El origen de los Elementos Qumicos Gonzalo Tancredi

El origen de los Elementos Químicos Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias

Contenido • • • Las abundancias cósmicas Las partículas primordiales La nucleosínstesis primordial El interior de las estrellas Etapas explosivas y la formación de los elementos pesados

Abundancias solares

Abundancias solares en Número de Masa

Aspectos a remarcar • Isótopos mas livianos son los mas abundantes • Isótopos del Li, Be y B can bajas abundancias • 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 • Cambio de pendiente en la caída luego del pico de 56 Fe en A ~ 70. Luego caída abrupta hasta A ~ 100, estabilización hasta A ~140, nueva caida hasta A ~ 150, estabilización hasta A ~180, para incrementar hasta A ~ 209

Abundancias en el Sol y meteoritos

Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones Medio interestelar y estrellas jóvenes Galaxias normales cercanas [He]/[H] 0. 26 -0. 32 0. 22 – 0. 34 Nube Mayor de Magallanes 0. 24 -0. 27 Nube Menor de Magallanes 0. 21 -0. 28 Galaxias lejanas 0. 21 – 0. 28 Promedio 0. 26 +/- 0. 01 La producción en las estrellas puede explicar 0. 04 -0. 06.

La física de partículas • Sustancias básicas: elementos • Elementos son distintas especies de átomos • Átomos constituídos por – Núcleo: protones (p+) neutrones (n 0) – Electrones (e-) Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas

Antimateria • A toda materia se asocia antimateria § electrón – positrón § protón – antiprotón § neutrón – antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN

Subestructuras

Quarks y leptones Baryons + Mesons = Hadrons

Las fuerzas fundamentales

La Unificación de las Fuerzas

El Big Bang

La variación de Temperatura luego del Big Bang

Materia y Antimateria En el Universo primordial las partículas pueden ser creadas a partir de energía térmica. La materia y antimateria está en equilibrio con la radiación térmica. Esto ocurre si: k. T > mc 2 energía térmica media masa en reposo de la partículas Partículas y antipartículas son creadas y aniquiladas. Cuando la temperatura cae, la tasa de creación de partículas disminuye. En este límite dejan de crearse partículas y antipartículas, sólo se aniquilan y decaen. Si hay una pequeña asimetría en la tasa de decaimiento de partículas y antipartículas, primará la materia o antimateria.

El triunfo de la materia Para el protón, la temperatura límite es de 1013 K, correspondiente a t 10 -5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en 109. Todo lo que conocemos esta formado por la esa pequeña parte de materia en exceso !!! Los protones se mantiene estables por tener una vida media de 1032 años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s.

Protones y Neutrones Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través de las reacciones La mayor masa del neutrón implica que en el equilibrio térmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribución de Boltzman mp - masa del protón mn - masa del neutrón Const. Boltzman: k = 8. 6 x 10 -11 Me. V/K

Protones y Neutrones Mientras la energía térmica fue superior a la diferencia de masas entre protón y neutrón, las reacciones anteriores mantenían la razón neutrones/protones en equilibrio. Dif. de masas m = 1. 3 Me. V T > 1. 5 x 1010 K , t < 1 s La razón neutrones/protones era: Nn/Np = 1/e = 0. 36 Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (me = 0. 5 Me. V, T = 6 x 109 K, t ~ 10 s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (tmedia= 890 s) Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno !!!

Nucleosíntesis primordial 1 era etapa: La formación del Deuterio La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio (d - 2 H) Si bien la reacción es exotérmica ( E = 2. 2 Me. V), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 109 K (k. T = 0. 1 Me. V, t ~ 100 s), la reacción tiende a la formación de Deuterio. Por decaimiento de neutrones Nn/Np = 0. 135 (1 neutrón por cada 7 protones)

Nucleosíntesis primordial 2 da etapa: La formación del Helio Como k. T < 0. 1 Me. V y Etotal = 28 Me. V, la reacción solo se produce en un sentido.

¿Cuánto He se formó? Si Nn/Np = 0. 135 Nn/(Np+Nn) = 12 % Np/(Np+Nn) = 88 % Si por cada neutrón en el núcleo de Helio se requieren 1 protón, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 % Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrón había 7 protones, para formar un átomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto debía haber 14 protones, 2 terminan en el núcleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razón en masa será [He]/[H] = 4 / 12 = 25 %

Nucleosíntesis primordial 3 era etapa: Los elementos livianos La formación prosigue por absiorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con númeo de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados. El fin de la Nucleosíntesis primordial !

¿Qué nos dicen las observaciones?

La Producción de elementos en las reacciones termonucleares La estabilidad de los núcleos atómicos Definimos la energía de ligadura (binding energy): mp - masa del protón mn - masa del neutrón A - número de masa (número de protones + neutrones) Z - número atómico (número de protones) m(A, Z) - masa del núcleo con A y Z

Energía de ligadura por nucleón (B/A)

Liberación de Energía en Fusión Q > 0 si A < 56 Q > 0 si Fisión A > 90 Para 60 < A < 90, Qfusión > 0 pero muy pequeña

Formación de Helio en el interior de las estrellas La cadena protón-protón (p-p) Tasas de reacción para condiciones al interior del Sol: T~107 K ~ 105 kg/m 3 Válida para T < 2 x 107 K, M < 1. 5 M

El Ciclo CNO Tasas de reacción 106 años 7 mins 2 x 105 años 3 x 107 años 2 mins 104 años Las tasas de reacción son para T ~ 2 x 107 K. Para T~109 K, la reacción se hace explosiva.

Comparación p-p vs CNO

Formación de Carbono 4 He 8 Be La reacción triple 4 He para T > 108 K > 108 kg m-3 8 Be 4 He 12 C

Evolución de una estrella de 1 M

Formación de elementos más pesados En el borde exterior de la capa de cenizas de Carbono y el interior de la capa de quema de Helio, se pueden dar reacciones de formación de átomos mas pesados como: 12 C + 4 He 16 O + 4 He 20 Ne + 4 He + 20 Ne + 24 Mg + 16 O

La quema de Carbono y Oxígeno Si T > 7 x 108 K, se produce la quema de Carbono. 12 C + 12 C 20 Ne 16 O + 16 O 28 Si Puede durar por 1000 años. 2 x 109 Si T > K, se produce la quema de Oxígeno. Puede durar por 1 año. + 4 He 24 Mg + 23 Na + p+ + 4 He 32 S + 31 P + p+ 31 S + n 0

Estrellas más masivas que el Sol

La fotodesintegración de los núcleos Para T > 109 K, existen un gran número de fotones con E> 1 Me. V, que pueden ser absorbidos por un núcleo produciendo su desintegración a través de un decaimiento . Es llamado fotodesintegración por analogía a la fotoionización. Las fotodesintegraciones son endotérmicas, pero las partículas eyectadas van a ser inmediatemente recapturadas, regenerando el núcleo original o núcleos mas pesados y estables, lo que lleva a reacciones exotérmicas, recuperando el balance energético total. Un ejemplo es la fotodesintegración del Neón: 20 Ne + 16 O + 4 He La partícula puede reaccionar con otro núcleo de Neón, obteniendo Mg, dando como resultado final 220 Ne + 16 O + 24 Mg +

El final de la formación de elementos por reacciones termonucleares La quema de Silicio La quema de silicio no es una única reacción sino una variedad que la representamos como: + 28 Si + 7(4 He) 28 Si Se requieren T > 3 x 109 K y > 1011 kg m-3. Implica la rotura de los núcleos de Silicio en un mar de partículas (4 He), p+, n 0 ; que se unen hasta formar 56 Ni. Luego por neutronización, se obtiene 56 Fe. La quema de silicio dura ~ 1 día !! 7(4 He) 56 Ni 56 Fe

La cáscara de cebolla Estrellas de mas de 8 M alcanzan a formar Fe en su carozo central

El colapso final Por estar el 56 Fe en el pico de la curva de energía de ligadura por nucleón, la fusión no avanza mas allá de ese límite. Al desaparecer la presión de radiación por falta de mecanismo de generación de energía, la estrella colapsa. Si T > 1010 K se produce la fotodesintegración de los núcleos en p+, n 0 y e-. Para una estrella 20 M : 10 millones de años quemando H 1 millón de años quemando He 1000 años quemando C 1 año quemando O unos días quemando Si < 1 seg colapsa el núcleo reconviertiendo todo nuevamente a p+, n 0 y e. La neutronización p+ + e- n 0 + neutrino produce la liberación de un intenso flujo de neutrinos y la formación de una estrella de neutrones. Se alcanzan densidades de 1017 – 1018 kg m-3 (una caja de fósforos pesaría 15 millones de toneladas).

La explosión de Supernovas

Nebulosa y pulsar del Cangrejo Explosión de SN en 1054 AD

La última SN cercana Cassiopeia A en 1680 Imagen en radio del VLA Imágenes en Rayos X de Chandra Iones de Silicio Iones de Calcio Iones de Hierro

Abundancias solares La falta de Litio Abundancias solares vs meteoritos Nucleosíntesis primordial

La destrucción del Litio • El bombardeo de protones a T ~ 2. 5 – 5 x 106 K, produce la destrucción de Li, Be y B. • Esas temp. se alcanzan a mitad de distancia al centro del Sol. Por mezclado convectivo, el Li destruído en el interior alcanza la fotósfera, desde donde es medido.

¿Cómo cruzar la barrera del Hierro? Energía de ligadura por nucleón Abundancias solares

La captura de neutrones y la producción de elementos pesados • Los neutrones libres son inestables con una vida media de 890 s (mitad de vida 617 s). Los núcleos formados por captura de neutrones son inestables respecto a decaimientos . Por ej. : 58 Fe + n 0 59 Fe 59 Co + e- + • 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.

El proceso s • Captura de neutrón (Z, A) + n (Z, A+1) + • El núcleo inestable aumenta su Z por decaemiento (Z, A+1) (Z+1, A+1) + e- + • La secuencia de procesos s tiene una terminación en el 209 Bi, que es el núcleo estable masivo. La captura de neutrones por el 209 Bi, lleva a un decaimiento por emisión de una partícula y la formación de 206 Pb.

Los números mágicos Elementos con número de neutrones (N) o protones (Z) iguales a 28, 50, 82 o 126 son mas estables que el resto y presentan abundancias mayores. Estos números son un efecto de la mecánica cuántica de cáscaras completas, en forma análoga a la estabilidad química que se logra cuando se completa una cáscara de electrones en los gases nobles. Cuando alcanzamos un número mágico por captura de neutrones (proceso s), se hace poco probable capturar nuevos neutrones.

¿Dónde se produce el proceso s? • En la cáscara de quema de He en una estrella del AGB (Asymptotic Giant Branch). • Pulsos sucesivos de quema de He. La superposición de capas convectivas lleva los núcleos masivos producidos por proceso s hacia las capas exteriores. Estos son finalmente inyectados en el medio interestellar a través del viento estelar o en la eyección de la atmósfera estelar durante la formación de una nebulosa planetaria. • También se puede producir en estrellas de quema de C.

El proceso r • Si la captura de neutrones se produce en tiempos menores que la vida media del decaimiento , el núcleo absorberá neutrones hasta que se equilibre la remoción de neutrones por fotones energéticos con la captura. Esto se conoce como equilibrio (n 0, γ) ↔ (γ, n 0) • Nuevamente los números mágicos actúan como cuellos de botella para trepar en el camino del proceso r. Cuando se alcanza un número mágico, se vuelve estable y luego tiene un decaimiento .

Los procesos s y r

¿Dónde se produce el proceso r? En el viento de una estrella neutrínica naciente. El colapso del carozo en una SN Tipo II o Ib deja un estrella neutrónica caliente (T> 1011 K). La que se enfría por emisión de neutrinos en una escala de tiempo de 10 s. Se produce un viento que transporta hasta 10 -4 M , suficiente para explicar la formación de los núcleos tipo r.

Falta explicar 35 núcleos Existen 35 núcleos que no son explicable su formación por los procesos s y r (92 y 94 Mo, 96 y 98 Ru, 144 Sm, . . . ) Solución: El proceso p Tipos de procesos p – Captura de protones (de ahí el nombre), pero no es el principal – Núcleos r y s preexistentes expuestos a altas temp. sufren reacciones tipo (γ, n 0), que los vuelven ricos en p+. Luego comienzan una cascada de reacciones (γ, p+) y (γ, ) , que los “funden” hacia el Fe. Si la temp. baja suficientemente rápido, la caída hacia Fe es incompleta, y deja una abundancia de núcleos ricos en p+ (los núcleos tipo p).

¿Dónde se produce el proceso “p”? • En el caso de captura de p+, en el momento del pasaje del frente de choque de una SN por su envolvente rica en H. Poco eficiente • Para la caso de la “fundición”, se da en el colapso del carozo de una SN Tipo II, en la cáscara de O/Ne. El frente de choque de la SN calienta la cáscara y “funde” parcialmente los núcleos. La desintegración solo es relevante, por lo que se ha sugerido pasar a llamar a este proceso .

Resumen final

Tarea cumplida