Nucleogénesis

Química Inorgánica-63.13- Dra.Silvia E. Jacobo
Nucleogénesis
Big Bang
Densidad infinita, volumen cero.
10-43 s
Fuerzas no diferenciadas
10-34 s
Sopa de partículas elementales
10-10 s
Se forman protones y neutrones
1s
10.000.000.000 º. Tamaño Sol
3 minutos
1.000.000.000 º. Nucleos
30 minutos
300.000.000 º. Plasma
300.000 años
Átomos. Universo transparente
106 años
Gérmenes de galaxias
108 años
Primeras galaxias
109 años
Estrellas. El resto, se enfría.
5x109 años
Formación de la Vía Láctea
1010 años
Sistema Solar y Tierra
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toda la materia
del universo
contenida en un
núcleo
primitivo con
una densidad de
aproximado
1096 g/cm3 y
una temperatura
aproximada a
1032 K
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Fuerzas fundamentales del
Universo
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas
las formas de interacción de la materia:
- interacciones nucleares fuertes (1)
- electromagnetismo (10-2)
- interacciones nucleares débiles (10-12)
- gravitación (10-38)
La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que
sólo actúa en un sentido.
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Tipos de nucleosíntesis
Nucleosíntesis primordial
Nucleosíntesis estelar
Nucleosíntesis explosiva
Espalación de rayos cósmicos
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Nucleosíntesis primordial (100-300 s)
1er etapa: La formación del Deuterio
La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio
(d - 2H)
Si bien la reacción es exotérmica (ΔE = 2,2 MeV), mientras la
temp.fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando
T= 109K (kT = 0,1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de
Deuterio
2da etapa: La formación del Helio
Como kT < 0,1 MeV y ΔEtotal = 28
MeV, la reacción sólo se produce en un
sentido.
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Nucleosíntesis estelar: producción de elementos livianos
12C
+ 4He
16O
16O
+ 4He
20Ne
20Ne + 4He
+γ
+γ
24Mg
+γ
Energía de unión por nucleón
Nucleón: protón (Z)+neutrón (N)
E= EN/A
Nºs mágicos: 2,8,20,50,82 de
nucleones (estables y abundantes)
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Nucleosíntesis explosiva: producción de
elementos pesados por captura de neutrones
Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890s. Los
núcleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a
decaimientos β. Por ej.:
58Fe
+ n0
59Fe
59Co
+ e- + ν
La captura de neutrones se divide en dos clases
– El proceso s : Captura de neutrones lenta (slow), donde el núcleo
producido decae a un núcleo estable antes que ocurran nuevas capturas.
Produce núcleos con pocos neutrones.
– El proceso r : Captura de neutrones rápida (rapid), donde el flujo de
neutrones es tan intenso que el núcleo captura muchos neutrones antes
de decaer. Produce núcleos con exceso de neutrones.
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Espalación de rayos cósmicos: producción de elementos
livianos
•
Este proceso resulta del impacto de los rayos cósmicos contra la
materia interestelar, el cual fragmenta los núcleos de carbono,
nitrógeno y oxígeno presentes en los rayos cósmicos.
•
El Be y el B no se producen de manera significativa en los procesos de
fusión estelar, porque la inestabilidad de cualquier Be-8, formado de
dos núcleos de He-4, previene la reacción simple de dos partículas
construida de estos elementos.
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Aspectos a remarcar
• La abundancia disminuye al aumentar Z
• Isótopos mas livianos son los más abundantes
• Isótopos del Li, Be y B tienen baja abundancia (combustibles nucleares)
• Entre A = 12 (C) y 40 (Ca) pendiente decreciente con el
efecto par-impar superpuesto
• Pozo entre 41 < A < 50
• Pico simétrico entre 45 < A < 67 con máximo en A=56
• Los elementos de Z par son más estables y abundantes que los de Z impar
• Cambio de pendiente en la caída luego del pico de 56Fe en
A ~ 70. Luego caída abrupta hasta A ~ 100, estabilización hasta A ~140,
nueva caída hasta A ~ 150, estabilizaciónhasta A ~180, para incrementar
hasta A ~ 209
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• Existen grandes diferencias en la composición de los
elementos en el sistema solar
• El H es el elemento más abundante en el universo
constituyendo el 88,6%, después el He que es 8 veces menor
que el H (11,3 %) y los demás elementos el 0,1%
• La vida media de un neutrón es de 11,3 minutos
descomponiéndose en un protón, electrón y energía
• Cuando se alcanzó el 109 K comenzaron las reacciones
nucleares.
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Formación de Estrellas
• Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la
vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de
hidrógeno en helio.
• A medida que la estrella consume hidrógeno se va
formando un núcleo de helio donde también se pueden
fusionar elementos más pesados. Durante esta etapa la
estrella se hace más caliente y más brillante.
• En el diagrama H-R las estrellas que pasan por esta etapa
aparecen en la región llamada Secuencia Principal. Más
adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas
abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes
rojas.
• Entre mayor sea la masa original de la estrella más
rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto
es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar.
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Estrellas: diagrama H-R
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Estructura general de estrellas
Estrellas de masa de 8 Msol alcanzan a formar Fe en su carozo central
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VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS
• Las estrellas no son inmutables
• Pasan por diferentes etapas dependiendo de su
masa.
• Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se
ha consumido, una estrella normal se puede convertir
en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una
estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja,
una enana blanca, etc.
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Antimateria
• A toda materia se asocia antimateria
- electrón – positrón
- protón – antiprotón
- neutrón – antineutrón
MATERIA + ANTIMATERIA
RADIACIÓN
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