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

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.

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

b) ACONDRITOS: No poseen cóndrulos y su textura es similar a rocas terrestres.

Composición Química

SiO2: 49 %

MgO: 10 %

FeO: 16 %

Al2O3: 12 %

  

Meteoritos

Meteoritos

Meteoritos

Asteroides

Los meteoritos se clasifican por su composición química y mineralógica y se han encontrado casi 3000 meteoritos. METÁLICOS NO METÁLICOS

Condritas Acondritas

SIDEROLITOS Mezcla de Metal y no meta

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.

METEORITOS PETREOS Suponen el 95% de los meteoritos

•CONDRITAS ORDINARIAS (OC) •CONDRITAS CARBONACEAS (C) •ACONDRITAS

SIDEROLITOSMeteoritos 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