Download Wasserburg et al., 1994 - Grupo de Ciencias Planetarias

Seminario de posgrado
Meteoritos, de vapor a polvo y planetas
METEORITES AND THE EARLY SOLAR
SYSTEM II
PART II: THE PRESOLAR EPOCH:
METEORITIC CONSTRAINTS ON ASTRONOMICAL
PROCESSES
Meteoritos primitivos
Granos de polvo: tamaño nanométrico a micrométrico con anomalías en
isótopos respecto de composición del Sistema Solar (SS)
Granos de polvo condensados al ser expulsados por estrellas madres,
sobreviviendo en elmedio interestelar y en el SS. “Memoria” de su
formación
Inclusiones refractarias primitivas: anomalás isotópicas → formación en
SS a partir de polvo anómalo
Radioisótopos de corta vida: nacimiento del Sol
Introducción
Big Bang: H, He, Li, Be, B
Estrellas tempranas: muy pesadas. Evolución ~ 106 años. Procesos
nucleares → Explosiones de supernova → mezcla con gas interestelar
→ ciclo en siguientes generaciones → SS
Masas menores a ~ 8Mo : 108 - 109 años → vientos estelares, nebulosa
planetaria → Enana Blanca
Formación del SS
Material incorporado: supernovas, estrellas de tipo tardío, novas
Composición elemental e isotópica uniforme
Abundancias en grupos condríticos: variaciones de entornos en formación
de asteroides padres (Palme, 2000)
Diferenciación: procesos de formación planetaria y geológicos en cuerpos
mayores
Meteoritos primitivos: composición original del SS. Abundancias solares
excepto por H, C, N, O, gases nobles, Li (Anders & Grevesse, 1989;
Grevesse et al., 1996)
Cuerpos planetarios: composiciones isotópicas esencialmente idénticas,
excepto anomalías por decaimiento de isótopos radiactivos
Nucleosíntesis
Propuesta por Hoyle, 1946
Merrill, 1952: Tc inestable en espectro de estrellas S
Burbidge et al., 1957; Cameron, 1957: marco teórico. Ocho procesos
nucleosintéticos en diferentes fuentes bajo diferentes condiciones
Sistema Solar (SS)
Material presolar homogeneizado: nebulosa solar caliente (Cameron, 1962).
Uniformes composiciones isotópicas de materiales en SS
Todos los sólidos fueron vaporizados.
Sólidos en meteoritos primitivos: condensación a partir de gas mezclado
(Grossman, 1972)
Anomalías isotópicas
Boato, 1954: desviaciones de razones del SS para H
Reynolds, 1960: Xe
Black & Pepin, 1969: Ne
Clayton et al., 1973: exceso 16O en CAIs
Más anomalías: Ca, Ti, Cr, Fe, Zn, Sr, Ba, Nd, Sm (Lee, 1979, 1988;
Wasserburg, 1987; Clayton et al., 1988)
Componentes nucleosintéticos
McCulloch & Wasserburg, 1978: Ba, Nd, Sm, en inclusión FUN EK1-4-1 de
Allende, proceso r
Lee et al., 1978; Niederer et al., 1980; Fahey et al., 1985; Zinner et al., 1986: excesos
y agotamientos de isótopos 48Ca y 50Ti en inclusiones FUN EK1-4-1 y
C-1 y granos de hibonita; producción de isótopos de elementos del pico
de Fe
Anomalías: origen SS con componentes presolares incorporadas
Meteoritos primitivos
Efectos isotópicos: decaimiento de radioisótopos de corta vida
Reynolds, 1960: exceso 129Xe
Jeffery & Reynolds, 1961: correlación con 127I, indicando decaimiento de 129I
(t=16 Ma)
Rowe & Kuroda, 1965: excesos en isótopos de Xe →
244Pu
(t=82 Ma)
Isótopos de vida media más corta:
→ producción nucleosintética - formación de objetos SS = no mucho
mayor a 1 Ma ...
¿Supernova? ¿Estrella AGB?
Isótopos de corta vida media
Lee et al., 1976, 1977: 26Al, t=0.73 Ma
Birck & Allègre, 1985: 53Mn, t=3.7 Ma
Shukolyukov & Lugmair., 1993: 60Fe, t=1.5 Ma
Srinivasan et al., 1994: 41Ca, t=0.1 Ma
Cronómetro para la historia del Sistema Solar temprano (ESS)
Abundancias en formación de SS: producción nucleosintética en la
galaxia como en un evento estelar posterior
Meteoritos primitivos
Granos de origen presolar: condensados en explosiones de estrellas de
tipo tardío o supernovas y eyecciones de novas
Composiciones isotópicas muy diferentes al SS
Lewis et al., 1987: diamante presolar → Xe-HL
Bernatowicz et al., 1987; Tang & Anders, 1988: SiC → Ne-E(H), Xe-S
Amari et al., 1990: grafito → Ne-E(L)
Otros tipos de granos presolares
Identificación por análisis isotópico en microsonda iónica:
Si3N4
Óxidos: corundo, espinela, hibonita
Silicatos
Anómalos en todas sus razones isotópicas: material estelar – procesos
nucleosintéticos en sus fuentes
Otras características isotópicas
Excesos en D y 15N: nubes moleculares densas donde reacciones iónmolécula a baja T pueden generar grandes efectos de fraccionamiento
isotópicos (Messenger & walker, 1997; Messenger, 2000)
Enriquecimientos de 16O en CAIs (Thiemens & Heidenreich, 1983; Clayton,
2002)
Irradiación: producción de 10Be (McKeegan et al., 2000)
Anomalías de N en meteoritos de hierro (Murty & Marti, 1994)
Nucleosíntesis
Captura de neutrones:
Proceso s (lento respecto de decaimiento β): densidad baja de neutrones
Proceso r (mucho más rápido que decaimiento β): densidad alta de
neutrones
Captura de protones:
Proceso p: calentamiento de isótopos preexistentes de procesos r y s
Inclusiones
EK 1-4-1 pertenece a la serie de inclusiones refractarias con
fraccionamiento (“F”) dependiente de la masa en O, Mg, Si junto a
entonces desconocidas (~1978, “UN”) anomalías nucleares en muchos
elementos: inclusiones “FUN”. Grandes excesos en isótopos 48Ca, 50Ti,
54Cr, 58Fe, 66Zn ricos en neutrones
Allende C1, BG82HB1; Vigarano 1623-5: grandes deficiencias en 48Ca,
50Ti, 54Cr. Sin déficits claros en 58Fe
Anomalías menores en 42Ca, 46Ca, 47Ti, 49Ti, 53Cr, 70Zn
Hibonitas: anomalías isotópicas más grandes que en FUN para Ca y Ti.
Origen SS
Hibonitas presolares: composicones isotópicas de O anómalas
Mayoría de F: grandes fraccionamientos en O, Mg, Si; pequeñas
anomalías en Ca, Ti
Otras anomalías nucleares
Efectos endémicos en CAI normales para Ti, Ca, Cr, Ni
TIMS (Thermal Ionization Mass Espetrometry); ICP-MS (InductivelyCoupled Plasma Mass Espetrometry): anomalías isotópicas
Déficit y grandes excesos de 54Cr en condritas carbonáceas →
componentes ricos en n de inclusiones FUN, sin efectos en otros
elementos del pico de Fe
Excesos de isótopos 95Mo,97Mo, 100Mo (r); 92Mo, 94Mo (p)
Excesos y déficit en 96Zr
...
Núcleos de corta vida
Tiempos de vida de hasta 108 años
Excesos en isótopos hijos sobre su abundancia normal del SS
Isótopos de corta vida en SS temprano: nucleosíntesis estelar ~1 Ma antes
de formación de SS
Nacimiento de SS ↔ estrellas cercanas
Núcleos de corta vida
Isótopos de corta vida:


Decaimiento de 26Al, 60Fe → fusión de cuerpos pequeños (Urey, 1955;
Fish et al., 1960; Schramm et al, 1970)
Cronómetros de eventos del ESS (Lugmair & Shukolyukov, 2001; Gilmour,
2002)
Isótopos de corta vida
129I:
excesos en 129Xe se correlacionan con 127I (Jeffrey & Reyolds, 1961)
excesos en 26Mg se correlacionan linealmente con 27Al (Lee et al., 1976,
1977)
Producción galáctica
244Pu, 146Sm, 182Hf, 129I (53Mn):
concentraciones de estado estacionario en
la galaxia al tiempo de formación del SS (Cameron et al.,1995; Wasserburg
et al., 1996; Meyer & Clayton, 2000)
244Pu, 182Hf, 129I:
146Sm:
proceso r, supernova
proceso p, supernova
Concentraciones en estado estacionario
Abundancias consistentes excepto para 129I
Producción de isótopos de corta vida 41Ca, 27Al, 10Be, 60Fe, 107Pd
26Al:
abundancia a partir de línea de rayos gamma, 1.8 MeV (Mahoney et
al., 1984)
COMPTE (Diehl et al., 1995): abundancia de 26Al en galaxia de al menos
factor 10 menor a la del ESS (Clayton & Leising, 1987; Knödlseder, 1999)
*Producción por partículas energéticas
*Fuente estelar cercana precediendo a la formación del SS
Producción por partículas energéticas
Shu et al., 1996, 2001; Gounelle et al.,2001:
26Al, 41Ca, 53Mn,
CAIs, condrulos por irradiación local de viento X del sol
temprano
Gounelle et al., 2001; Leya et al., 2003:
Abundancias del ESS para 41Ca, 26Al, 10Be, 53Mn pero no para 107Pd,
60Fe. Suposiciones especiales para estructura, composición, energía.
Marhas et al., 2002: 10Be en granos de hibonitas
sin 41Ca ni 26Al
Producción por partículas energéticas
MacPherson et al., 2003: falta de correlación entre 10Be y 26Al
Gilmour, 2002: 26Al abundancias en CAIs mucho mayores a las de otros
materiales
Amelin et al., 2002: consistencia entre el reloj de Al-Mg y U-Pb para CAIs y
condrulos
Zinner & Göpel, 2002: consistencia entre el reloj de Al-Mg y U-Pb para CAIs
y feldespato de meteoritos condríticos H4
Producción por partículas energéticas
Irradiación de partícula energética válida solo para 10Be
Cameron, 2002: jets de proceso r asociados a supernovas de núcleo en
colapso
Desch et al., 2004: espalación desde rayos cósmicos en el ISM y atrapado en
la nube molecular del SS
Fuente estelar cercana
Cameron et al., 1995: supernova
Cameron, 1993; Wasserburg et al., 1994; Busso et al., 1999, 2003: estrella de AGB
Arnould et al., 1997: estrella Wolf-Rayet
...
¿Cantidades suficientes?
¿Proporciones adecuadas?
41Ca:
tiempo de decaimiento libre ~ 1 Ma
Fuente estelar cercana
Supernovas: producen demasiados isótopos de corta vida
Wasserburg et al., 1998; Busso et al., 2003: producción teórica a partir de
modelos (Woosley & Weaver, 1995; rauscher et al., 2002)
Wasserburg et al., 1998; Meyer et al., 2004: proporciones correctas de
60Fe.
41Ca, 26Al,
Demasiados 53Mn y 107Pd
Meyer & Clayton, 2000; Meyer et al., 2003: capas exteriores de supernova, por
sobre el corte de masa, son responsables de los isótopos inyectados a la
nube protosolar
Fuente estelar cercana
Wasserburg et al., 1994; Busso et al., 1999, 2003: producción en estrellas de AGB
y mezcla de su viento estelar o la nebulosa planetaria eyectada con la
nube presolar. Abundancias de ESS de 41Ca, 26Al, 107Pd por estrella de
baja masa con metalicidad solar
60Fe:
captura de neutrón en 58Fe y el inestable
densidades de neutrones
59Fe
(t=44.5 d). Altas
Busso et al., 2003: AGB para estrellas de 5 M0 y metalicidad solar o 3 M0 y
metalicidad mucho menor: 60Fe pero con problemas en proporciones de
abundancias
Fuente estelar cercana
Arnould et al., 1997: WR no explosivas pueden producir cantidades correctas
de 41Ca, 26Al, 107Pd; falla por completo para 60Fe
Granos presolares
Los primeros fueron aislados en meteoritos e identificados en 1987

Nucleosintesis y evolución estelar

Mezcla en supernovas

Evolución química e isotópica en la galaxia


Condiciones físicas y químincas en atmósferas estelares, eyecciones de
supernova y de nova
Condiciones en el ESS y cuerpos padre de meteoritos
Tipos de grano presolar
Fases carbonáceas: componentes de gas noble
Diamante: Xe-Hl, Xe enriquecido en isótopos (Lewis et al., 1987; Anders &
Zinner, 1993; Huss & Lewis, 1994)
SiC: Xe-S con características isotópicas de proceso s (Srinivassan & Anders,
1978; Clayton & Ward, 1978), Ne-E(H), 22Ne casi puro liberado a alta
temperatura (Tag & Anders, 1988; Lewis et al., 1994)
Grafito: Ne-E(H) liberado a baja temperatura (Amari et al., 1990, 1995)
Tipos de grano presolar
Colecciones de gran cantidad de granos (“bulk samples”): gases nobles,
C, N, Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Fe, Sr, Ba, Nd, Sm, Dy
Granos simples: información de estrellas individuales
SIMS: análisis isotópico ~
silicatos.
m. Corondum, spinel, hibonite, TiO, Si3N4,
RIMS: elementos traza
TEM: carbides ricos en Ti, Zr, Mo, cohenita, kamacita, Fe elemental
Composiciones elemental e isotópica




Granos presolares excepto Si3N4, kamacita, Fe elemental: son C,
carburos, óxidos → importancia de C, Oen la formación de fases de
alta T a partir de atmósferas estelares
Carbonáceas (C > O): se forma por exceso de C sobre O
Ricas e O: se forma por exceso de O sobre C
Clayton et al., 1999; Deneault et al., 2003: condensación de fases
carbonáceas en eyecciones de SN de tipo II aún cuando C < O por
limitación de estructura de CO en entorno de alta radiación
Granos de carbidos de silicón y grafito a partir de estrellas AGB






Granos SiC: diámetro menor a ~ 0.5 m
Gran cantidad en rango de tamaños
Ricos en elementos traza
Grandes variaciones isotópicas
Clasificación en base a razones isotópicas de C, N, Si y
26Al/27Al
“mainstream”, “A”, “B”, “X”, “Y”, “Z”, “nova”
Gigantes rojas y estrellas AGB: granos de óxido
Al2O3, espinela, hibonita, silicatos
Solo una pequeña fracción del total
Medidas isotópicas de O
Razones isotópicas de O
Grupo 1: gigantes rojas, AGB (Harris & Lambert, 1984; Harris et al., 1987;
Smith & Lambert, 1990). Quemado de H en núcleo, mezcla en 1º fredgeup
Grupo 2: excesos 17O, grandes agotamientos 18O (18O/16O < 0.001) por
mezcla de bajas masas en fase AGB (Wasserburg et al., 1995; Denissenkov
& Weiss, 1996; Nollett ett al., 2003)
Grupo 3: estrellas de baja masa, metalicidad menor a la solar
Grupo 4: excesos 17O, 18O. Baja masa con quema de He → 18O, mezcla
por 3º dredge-up (Boothroyd & Sackmann, 1988). O bien por estrellas de
alta metalicidad
Granos de supernovas