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Conferencia: Arte y polvo de estrellas. El origen de los elementos químicos

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Más información en:
https://www.universidadpopularc3c.es/index.php/actividades/conferencias/event/3481-conferencia-arte-y-polvo-de-estrellas
Ponente: Dr. Benjamín Montesinos, Investigador Científico Depto. Astrofísica del Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA)
Tema: Estudio de la síntesis de los elementos
Fecha: 15 de octubre 2019
Lugar: Universidad Popular Carmen de Michelena de Tres Cantos, España
Descripción: Cuando contemplamos una pintura rupestre, un grabado, un dibujo, una escultura, un cuadro al óleo... quizás no somos conscientes de que los materiales y los pigmentos que se emplearon en su creación son -básicamente como todo lo que nos rodea- combinaciones de átomos de elementos químicos que se formaron en el interior de las estrellas hace miles de millones de años.

Esta conferencia, que se enmarca también en el Año Internacional de la Tabla Periódica, "mirará" las obras de arte desde el punto de vista de su soporte material: intentaremos entender cómo se forman los elementos químicos, desde los más ligeros, a los más pesados. Será una mirada conjunta y peculiar al arte y a la astronomía.

Published in: Science
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Conferencia: Arte y polvo de estrellas. El origen de los elementos químicos

  1. 1. DanielLópez,elcielodecanarias.com Arte y polvo de estrellas Benjamín Montesinos Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA)
  2. 2. LoriAllen(Harvard-CfA),JPL,NASA
  3. 3. NASA/SolarDynamicsObservatory
  4. 4. MuseoMetropolitanodeArte,NuevaYork
  5. 5. MuseodelPrado
  6. 6. CentroPompidou
  7. 7. MuseodelPrado
  8. 8. Hermitage,SanPetersburgo
  9. 9. CuevadeAltamira
  10. 10. SolomonR.GuggenheinMuseum,NuewvaYork
  11. 11. Pigmentos…
  12. 12. …y en particular de los elementos químicos que componen una obra de arte
  13. 13. Elemento químico: es un tipo de materia, constituida por átomos de la misma clase, con un número determinado de protones en su núcleo. Tradicionalmente, se define como aquella sustancia que no puede ser descompuesta mediante una reacción química, en otras más simples.
  14. 14. + - Hidrógeno (H)
  15. 15. + - Helio (He) + -
  16. 16. + -Carbono (C) 12C - + + + ++ - - - -
  17. 17. + - - + + + ++ - - - - Carbono (C) 14C
  18. 18. Prehistoria: ocre amarillo (O, Fe) siena natural (O, Fe) tierra verde (Fe, Si) creta blanca (S, O, Ca) negro de humo (C) Egipto: lapislázuli (Al, Si, S, O, Ca) azurita (C, O, Cu, H) malaquita (C, O, Cu, H) oropimente (S, As) blanco de plomo (Pb) cinabrio, bermellón (S, Hg) negro de humo (C) Relieves en Dendera c. 1300 a.C. (Shutterstock) Cueva de las Manos, Argentina, c. 7350 a.C. https://pinturaaloleo.es.tlM.AntonioFernández
  19. 19. Babilonia: amarillo de antimonio y plomo (Sb, Pb) (llamado en el s. XVIII ‘amarillo de Nápoles’) Ruinas del Palacio de Nabucodonosor, s. VI a.C.
  20. 20. En Google: The lead-poisoned genius
  21. 21. Grecia, Roma minio (Pb, O) y Edad Media: verdigris (C,H,O, Cu) amarillo de plomo y estaño (Pb, Sn) Beato de Liébana, s. VIIIMujer patricia practicando música, s. I-II a.C.
  22. 22. Siglo XVIII: azul de Prusia (Fe, C, N) blanco de cinc (Zn) amarillo de cromo (Cr, Pb) Siglo XIX: negro Marte (Fe, O) azul cobalto (O, Co, Al) azul cerúleo (Sn, Co) azul ultramar (S, Na, Al) verde óxido de cromo (O, Cr) verde veronés (As, Cu, H, O) verde esmeralda (O, Cr) blanco de China (O, Zn) blanco litopón (S, Zn, Ba) blanco de titanio (Ti) amarillo de cadmio (Cd) El pelele, Francisco de Goya, s. XIX
  23. 23. Siglo XX: azul de manganeso (Mn, Ba) rojo de cadmio (Cd, S, Se) amarillo de níquel (O, Ni, Ti) azul cian (H, N, Cu) azul monastral (H, N, Cu) + …
  24. 24. H 1 He 2 Li 3 Pero… la “tabla periódica” 20 minutos después del Big Bang era +pequeñas cantidades de 2H, 3H, 3He, 7Li y 7Be
  25. 25. …entonces, ¿cómo y dónde se produjeron todos los demás elementos químicos?
  26. 26. 13.800 millones de años ~200 millones de años BIG BANG
  27. 27. H, He + Li, Be Hace ~13.600 millones de años Primera generación de estrellas: …¿masas 1000 MSol?...
  28. 28. Reacciones nucleares en el corazón de la estrella Hace ~13.600 millones de años (~200 millones de años después del Big Bang)
  29. 29. + E = mc2 + ++ + +He + + + + + +
  30. 30. + + + + + + + + + + + + + + + + + + + + ……….
  31. 31. Envoltura de hidrógeno Hidrógeno, fusión de helio Fusión de helio Carbono, fusión de oxígeno Magnesio, neón, fusión de oxígeno Silicio, fusión de azufre Núcleo de hierro
  32. 32. El enlace siguiente conduce a un vídeo que muestra la explosión de supernova que dio lugar a la nebulosa de El Cangrejo: https://www.spacetelescope.org/videos/heic0515a/
  33. 33. …el espacio se enriqueció con elementos químicos que antes no existían… …pero solo hasta el hierro (Fe), faltan piezas del rompecabezas….
  34. 34. H He Li Be B C N O F Ne K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Na Mg Al Si P S Cl Ar ¿ ?
  35. 35. ¿cómo se forman los elementos más pesados?
  36. 36. + - A un elemento químico le caracteriza el número de protones en el núcleo: un ejemplo sencillo, estos tres átomos son H + - + - Deuterio Tritio
  37. 37. + + + + + + + + + + + + La única forma de que un elemento químico cambie su DNI es aumentando él número de protones Plata (Ag): 47 protones 62 neutrones
  38. 38. + + + + + + + + + + + + ¡Bombardeo con neutrones! Plata (Ag): 47 protones 62 neutrones (protones + neutrones = 109)
  39. 39. + + + + + + + + + + + + ¡Bombardeo con neutrones! Plata (Ag): 47 protones 62 +1 neutrones
  40. 40. + + + + + + + + + + + + Plata (Ag): 47 protones 62 +1 neutrones ¡¡¡inestable!!!
  41. 41. + + + + + + + + + + + + Cadmio (Cd): 48 protones 62 neutrones (protones + neutrones = 110) - “Decaimiento β-”
  42. 42. PROTONES + NEUTRONES PROTONES Reacciones nucleares Decaimiento β- Captura de neutrón
  43. 43. Hace 13.400 millones de años Se crean las primeras galaxias GN-z11, la galaxia más lejana (…de momento)
  44. 44. Hace ~11.000 millones de años Nuestra galaxia: la Vía Láctea Tres Cantos
  45. 45. …a partir del gas enriquecido por la primera generación de estrellas se formaron generaciones sucesivas...
  46. 46. H He Be Li BIG BANG Primeras estrellas Ti Ca C O Mg Si N Fe S Metales más ligeros Sucesivas generaciones U Th … Eu Au Ba Y La … Elementos pesados
  47. 47. Origen de los elementos Estrellas de neutrones binarias Estrellas poco masivas Explosiones en enanas blancas Big Bang Fisión por rayos cósmicos Explosiones de supernovas
  48. 48. Abundancias de elementos en el sistema solar Número de protones Log(Abundancia)
  49. 49. Enanas blancas y nebulosas planetarias
  50. 50. Un “terrón de azúcar” de enana blanca Masa < 1.44 MSol Densidad  1 000 000 g/cm3 Radio  1 RTierra Enanas blancas
  51. 51. NASA/ESA HST, STScI NASA/CXC/SAO/F. Seward et al Estrellas de neutrones
  52. 52. Un “terrón de azúcar” de estrella de neutrones 10 000 000 1.44 MSol < Masa < 3 MSol Densidad  1014 g/cm3 Radio  30 km Estrellas de neutrones
  53. 53. Hace ~4700 millones de años
  54. 54. Los elementos químicos que nos componen, y que componen todo lo que nos rodea, ya existían cuando se formó el Sistema Solar. calcio fósforo hierro carbono, nitrógeno, oxígeno, azufre... oro wolframio plomo, cadmio, antimonio, cinc, estaño…
  55. 55. Prácticamente “ayer”
  56. 56. NASA
  57. 57. NASA, JPL

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