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Sistema Solar y Tierra 1010 años

Formación de la Vía Láctea 5x109 años

Estrellas. El resto, se enfría. 109 años

Primeras galaxias 108 años

Gérmenes de galaxias 106 años

Átomos. Universo transparente 300.000 años

300.000.000 º. Plasma 30 minutos

1.000.000.000 º. Nucleos3 minutos

10.000.000.000 º. Tamaño Sol 1 s

Se forman protones y neutrones 10-10 s

Sopa de partículas elementales 10-34 s

Fuerzas no diferenciadas 10-43 s

Densidad infinita, volumen cero. Big Bang

Nucleogénesis

Química Inorgánica-63.13- Dra.Silvia E. Jacobo


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

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.

Fuerzas fundamentales del Universo


Tipos de nucleosíntesis

Nucleosíntesis primordial

Nucleosíntesis explosiva

Espalación de rayos cósmicos

Nucleosíntesis estelar


1er etapa: La formación del DeuterioLa reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio(d - 2H)

Nucleosíntesis primordial (100-300 s)

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 deDeuterio

2da etapa: La formación del Helio

Como kT < 0,1 MeV y ΔEtotal = 28MeV, la reacción sólo se produce en unsentido.



12C + 4He 16O + γ

16O + 4He 20Ne + γ

20Ne + 4He 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)

Nucleosíntesis estelar: producción de elementos livianos

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.


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.


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 elefecto 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 enA ~ 70. Luego caída abrupta hasta A ~ 100, estabilización hasta A ~140,nueva caída hasta A ~ 150, estabilizaciónhasta A ~180, para incrementar hasta A ~ 209


• 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.



• 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.

Formación de Estrellas


Estrellas: diagrama H-R


Estrellas de masa de 8 Msol alcanzan a formar Fe en su carozo central

Estructura general de 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.

VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS


Antimateria

• A toda materia se asocia antimateria

- electrón – positrón

- protón – antiprotón

- neutrón – antineutrón

MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN



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