UNRN Geoquimica Cosmoquímica Actividad evaluada ¿Que reacciones químicas están ocurriendo en las fotos anteriores? Como llegamos de 1 a 2 ? 1 2 https://youtu.be/JNFlAaS4xBw https://youtu.be/Fn7UP5u-Vhg Cosmoquímica Que es la geoquímica? Víctor Moritz Goldschmidt Geochemische. Verteilungsgesetze der elemente, (1923-37), le asigna las siguientes tres tareas: 1) Determinar las relaciones cuantitativas de los elementos y de los nucleídos en la Tierra. 2) Explicar la distribución de los elementos en las esferas geoquímicas de la Tierra, es decir, en los minerales y las rocas de la corteza y en los productos naturales de todas las clases. 3) Descubrir las leyes que rigen las relaciones cuantitativas y la distribución de los elementos. Qué estudia la cosmoquímica? White (1997) distribución y abundancia de los elementos en el sistema solar y el cosmos. McSween y Russ (2010) composición de la materia del Universo y los procesos que generaron. Como lo hace? Estudio de meteoritos Muestras de misiones espaciales Análisis in situ por sondas y rovers Tele espectroscopia de masa Cráter Barringer, Arizona Lunokhod 2 Venera 7 Sojouner Spirit Opportunity Curiosity Yutu Rusia Rusia USA USA USA USA China 1973 1970 1997 2004 2004 2012 2013 Luna Venus Marte Marte Marte Marte Luna 39 km 100m 8 km 41 km 9 km 120m Perseverance – Mars 2020 Jezero Crater Actividad evaluada ¿Que instrumental usan los rovers mencionados para estudiar las rocas? Busquen en Google Earth el sitio de aterrizaje del Perseverance e indique que procesos geológicos reconoce. 1) Edad y origen del sistema solar y de la Tierra Espectroscopía astronómica es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante. Detecta la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda y las relaciona con los elementos. Sonda Rosetta Módulo de aterrizaje Philae 67P/ChuryumovGerasimeno Teoría del desequilibro de la formación de núcleos George Gamow BIG BANG Teoría del Big Bang • No fue precisamente una explosión, sería mas exacto pensar en la analogía de un globo que aún está inflándose. • Al comienzo no había nada y súbitamente el universo se formó y expandió rápidamente como si fuera a explotar. • Toda la masa y energía que el universo contiene hoy estaba presente en ese momento inicial condensada en un punto de inmensa densidad. NADA ALGO • 10-32 sec. : P° y T° tan altas que la materia existía como “quarks soup”, que es el estado fundamental de la materia. • 13.8 sec.: enfriamiento a T°=3 x 109 K (K = - 273.15 °C) y los quarks se combinan para formar protones, neutrones y luego átomos de H2 y He. • Esto continuó por 30 minutos pero solo H y He fueron formados ya que a tan alta temperatura las reaciones nucleares no eran lo suficientemente estables para formar nucleos de Li, Be y B. • Recien despues de 700.000 años la temperatura bajó a 3 x 103 K y los electrones pudieron ser «adheridos» a los nucleos de H y He para formar otros elementos. • Materia y radiación fueron entonces separados y el universo se volvió transparente a la luz y a organizarce en estrellas, galaxias y cúmulos galácticos a medida que que se expande. Pero como sabemos esto? • La expansion pueder ser «vista» a través del «red shift» de las lineas espectrales de luz emitida por galaxias distantes y puede ser «oída» como radiación cósmica de microondas remanente de la «explosión». Teoría del Big Bang • Pero esta expansión es ilimitada en el tiempo? Solo se puede saber cuando se detendrá conociendo la masa total del universo. • La masa conocida actualmente no es suficiente para que la gravedad detenga la expansión y la convierta en contracción. Si esto ocurre el universo eventualmente se contraerá en un punto y desaparecerá. • Si el universo tuvo un principio y está en expansión, significa que no es infinito y debe tener un límite. • El "borde" del universo no ha podido ser observado con telescopios porque la luz tarda mucho en retornar. Gunter Faure, Principles and applications of inorganic geochemistry (1992) Formación y abundancia de los elementos en el SS Evolución estelar ● ● Las estrellas son formadas por la contracción de nubes de polvo y gas interestelar hasta que sus núcleos alcanzan temperaturas suficientes para lograr la fusión del H. Luego evolucionan a través de etapas predecibles en función de su masa y composición original, generando energía a través de reacciones nucleares que sintetizan otros elementos a partir de H-He. NUCLEOSINTESIS ● Finalmente, la estrella explota y el polvo y fragmentos remanentes se convierten en objetos solidos de gran densidad que pueden ser reutilizados para crear nuevos cuerpos celestes. ● ● Todos los núcleos de los elementos químicos conocidos son sintetizados por reacciones nucleares que ocurren a lo largo de la vida de una estrella hasta su entrada en fase de gigante roja. Debido a los gradientes de P/T, varias reacciones pueden desarrollarse simultáneamente en diferentes puntos de la estrella por lo que el núcleo tiene diferente composición que las capas. La energía es generada por fusión de H, resultando en síntesis de He por los mecanismos de cadena protón-protón y de ciclo CON. A medida que la T° crece, la fusión de He por fusión triple-alfa forma pequeñas cantidades de Li-Be-B y deja como producto 12C al cual se le fusionan mas partículas alfa para formar elementos con cada vez > Z. ● ● ● 56Fe es el último elemento en formarse dentro de la estrella . Reciclado cósmico Durante la fase final de la estrella, Gigante Roja, las reacciones de captura neutrónica producen átomos con Z>26 o sea mas allá del hierro. Lo hacen a través de un proceso llamado s por slow, lento, que se da a baja temperatura, o a través del r-process, rápido, que ocurre a alta temperatura y presión durante los últimos minutos de vida de la estrella antes de explotar y convertirse en una supernova. planets Proceso de nucloesíntesis Combustión del H Combustión del He Combustión del O y del C Proceso de equilibrio Reacciones de captura de neutrón y protón Generación desde Fe hasta U Explosión y eyección de material Empobrecimiento en Li, Be y B Cadenas protón - protón Pero qué es lo genera la luz del sol? Ciclo CNO Captura electrónica La fusión por cadena protón-protón 0.422MeV T°= 10 x 106 K 5.493MeV 12.86MeV 5.493MeV 0.422MeV Este proceso fue la única fuente de energía nuclear para la primera generación de estrellas formadas de la mezcla primordial de H y He despues del BB Ciclo CNO y Fusión triple-alfa ● ● ● ● Una vez que la primera generación de estrellas ha evolucionado y explotado como supernova, el polvo y el gas interestelar generados ya cuenta con mayores Z. Inicia con una T° > 17 millones K en estrellas mas masivas que el sol. En esas condiciones el H, o sea protones, se mueven tan rápido que colisionan y están tan cerca que la fuerza nuclear atractiva vence la fuerza eléctrica repulsiva. La presencia de C12 sintetizado por estrella ancestrales (previas) facilita, cataliza, la subsecuente generación de estrellas para generar energía por fusión de H. Solo una pequeña parte de las estrellas originales puede haber sobrevivido, la mayoría de las estrellas de nuestra galaxia son de segunda generación y fueron formadas por fusión de H por el ciclo CNO, incluyendo el Sol. El aumento de T° permite la fusion de las partículas alfa con el 12C formado en el proceso de fusión anterior, triple-alfa, La repulsiones electrostáticas entre los núcleos cargados positivamente y las partículas alfa limitan el tamaño de los átomos que se pueden formar Los átomos mas grandes que se pueden formar por suma de partículas alfa son los de Ni que luego decae a Co y finalmente a Fe por ser mas estables. Lo cual explica la abundancia de los elementos del grupo del 26Fe El Ciclo CON y la Fusión triple-alfa ● Una vez que el H en el núcleo se ha convertido a «cenizas» de He, la fusión se detiene y el núcleo se contrae por gravedad, la temperatura alcanza los 100x106 K y las «cenizas» de He son convertidas a Be y luego a C12 a través del proceso de fusión triple alfa, que puede generar suficiente estabilidad para crear Li, Be y B. Una vez formado el Fe deja de ser posible crear energía por fusión. Por eso elementos Z > Fe no son creados por fusión nuclear… Pero el núcleo mas pesado en la naturaleza es el 92U ¿Cómo se pudo crear? … CAPTURA NEUTRÓNICA El neutrón es convertido en protón y adjuntado al núcleo aumentando el Z para generar el elemento sucesivo en la tabla periódica. En los últimos estadíos evolutivos de una gigante roja, la reacción de captura neutrónica produce átomos con numero atómico >26 (Fe) a través de procesos de baja velocidad (sprocess), y de alta velocidad, llamado r. Abundancia de los elementos en el Sistema Solar H y He son los más abundantes . H/He = 12,5 Las abundancias de los primeros 50 elementos disminuye exponencialmente. Las abundancias de los elementos con Z> 50 tienen baja o nula disminución. Los elementos mas abundantes son los que tienen un Z par, ya que su nucleo es mas estables (regla de Oddo-Harkins) Los elementos con Z> 83 (Bi) tienen escasa abundancia porque son hijos de la serie de desintegración del U/Th. Li, Be y B son anormalmente bajo y Fe es anormalmente alto. Gunter Faure, Principles and applications of inorganic geochemistry (1992) A pesar de todos los procesos de nucleosíntesis que han ocurrido desde de la formación del Universo, sólo el 2% de la materia ordinaria del universo son elementos pesados (Z > H y He). La mayor parte de los elementos es todavía representado por hidrógeno y helio. Origen del Sistema Solar y de la Tierra ● ● ● ● ● Sol densa nube de polvo y gas como todas las estrella una pequeña fracción de la nube original fue acrecionada para formar los nueves planetas del sistema. Nebulosa solar 6.000 Ma. masa difusa de polvo y gas interestelar remanentes de explosiones terminales de estrellas ancestrales aporte de elementos pesados sintetizados desde el H y He originado en el Big Bang. Al rotar siguiendo la galaxia que la contiene, la Vía Láctea, comienza la contracción y el ordenamiento bajo la acción de las fuerzas gravitacional y las electromagnética. Orden formación de gradientes de presión, densidad y temperatura así como el aumento de la velocidad de rotación. Centro caliente refractario y denso, exterior frio, volátil y gaseoso ● ● ● ● Centro caliente elementos mas volátiles se evaporaron enriquecimiento en elementos refractarios (Fe-Ni-Al-Ca), mientras Regiones exteriores frías esos volátiles están como sólidos. Aumento de la rotación parte de la nebulosa escapara del proto Sol para formar un disco central que con el desarrollo de los gradientes de P/T sufrió la primer gran diferenciación química. Polvo estelar + condensados de gas acreción electrostática y magnética en cuerpos sólidos planetesimales, de 10m a 1000km de diámetro cuya composición depende de su posición. Los cercanos al proto Sol (T°= 2000 K; P°= 0.1 atm) estaban compuestos por materiales refractarios, óxidos de Fe y Ni, los mas lejanos por silicatos de Mg y Fe, mientras que los mas alejados del proto Sol (T°=40 K; P°= 10-7 atm a 7.5 x 109 km) eran de hielo, amoniaco, metano y otros volátiles. ● ● Los planetesimales en el disco interior se acrecionaron para formar los planetas Durante etapaMercurio, T-TauriVenus, (superluminosidad) el Sol expulsó el similares a lasuTierra: Tierra y Marte. Mientras que en las 25% deexternas su masadel endisco forma «vientolossolar» (plasma de p +Jupiter, /e-) y regiones se de formaron planetas exteriores: Saturno, Neptuno Plutón que ya no es mas unaquellos planeta. toda laUrano, materia gaseosay fue barrida dejando solo planetesimales mayores a 10m. Gunter Faure, Principles and applications of inorganic geochemistry (1992) Origen de la Tierra (William K. Hartmann, copyright 2001) Origen de la Luna Teoría clásica ● ● En la ultima fase la Tierra y los planetas similares capturaron planetesimales ricos en volátiles, llamados cometesimales, compuestos por agua, amoníaco, metano y otros volátiles. Estos se evaporaron rápidamente formando una densa atmosfera que posteriormente condensó cuando el planeta se enfrió. La Tierra se enfrió rápidamente formando océanos por condensación de su proto-atmosfera hace 4 x 109 años. Esto permitió el desarrollo de variados procesos geológicos que crearon las condiciones necesarias para la creación y evolución de la vida. Bombardeo de meteoritos 4.1 a 3.8 Ga Faure, G. Caps. 1, 2 y 3 Krauskopf Cap. 21 McSween et al., Cap. 15 White, W. Caps. 10 y 11
