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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.
Datos generales : El universo:
1080 átomos
El universo contiene
1050 ton. métricas
Edad
20 mil millones de años
Número de Galaxias
75 Millones
Estrellas en la vía láctea
75 Millones
Estrella mas grande
VV Cephei (2400
diámetros del sol)
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
He
O
C
N
Ne
Si
Fe
S
Ar
Al
Ca
otros
924.000
74.000
830
470
84
82
33
32
18
8
3
3
2
Rango de elementos químicos no inertes
Universo
H
O
C
Seres vivos
N
C
O
H
La Tierra
N
Fe
O
Si
El sistema solar y los planetas
Nombre
Distancia del
Composición
sol en
Densidad(g/cm3)
Diámetro(km)
de la
millones de
(Peso especifico)
atmósfera
km
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
?
Mg
Evolución estelar
Grupos de Galaxias
Galaxias
Estrellas, pulsares y agujeros negros
Planetas
Satélites
Cometas
Asteroides
Meteoritos y Meteoroides
Partículas de polvo
Moléculas
Átomos 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
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
Una Supernova se contrae forma en estrella de neutrones
(pulsares).
10 km
Las estrellas con una masa muy grande se contrae formando
Agujeros Negros.
< 10 km
(Radio) km
Densidad
-
10000
104 108
gr/cm3
100000-1000
M
1011 - 1015
gr/cm3
1 B – 10000 B
> 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.
En su estadío final una estrella, dependiendo de su masa, puede tener la siguiente evolución:
Tamaño
Radio
(Radio) km
Densidad
En el caso de una de gran masa se contrae y luego se expande y forma una Supernova.
104 - 108
Si la masa es algo menor que el Sol forma una estrella 1x104 km 10000
gr/cm3
Enana Blanca.
100000-1000
M
1011 - 1015
Una Supernova se contrae forma en estrella de 10 km
gr/cm3
neutrones (pulsares).
1 B – 10000
B
> 1016 gr/cm3
Las estrellas con una masa muy grande se contrae < 10 km
>100000 B
formando Agujeros Negros.
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
Nucleosíntesis
Origen 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.
Sol
Planetas Interiores
Planetas Exteriores
Mercurio
Venus
Tierra
Luna
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
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 Níquel
Se 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
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