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Tiene como objetivo entender el orígen, la distribución y evolución de los elementos en el Sistema Solar y el Universo.

Galaxia, de lado

Galaxia, de cima

BIG BANG

• fuerzas de gravedad y rotación

Estado 1.- El inicio, expansión del universo



El Universo comenzó como una burbuja dentro de una corriente, hace unos 15 x 109 años;



De repente se expandió tan rápidamente como si hubiera explotado;



Desde el mismo remoto comienzo, el Universo ya tenía toda la masa y energía que tiene actualmente. Altas temperaturas y presiones;



A medida que el Universo se expandía y enfriaba, se formaron partículas nucleares que finalmente se organizaron en núcleos de hidrógeno y helio. El Universo era una bola de fuego, intensamente caliente y en rápida expansión;



Algo así como 700.000 años más tarde, cuando la temperatura descendió a 3 x 103 K, los electrones se adhirieron a los núcleos de Hidrógeno y Helio. La materia comenzó a organizarse en estrellas, galaxias y conjuntos galácticos (clusters) a medida que el universo continuaba expandiéndose hasta el tiempo presente.

Estado 2.- condensación de la materia

Respuestas a preguntas sobre origen y composiciones del Universo

Observacional

Teórica

1

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Jerarquía de cuerpos celestes:

Debido a la fusión de hidrógeno, las estrellas liberan energía y se pueden proyectar en una banda llamada la “secuencia principal”.

Diagrama de Hertzsprung-Russell



Abundancia de los elementos en el Sistema Solar en unidades de números de átomos por 106 átomos de Si.

El origen de los elementos químicos está íntimamente ligado a la evolución de las estrellas porque ellos son sintetizados por las reacciones nucleares, a partir de las cuales las estrellas derivan la energía que irradian al espacio.

6

   

La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa y su temperatura superficial o color es indicador de su volumen.

conjuntos de galaxias galaxias estrellas, pulsares y agujeros negros planetas satélites cometas asteroides meteoritos partículas de polvo moléculas y átomos de H y He

LOGARITMO DE LA ABUNDACIA RELATIVA A Si = 10

     

•Dos elementos: tecnecio y prometio, no El abundancias hidrógenode y el son los elementos •Las abundancias loshelio elementos con atómico •Las de Be ynº B son ocurren enabundantes forma natural enLi,el Sistema Solar, envarían el sistema solar, y la > 50 más son muy bajas y no apreciablemente anómalamente bajas, comparadas con porque todos atómica sus H/He =son 12.5.inestables y con elrelación incremento delisótopos nº atómico. los otros elementos de nº atómico bajo. decaen rápidamente.

H

10 He

9 8

•Los La elementos con nºdeatómicos pares50son más abundancia los primeros

O

•Los elementos dedel nº atómico mayores abundantes que decrece sus vecinos conque nº •La abundancia Fe esinmediatos notablemente elementos exponencialmente. atómico impar. Esto se llama “Regla de Oddo83 (Bi) noque tienen isótopos estables, pero más alta las de los otros elementos Harkins”, y explica la mayor estabilidad los ocurren naturalmente a abundancias demuy con nº atómico similar. nuclidiosporque con número atómico bajas ellos sonpar.isótopos hijos radiogénicos de isótopos radiactivos de larga

C

7

Ne

6

Si Mg

N

5

S

Fe Ar Ca

Ni

Al Na

4

Cr P Cl

3

Ti K

Co

F

2

B

0

Be

-1 0

Cu V

Li

1

5

Zn

Mn

Sc

vida, de uranio y thorio.

Ge Se Kr

Ga

Sr

Zr Pb

Mo Cd SnTe Xe Ba Ru Ce Pd

As Br Rb Y Nb

Rh

Ag Sb In

Pt Os Er Yb Hg Hf W Ir Au Tl Bi Eu TbHo TmLu TaRe

Nd Gd Sm

I CsLa

Pr

Dy

10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 75 80 85

NÚMERO ATÓMICO

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Big Bang Estrelar Explosiva Interestrelar



Solamente Helio y Deuterio fueron sintetizados durante la expansión inicial del Universo.

Big Bang Estrelar Explosiva Interestrelar

El modelo propuesto por Burbridge, Burbridge, Fowler y Hoyle (1957)*, “modelo B2FH”, incluye diferentes reacciones nucleares que ocurren a temperaturas especificadas en el curso de la evolución de una estrella.

1 1



El proceso incluye la síntesis del Helio, por encadenamiento directo protón-protón (ec. 1-4), y la síntesis de C por el ciclo C N O (ec. 5-8).

*Burbridge, E., Burbridge, G., Fowler, W. & Hoyle, F. 1957. Synthesis of the elements in stars. Rev. Mod. Phys., 29:547-650.

H 11H  21H     v  0.422 MeV

ec. 1

      1.02 MeV(aniquilaci ón)

ec. 2

H 11H  23He    5.493 MeV

ec. 3

2 1

3 2

Síntesis Estelar 1. Generan dos elementos más pesados (C a Fe), +/- Li, Be, B: • fusión de elementos más livianos; • fusión después del Big Bang

He  He  He  H  H  12.859 MeV 3 2

4 2

1 1

1 1

ec. 4

(símbolos:  es un positrón, electrón cargado positivamente y  - es un electrón, v es el neutrino y  es radiación gamma) +

La fusión directa protón-protón para formar 4He, solo puede ocurrir a una T de cerca de 10 x 106 K. Este proceso fue la única fuente de energía nuclear para las estrellas de primera generación formadas a partir de la mezcla primitiva de H y He después del Big Bang.

 essas reações (queimas) são endotérmicas (!!)  é preciso energia aditiva para 12 6

C  11H  137N   13 7

N  136C     v

ec. 7

O

ec. 8

N v

ec. 9

C  42 He

ec. 10

C  11H 

14 7

14 7

N H

15 8

15 8 15 7

O 

N  11H 

15 7

12 6

realizar essas reações

ec. 6

N

13 6

1 1

ec. 5

El Sol contiene elementos de mayor nº atómico que el He incluyendo el 12C el cual impulsa la fusión de hidrógeno por el ciclo C N O. En efecto, la mayoría de las estrellas de nuestra Vía Láctea son estrellas de segunda generación porque nuestra Galaxia es tan antigua que solamente las estrellas más pequeñas de la Primera Generación habrían sobrevivido hasta el tiempo presente.

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La geoquimica abarca todo lo que concierne a los planetas y sus satelites. La informacion proviene del analisis de meteoritos y de muestras de rocas extraidas de la Luna y de estudios de sensores remotos de las superficies de los planetas.

1°- La nébula solar comenzó a contraerse. 2°- En consecuencia, únicamente las partículas mas refractarias (por ejemplo, aleaciones de Fe-Ni, alúmina, CaO) sobrevivieron como solido en la parte central mas caliente de la nébula. Otras, menos refractarias, permanecieron en las regiones externas mas frías de la nébula. 3°- La rotación de la nébula causo la formación de un disco central, alcanzando temperaturas cercanas a 2000° K y presiones de 0.1 atm a 10-7 atm en el borde del disco.

Los cuerpos sólidos resultantes, llamados planetesimales tenían diámetros desde 10 m a más de 1000 Km. Los planetesimales cercanos al protosol estaban compuestos por componentes refractarios dominados por óxidos de hierro y níquel metálicos; y más alejados, los silicatos de Mg y Fe y más lejos todavía, 'hielos' compuestos por H2O, amoníaco, metano y otros volátiles. Los planetesimales que estaban en la región más interna del disco planetario se acrecieron para formar los planetas rocosos, Mercurio, Venus, La Tierra y Marte y los ancestros de los meteoritos, actualmente representados por asteroides. Las inestabilidades en las partes externas del disco resultaron en la formación de los planetas gaseosos externos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.

El origen del sistema solar se debe a una masa difusa de gases y polvo conocido como la Nébula Solar, formada hace 6.000 MA. La nébula solar habría resultado a partir de las explosiones terminales de estrellas ancestrales, las cuales añadieron los elementos que ellas habían sintetizado del hidrógeno y helio primordial originados del Big Bang.

Los gradientes de presión y temperatura en el disco causó la primera mayor diferenciación química de la nébula solar: componentes con baja presión de vapor formaron partículas de polvo, mientras que los compuestos con alta presión de vapor pudieron existir solamente en las regiones externas más frías. Condensados de la Nébula Solar a diferentes temperaturas (Glass, 1982).

Temperatura, º C 1325 1025 925 929-920 725

Condensados óxidos refractarios: CaO, Al2O3, TiO2, REE Fe y Ni métalicos enstatita (MgSiO3) El Fe forma FeO, el que reacciona c/enstatita para formar olivino (Fe, Mg)2SiO4 Na reacciona con Al2O3 y silicatos para formar feldespatos y minerales relacionados. También ocurre la condensación de K y otros álcalis

400 280

H2S reacc.con Fe metálico para formar troilita FeS Vapor de H2O reacc. con minerales de Ca para dar tremolita

150 -100 -125 -150 -250

Vapor de agua reacc. con olivino para dar serpentina Vapor de agua se condensa para formar hielo NH3 (g) reacc con hielo para dar NH3·H2O sólido CH4 (g) reacc con hielo para dar CH4·7H2O Ne, H, y He se condensan

Las distancias en el sistema solar se expresan como unidades astronómicas (A.U.), definidas como la distancia promedio entre la Tierra y el Sol que corresponde a la unidad. La ley de Titius-Bode es útil para definir la distancia de cada planeta al sol. Se basa sobre una serie compuesta por los números: 0.4; 0.7; 1.0; 1.6; 2.8 ......, que se obtienen a partir de la secuencia 0, 3, 6, 12, 24, ...... sumando 4 a cada número y dividiendo por 10. La excepción es Plutón, cuyo valor de Titius-Bode seria de 77.2 aunque la distancia es de 38.8 AU. La discrepancia puede sugerir que Plutón no se formó en la órbita que ocupa ahora.

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El 99,87% de la masa total del sistema solar (2.052 x 1033 g) está concentrada en el sol. El restante 0.13 % está distribuido entre los 9 planetas mayores, entre los cuales Júpiter es el más grande con el 71% de las masas planetarias. Propiedades del Sol y sus Planetas Objeto Sol Mercurio Venus Tierra Luna Marte Ceres (aster.) Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón

Distancia solar media 10 6 Km U.A. --------------57,9 108,2 149,6 -------227,9 414 778,3 1.427,0 2.869,6 4.504 5.900

0.387 0.723 1.00 1,52 2,77 5,20 9,54 19,2 30,1 39,4

Diámetro ecuat. en Km 1.391.400 4.878 12.100 12.756 3.476 6.786 1.020 142.984 120.536 51.118 49.562 3.000

Masa, g 1,987 x 1033 3,30 x 1026 4,87 x 1027 5,98 x 1027 7,35 x 1025 6,44 x 1026 1,17 x 1024 1,90 x 1030 5,69 x 1029 8,66 x 1028 1,0123 x 1029 1,5 x 1025

Densidad g/cm3 1,4 5,44 5,25 5,52 3,34 3,94 2,2 1,33 0,70 1,30 1,76 1,1

Número de satélit. ------------0 0 1 ------2 ----16 21 15 8 1

Formação dos Planetas Divididos em 3 grupos de acordo com seu tamanho, densidade e composição: • Planetas terrestres (formados por silicatos e Fe-Ni metálico): Mercúrio, Vênus, Terra-Lua, Marte; • Planetas gigantes (formados por H e He): Júpiter e Saturno; • Planetas glaciais (formados camadas gasosas com mantos de gelo de H2O, CH4 e NH3 e núcleos de metais silicáticos): Urano, Netuno e Plutão-Chiron.

Análisis y composición de los planetas del Sistema Solar Los planetas internos Mercurio, Venus, Tierra y Marte son objetos sólidos compuestos esencialmente por compuestos de baja presión de vapor. Los planetas externos Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen bajas densidades y son esencialmente gaseosos. Los planetas internos se parecen a la Tierra en su composición química. Los planetas externos consisten esencialmente en H y He con pequeñas cantidades de otros elementos y se parecen al Sol en su composición química. A: Variación de densidad de los planetas con la distancia al sol.

B: Los planetas del sistema solar amplificado 2000 veces en relación a la escala de distancia. Los planetas similares a la Tierra son muy pequeños en relación al sol y los planetas gaseosos del sistema solar.

Planetas internos Diámetro (km) Distancia media al sol (1 UA= 149 600 000 km)

Planetas externos

Mercurio

Venus

Tierra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Neptuno

4878

12 100

12 756

6787

142 984

120 536

51 108

49 538

0,39 UA

0,72 UA

1 UA

1,52 UA

5,2 UA

9,54 UA

19,19 UA

30,06 UA

Periodo de rotación

58,6 días

243 días

23,9 horas

24,6 horas

9,8 horas

10,6 horas

17,2 horas

16 horas

Periodo de revolución

87,9 días

224,7 días

365,2 días

686,9 días

11,8 años

29,4 años

84 años

164,8 años

Inclinación de órbita (en relación con la eclíptica)

7,0°

3,4°

0,0°

1,9°

1,3°

2,5°

0,8°

1,8°

Masa (en relación a la Tierra)

0,056

0,82

1 (5,9 x 1024 kg)

0,11

318

95

15

17

0

0

1

2

17

22

21

8

Número de satélites Composición de la atmósfera

78% Trazas de 96% CO2, 3% 95% CO2, nitrógeno, hidrógeno y nitrógeno,0.1 1.6% argón, 21%oxigeno, helio % agua 3% nitrógeno 1% argón

90% 96% 84% 74% hidrógeno, hidrógeno, 3% hidrógeno, hidrógeno, 10% helio, helio, 0.5% 14% helio, 2% 25% helio, 1% trazas de metano metano metano metano

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Los planetas rocosos estaban calientes cuando se formaron y pudo haber comenzado con la acreción secuencial de planetesimales. Los planetesimales compuestos de hierro metálico y óxidos se acrecieron primero, para formar un núcleo que fue subsecuentemente soterrado por los planetesimales de silicatos. La última fase de formación involucró la captura de planetesimales compuestos por volátiles (llamados cometasimales) que depositaron compuestos sólidos de agua, amoníaco, metano y otros volátiles sobre la superficie de los planetas. El agua y otros volátiles depositados sobre la Tierra pronto se evaporaron para formar una atmósfera densa a partir de la cual se condensó finalmente el agua cuando la superficie de la Tierra se había enfriado. Mercurio y la Luna no tienen atmósfera debido a que, en cierto modo, son demasiado pequeños para retener elementos gaseosos de pequeño número atómico y sus componentes.

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