92 y 94Mo, 96 y 98...
¿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 p...
Resumen
final
Tarea cumplida
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El origen de los elementos quimicos

  1. 1. El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias
  2. 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. 3. Abundancias solares
  4. 4. Abundancias solares en Número de Masa
  5. 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. 6. Abundancias en el Sol y meteoritos
  7. 7. Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones [He]/[H] Medio interestelar y estrellas jóvenes 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 producción en las estrellas puede explicar 0.04-0.06.
  8. 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. 9. Antimateria • A toda materia se asocia antimateria  electrón – positrón  protón – antiprotón  neutrón – antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN
  10. 10. Subestructuras
  11. 11. Quarks y leptones Baryons + Mesons = Hadrons
  12. 12. Las fuerzas fundamentales
  13. 13. La Unificación de las Fuerzas
  14. 14. El Big Bang Resumen de la Historia del Universo Densidad [g/cm3] Epoca Tiempo Big Bang 0 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 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 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 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 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
  15. 15. La variación de Temperatura luego del Big Bang
  16. 16. 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.
  17. 17. 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.
  18. 18. 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  − (mn − m p )c 2  Nn  = exp   Np kT   Const. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K
  19. 19. 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 !!!
  20. 20. 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 = 0.135 (1 neutrón por cada 7 protones)
  21. 21. 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.
  22. 22. ¿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 %
  23. 23. 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 !
  24. 24. ¿Qué nos dicen las observaciones?
  25. 25. 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
  26. 26. Energía de ligadura por nucleón (B/A)
  27. 27. Liberación de Energía en Fusión i + i → f 1 2 Q = B f − Bi1 − Bi 2 Q > 0 si A < 56 Q > 0 si Fisión i → f1 + f 2 A > 90 Para 60 < A < 90, Qfusión > 0 pero muy pequeña Q = B f 1 + B f 2 − Bi
  28. 28. 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
  29. 29. 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.
  30. 30. Comparación p-p vs CNO
  31. 31. Formación de Carbono He 4 4 8 Be La reacción triple α He para T > 108 K ρ > 108 kg m-3 8 Be He 4 12 C
  32. 32. Evolución de una estrella de 1 M
  33. 33. 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: C + 4He 16 O + 4He 20 Ne + 4He 12 O+ γ 20 Ne + γ 24 Mg + γ 16
  34. 34. La quema de Carbono y Oxígeno Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. 12 C + 12C 20 16 O + 16O 28 Puede durar por 1000 años. Si T > 2x109 K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año. Ne + 4He 24 Mg + γ 23 Na + p+ Si + 4He 32 S+γ 31 P + p+ 31 S + n0
  35. 35. Estrellas más masivas que el Sol
  36. 36. 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: 20 Ne + γ O + 4He 16 La partícula α puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 220Ne + γ 16 O + 24Mg + γ
  37. 37. 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: Si + γ 28 Si + 7(4He) 28 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) 56 Ni 56 Fe
  38. 38. La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central
  39. 39. 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 10 17 – 1018 kg m-3 (una caja de fósforos pesaría 15 mil millones de toneladas).
  40. 40. La explosión de Supernovas
  41. 41. Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD
  42. 42. 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
  43. 43. Abundancias solares La falta de Litio Abundancias solares vs meteoritos Nucleosíntesis primordial
  44. 44. 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.
  45. 45. ¿Cómo cruzar la barrera del Hierro? Energía de ligadura por nucleón Abundancias solares
  46. 46. 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.: 58 Fe + n0 59 Fe 59 Co + 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.
  47. 47. 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) ν (Z+1, A+1) + e- + • 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.
  48. 48. 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.
  49. 49. ¿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.
  50. 50. 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.
  51. 51. Los procesos s y r
  52. 52. ¿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.
  53. 53. 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).
  54. 54. ¿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.
  55. 55. Resumen final
  56. 56. Tarea cumplida

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