El origen de los Elementos QumicosGonzalo TancrediDepto. Astronoma - Fac. Ciencias

ContenidoLas abundancias csmicasLas partculas primordialesLa nucleosnstesis primordialEl interior de las estrellasEtapas explosivas y la formacin de los elementos pesados

Abundancias solares

Abundancias solares en Nmero de Masa

Aspectos a remarcarIstopos mas livianos son los mas abundantesIstopos del Li, Be y B can bajas abundanciasEntre A = 12 (C) y 40 (Ca) pendiente decreciente con el efecto par-impar superpuestoPozo entre 41 < A < 50Pico simtrico entre 45 < A < 67 con mximo en A=56Cambio de pendiente en la cada luego del pico de 56Fe en A ~ 70. Luego cada abrupta hasta A ~ 100, estabilizacin hasta A ~140, nueva caida hasta A ~ 150, estabilizacin hasta A ~180, para incrementar hasta A ~ 209

Abundancias en el Sol y meteoritos

Abundancia del HelioResumen de diferentes determinaciones

La produccin en las estrellas puede explicar 0.04-0.06.

[He]/[H]Medio interestelar y estrellas jvenes0.26-0.32Galaxias normales cercanas0.22 0.34Nube Mayor de Magallanes0.24-0.27Nube Menor de Magallanes0.21-0.28Galaxias lejanas0.21 0.28Promedio 0.26 +/- 0.01

La fsica de partculasSustancias bsicas: elementosElementos son distintas especies de tomostomos constitudos porNcleo: protones (p+) neutrones (n0)Electrones (e-)

Toda la materia ordinaria constituda por estas 3 partculas

AntimateriaA toda materia se asocia antimateriaelectrn positrnprotn antiprotnneutrn antineutrn

MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIN

Subestructuras

Quarks y leptonesBaryons + Mesons = Hadrons

Las fuerzas fundamentales

La Unificacin de las Fuerzas

El Big Bang

Resumen de la Historia del Universo

Epoca

Tiempo

Densidad [g/cm3]

Temperatura (K)

Evento

Big Bang

0

~ infinitamente alta

Extremadamente alta

Origen del Universo

Planck

1094

>1032

Era de Cosmologa cuntica donde el Universo ocupaba el tamao de un nuclen

Quark

1055

>1022

Poblado densamente con quarks libres

Hadron

1014

>1012

Aniquilacin de materia y antimateria

Lepton

10-4 s a 1 s

1014-105

1012 - 1010

Rpida expansin y enfriamiento; equilibrio trmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones

Radiacin

1 s to 106 a

( 105 -10-22

1010 - 3000

Formacin de Helio y Deuterio; la radiacin se desacopla de la materia al finalizar la era

Materia

>106 a

La variacin de Temperatura luego del Big Bang

Materia y AntimateriaEn el Universo primordial las partculas pueden ser creadas a partir de energa trmica. La materia y antimateria est en equilibrio con la radiacin trmica. Esto ocurre si:kT > mc2 energa trmica media masa en reposo de la partculas

Partculas y antipartculas son creadas y aniquiladas.Cuando la temperatura cae, la tasa de creacin de partculas disminuye. En este lmite dejan de crearse partculas y antipartculas, slo se aniquilan y decaen. Si hay una pequea asimetra en la tasa de decaimiento de partculas y antipartculas, primar la materia o antimateria.

El triunfo de la materiaPara el protn, la temperatura lmite 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 pequea parte de materia en exceso !!!

Los protones se mantiene estables por tener una vida media de 1032 aos. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s.

Protones y NeutronesProtones y neutrones se mantenan en equilibrio a travs de las reacciones

La mayor masa del neutrn implica que en el equilibrio trmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribucin de Boltzman

mp - masa del protnmn - masa del neutrnConst. Boltzman: k = 8.6 x 10-11 MeV/K

Protones y NeutronesMientras la energa trmica fue superior a la diferencia de masas entre protn y neutrn, las reacciones anteriores mantenan la razn neutrones/protones en equilibrio.Dif. de masas m = 1.3 MeV T > 1.5x1010 K , t < 1 sLa razn neutrones/protones era: Nn/Np = 1/e = 0.36

Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrn-positrn (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 sera de Hidrgeno !!!

Nucleosntesis primordial1era etapa: La formacin del DeuterioLa reaccin que estabiliza los neutrones es la formacin del Deuterio (d - 2H)

Si bien la reaccin es exotrmica (E = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reaccin se produce en ambas direcciones. Cuando T = 109K (kT = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reaccin tiende a la formacin de Deuterio. Por decaimiento de neutronesNn/Np = 0.135 (1 neutrn por cada 7 protones)

Nucleosntesis primordial2da etapa: La formacin del HelioComo kT < 0.1 MeV y Etotal = 28 MeV, la reaccin solo se produce en un sentido.

Cunto He se form?Si Nn/Np = 0.135 Nn/(Np+Nn) = 12 %Np/(Np+Nn) = 88 %Si por cada neutrn en el ncleo de Helio se requieren 1 protn, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 %Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrn haba 7 protones, para formar un tomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto deba haber 14 protones, 2 terminan en el ncleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razn en masa ser[He]/[H] = 4 / 12 = 25 %

Nucleosntesis primordial3era etapa: Los elementos livianosLa formacin prosigue por absiorcin de neutrones, pero la falta de ncleos estables con nmeo de masa atmica 5 y 8, imposibilit la formacin de elementos mas pesados.

El fin de la Nucleosntesis primordial !

Qu nos dicen las observaciones?

La Produccin de elementos en las reacciones termonuclearesLa estabilidad de los ncleos atmicosDefinimos la energa de ligadura (binding energy):

mp - masa del protnmn - masa del neutrnA - nmero de masa (nmero de protones + neutrones)Z - nmero atmico (nmero de protones)m(A,Z) - masa del ncleo con A y Z

Energa de ligadura por nuclen (B/A)

Liberacin de Energa enFusin

FisinQ > 0 si A < 56Q > 0 si A > 90Para 60 < A < 90, Qfusin > 0 pero muy pequea

Formacin de Helio en el interior de las estrellasTasas de reaccin para condiciones al interior del Sol:T~107K ~ 105 kg/m3

Vlida para T < 2x107K, M < 1.5 MLa cadena protn-protn (p-p)

El Ciclo CNO106 aos 7 mins 2x105 aos 3x107 aos 2 mins 104 aos

Tasas de reaccinLas tasas de reaccin son para T ~ 2x107 K.Para T~109K, la reaccin se hace explosiva.

Comparacin p-p vs CNO

Formacin de Carbono4He4He4He8Be8Be12CLa reaccin triple para T > 108 K > 108 kg m-3

Evolucin de una estrella de 1 M

Formacin de elementos ms pesados12C + 4He 16O + 16O + 4He 20Ne + 20Ne + 4He 24Mg + 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 formacin de tomos mas pesados como:

La quema de Carbono y Oxgeno12C + 12C 20Ne + 4He 24Mg + 23Na + p+16O + 16O 28Si + 4He 32S + 31P + p+ 31S + n0Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono.Puede durar por 1000 aos.Si T > 2x109 K, se produce la quema de Oxgeno.Puede durar por 1 ao.

Estrellas ms masivas que el Sol

La fotodesintegracin de los ncleosPara T > 109K, existen un gran nmero de fotones con E> 1MeV, que pueden ser absorbidos por un ncleo produciendo su desintegracin a travs de un decaimiento . Es llamado fotodesintegracin por analoga a la fotoionizacin. Las fotodesintegraciones son endotrmicas, pero las partculas eyectadas van a ser inmediatemente recapturadas, regenerando el ncleo original o ncleos mas pesados y estables, lo que lleva a reacciones exotrmicas, recuperando el balance energtico total.Un ejemplo es la fotodesintegracin del Nen:

La partcula puede reaccionar con otro ncleo de Nen, obteniendo Mg, dando como resultado final20Ne + 16O + 4He220Ne + 16O + 24Mg +

El final de la formacin de elementos por reacciones termonuclearesLa quema de Silicio28Si + 7(4He)28Si + 7(4He) 56Ni

La quema de silicio no es una nica reaccin sino una variedad que la representamos como:

Se requieren T > 3x109K y > 1011 kg m-3. Implica la rotura de los ncleos de Silicio en un mar de partculas (4He), p+,n0 ; que se unen hasta formar 56Ni. Luego por neutronizacin, se obtiene 56Fe.La quema de silicio dura ~ 1 da !!

56Fe

La cscara de cebollaEstrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

El colapso finalPor estar el 56Fe en el pico de la curva de energa de ligadura por nuclen, la fusin no avanza mas all de ese lmite. Al desaparecer la presin de radiacin por falta de mecanismo de generacin de energa, la estrella colapsa. Si T > 1010K se produce la fotodesintegracin de los ncleos en p+,n0 y e-.Para una estrella 20 M:10 millones de aos quemando H1 milln de aos quemando He1000 aos quemando C1 ao quemando Ounos das quemando Si< 1 seg colapsa el ncleo reconviertiendo todo nuevamente a p+,n0 y e-

La neutronizacin

produce la liberacin de un intenso flujo de neutrinos y la formacin de una estrella de neutrones. Se alcanzan densidades de 1017 1018 kg m-3 (una caja de fsforos pesara 15 mil millones de toneladas).p+ + e- n0 + neutrino

La explosin de Supernovas

Nebulosa y pulsar del CangrejoExplosin de SN en 1054 AD

La ltima SN cercanaCassiopeia A en 1680Iones de SilicioImgenes en Rayos X de ChandraIones de HierroIones de CalcioImagen en radio del VLA

La falta de LitioAbundancias solaresAbundancias solares vs meteoritosNucleosntesis primordial

La destruccin del LitioEl bombardeo de protones a T ~ 2.5 5 x 106 K, produce la destruccin de Li, Be y B.Esas temp. se alcanzan a mitad de distancia al centro del Sol. Por mezclado convectivo, el Li destrudo en el interior alcanza la fotsfera, desde donde es medido.

Cmo cruzar la barrera del Hierro?Abundancias solaresEnerga de ligadura por nuclen

La captura de neutrones y la produccin de elementos pesadosLos neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s (mitad de vida 617 s). Los ncleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a decaimientos . Por ej.:

La captura de neutrones se divide en dos clasesEl proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el ncleo producido decae a un ncleo estable antes que ocurran nuevas capturas. Produce ncleos con pocos neutrones.El proceso r : Captura de neutrones rpida (rapid), donde el flujo de neutrones es tan intenso que el ncleo captura muchos neutrones antes de decaer. Produce ncleos con exceso de neutrones.58Fe + n0 59Fe 59Co + e- +

El proceso sCaptura de neutrn

El ncleo inestable aumen-ta su Z por decaemiento

La secuencia de procesos s tiene una terminacin en el 209Bi, que es el ncleo estable mas masivo. La captura de neutrones por el 209Bi, lleva a un decaimiento por emisin de una partcula y la formacin de 206Pb.(Z, A) + n (Z, A+1) + (Z, A+1) (Z+1, A+1) + e- +

Los nmeros mgicosElementos con nmero 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 nmero mgico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones.Estos nmeros son un efecto de la mecnica cuntica de cscaras completas, en forma anloga a la estabilidad qumica que se logra cuando se completa una cscara de electrones en los gases nobles.

Dnde se produce el proceso s?En la cscara de quema de He en una estrella del AGB (Asymptotic Giant Branch).Pulsos sucesivos de quema de He. La superposicin de capas convectivas lleva los ncleos masivos producidos por proceso s hacia las capas exteriores. Estos son finalmente inyectados en el medio interestellar a travs del viento estelar o en la eyeccin de la atmsfera estelar durante la formacin de una nebulosa planetaria.Tambin se puede producir en estrellas de quema de C.

El proceso rSi la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento , el ncleo absorber neutrones hasta que se equilibre la remocin de neutrones por fotones energticos con la captura. Esto se conoce como equilibrio (n0,) (,n0) Nuevamente los nmeros mgicos actan como cuellos de botella para trepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un nmero mgico, se vuelve estable y luego tiene un decaimiento .

Los procesos s y r

Dnde se produce el proceso r?En el viento de una estrella neutrnica naciente. El colapso del carozo en una SN Tipo II o Ib deja un estrella neutrnica caliente (T> 1011K). La que se enfra por emisin de neutrinos en una escala de tiempo de 10s. Se produce un viento que transporta hasta 10-4 M , suficiente para explicar la formacin de los ncleos tipo r.

Falta explicar 35 ncleosExisten 35 ncleos que no son explicable su formacin por los procesos s y r (92 y 94Mo, 96 y 98Ru, 144Sm,...)

Solucin: El proceso pTipos de procesos pCaptura de protones (de ah el nombre), pero no es el principalNcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (,n0), que los vuelven ricos en p+. Luego comienzan una cascada de reacciones (,p+) y (,) , que los funden hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rpido, la cada hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia de ncleos ricos en p+ (los ncleos tipo p).

Dnde 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 eficientePara la caso de la fundicin, se da en el colapso del carozo de una SN Tipo II, en la cscara de O/Ne. El frente de choque de la SN calienta la cscara y funde parcialmente los ncleos. La desintegracin solo es relevante, por lo que se ha sugerido pasar a llamar a este proceso .

Resumen final

Tarea cumplida