Post on 10-Jan-2016
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Origen del Universo
El origen del universo aceptado científicamente hoy en día se conoce como el "Big Bang" . Hace unos 15000 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 300.000 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 contiene1080 átomos
1050 ton. métricas
Edad 20 mil millones de años
Número de Galaxias 75 Millones
Estrellas en la vía láctea 75 Millones
Estrella mas grandeVV 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
H 924.000
He 74.000
O 830
C 470
N 84
Ne 82
Si 33
Fe 32
S 18
Ar 8
Al 3
Ca 3
otros 2
Rango de elementos químicos no inertes
Universo Seres vivos La Tierra
H O C N C O H N Fe O Si Mg
El sistema solar y los planetas
Nombre
Distancia del sol en millones de km
Diámetro(km) Densidad(g/cm3) (Peso especifico)
Composición de la atmósfera
El sol 0 1.392.000 1,41 ?
Mercurio 58 4.835 5,69 no tiene
Venus 107 12.194 5,16 CO2
Tierra 149 12.756 5,52 N2, O2
Luna - 3.476 3,34 no tiene
Marte 226 6.760 3,89 CO2, N2, Ar
Júpiter 775 141.600 1,25 H2, He
Saturno 1421 120.800 0,62 H2, He
Uranio 2861 47.100 1,60 H2, He, CH4
Neptuno 4485 44.600 2,21 H2, He, CH4
Plutón 5860 14.000 ?4,2 ?
Evolución estelar
Grupos de GalaxiasGalaxiasEstrellas, pulsares y agujeros negrosPlanetasSatélitesCometasAsteroidesMeteoritos y MeteoroidesPartículas de polvoMoléculasÁtomos 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.
Tamaño Radio (Radio) km Densidad
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.
1x104 km 10000 104 - 108 gr/cm3
100000-1000 M
Una Supernova se contrae forma en estrella de neutrones (pulsares).
10 km 1011 - 1015 gr/cm3
1 B – 10000 B
Las estrellas con una masa muy grande se contrae formando Agujeros Negros.
< 10 km > 1016 gr/cm3
>100000 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.
Tamaño Radio (Radio) km Densidad 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.
1x104 km 10000 104 - 108 gr/cm3 100000-1000 M
Una Supernova se contrae forma en estrella de neutrones (pulsares).
10 km 1011 - 1015 gr/cm3 1 B – 10000 B
Las estrellas con una masa muy grande se contrae formando Agujeros Negros.
< 10 km > 1016 gr/cm3 >100000 B
En su estadío final una estrella, dependiendo de su masa, puede tener la siguiente evolución:
Proceso Combustible Productos Temperatura (ºK)
Combustión de H H He 6x107
Combustión de He He C, O 2x108
Combustión de C C O, Ne, Na, Mg 8x108
Combustión de Ne Ne O, Mg 15x108
Combustión de O O Mg a S 2x109
Combustión de Si Mg a S Elementos cercanos Fe 3x109
NucleosíntesisOrigen 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.
2H y 4He fueron sintetizados durante la expansión inicial del Universo.La Teoría de la nucleosíntesis fue publicada en 1957 por Burbidge, Burbidge,
Fowler y Hoyle (B2 FH, 1957). Para esta teoría es necesario conocer cómo es la distribución y abundancia de elementos.
Distribución y abundancia de elementos
H y He son los más abundantes. Elementos con altos Z poseen bajas proporciones. La abundancia de los primeros 50 elementos decrece exponencialmente. Elementos alrededor del Fe tienen una abundancia mayor de la esperada. Z pares son más abundantes que Z impares, hasta 10 veces respecto del vecino (Regla de Oddo-Harkins). El efecto en diente de sierra también se observa en rocas terrestres. Tecnecio (Tc) y Promecio (Pm) no existen en el Sistema Solar al ser isótopos inestables. Elementos de Z>83 (Bi) no tienen isótopos estables pero se presentan en pequeñas proporciones ya que derivan
de isótopos radioactivos (U-Th).
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 10 106años 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, Fe2SiO4, Mg2SiO4, Al2O3, CaO, TiO2.
Alejados de la protoestrella:Volátiles de alta presión de vapor: NH3, H2O,
CH4, 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.
SolPlanetas InterioresPlanetas ExterioresMercurioVenusTierraLunaMarteJúpiterSaturnoUranoNeptunoPlutón
Planetas Exteriores
Asteroides
Meteoritos
METEORITOS: Desde polvo no detectable hasta cuerpos con Km. de diámetro (~ 30.000 a 150.000 Ton/año). PRINCIPALES COMPONENTES:
•Fase Metálica: Fe-Ni (aleación) •Fase Sulfuro: FeS (Troilita) •Fase Lítica: Silicatos y aluminosilicatos
oPiroxenos (Mg,Fe)SiO3
oOlivino (Mg, Fe)2SiO4
oPlagioclasa (CaAl2Si2O8). •Fase Vítrea: vidrio
Tipos de Meteoritos según su Composición: (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.
METEORITOS PETREOS
Suponen el 95% de los meteoritos
CONDRITAS ORDINARIAS (OC)
CONDRITAS CARBONACEAS (C)
ACONDRITAS
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.
Composición Mineralógica Composición Química
Olivino: Mg2SiO4: 40% SiO2: 38%
Piroxenos: MgSiO3: 30% MgO: 24%
Fe-Ni (aleación): 2 - 5 % FeO: 13%
Plagioclasa: (CaAl2Si2O8): 10% Fe: 11%
Troilita: 6% Al2O3: 3%
La composición de los condritos es similar a la de las rocas terrestres llamadas ultramáficas (rocas silicatadas ricas en Mg, Fe(II) y Ca). Según estudios petrográficos nunca han sido "geológicamente procesados". La edad determinada es de 4,5*109 años, por lo que se les considera "reliquias del proto-sistema solar".
CONDRITOS "LADRILLOS DEL SISTEMA SOLAR" PLANETESIMOS
CONDRITO
CONDRITO
CONDRITO
CONDRITO
Meteoritos
b) ACONDRITOS:
No poseen cóndrulos y su textura es similar a rocas terrestres.
Composición Química
SiO2: 49 %
MgO: 10 %
FeO: 16 %
Al2O3: 12 %
ACONDRITO
ACONDRITO
ACONDRITO
ACONDRITO
ACONDRITO
METEORITO LUNAR
METEORITOS METÁLICOS
Fundamentalmente contienen Hierro y NíquelSe 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.
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