4.- Cosmos y S. Solar

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DISTRIBUCIÓN Y ABUNDANCIA DELOS ELEMENTOS EN EL COSMOS Y

SISTEMA SOLAR

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El Big Bang y la Teoría InflacionariaLos astrónomos en su gran mayoría sostienen que el Universo surgió enun instante, entre 13 500 y 15 000 millones años.Primeros indicios de este hecho:

Descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense EdwinHubble, en 1920, que el Universo se está expandiendo y los cúmulos degalaxias se alejan entre sí.

Asimismo Albert Einstein con su Teoría de la Relatividad tambiénpredice esta expansión.Si los componentes del Universo se están expandiendo, esto significaque en el pasado estaban más cerca y retrocediendo en el tiempo se

llega a la conclusión de que todo salió de un punto matemático- lo quese denomina una singularidad- que explotó en una bola de fuegoconocida como la Gran Explosión o Big Bang



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*En 1960 se descubrió la radiación de fondo cósmico, interpretadacomo la energía que quedó después del BIG BANG, la que fueconsiderada, a pesar que no era uniforme, como una confirmaciónde esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.



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En el Big Bang no sólo estaba concentrada la materia y laenergía, sino también el espacio y el tiempo

Por lo que no había ningún lugar (espacio) «fuera» de la bolade fuego primigenia, ni ningún momento (tiempo) «antes» delBig Bang.

Es el propio espacio lo que se expande a medida que elUniverso envejece, alejando los objetos materiales unos deotros.



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ERA PLANCK: es el tiempo justo antes del tiempo Planck(1/10^43 segundos). En esta era, las fluctuaciones de energíaeran tan grandes que no se puede explicar la física a esta altasenergías. Energía y masa son equivalentes y las fluctuaciones deenergía causan cambios en el espacio y tiempo. Estasfluctuaciones surgen naturalmente del Principio de Heisenberg.La explicación de la Era Planck es uno de los objetivos de laTeoría de la cadena (la teoría de todo). Más aún, no se conoceque sucedió durante este tiempo.

Es una teoría que une tres de las cuatro fuerzas conocidas:gravedad, electromagnetismo, la fuerza débil y la fuerzafuerte. GUT combina la fuerza fuerte con la electrodébil (lacombinación de fuerza débil y electromagnética). Entendemosque las fuerzas están separadas pero bajo altas temperaturasestas vienen juntas. La era GUT es cuando la gravedad y lafuerza GUT controlaron el Universo.

Durante la era GUT es cuando suponemos ocurrió la INFLACIÓN:punto cuando el Universo pasó por una dramática expansión.Cuando la fuerza fuerte se congeló de la mano de la fuerza GUT(como los cristales de hielo formándose en el agua), puedehaber causado una enorme liberación de energía.



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Es cuando las fuerzas electromagnética y débil están aúnunidas. Las condiciones de esta era fueron logradas en unacelerador de partículas en 1983 (con el que ganaron unpremio nobel), y fue predicho antes. Se tiene directaevidencia de la era electrodébil a partir de experimentos.



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Durante esta era el Universo tenía solamente la temperatura correctapara las partículas a ser creadas y destruidas continuamente. Lo quepasa es que los fotones tienen la energía correcta para venir juntos y,

aniquilarse entre sí para formar la materia y antimateria. Luego, lamateria y la antimateria chocan y forman los rayos gamma. Estocontinúa hasta que el Universo se enfría lo suficiente como para que losprotones no tengan suficiente energía para crear partículas, y luego sepegan con lo que quedaba en ese punto.

Al final de la era Partícula hubieron ligeramente más protones queantiprotones. Para cada billón de antiprotones, había un billón y unoprotones. Otra forma de ver esto es que un billón de protones fueronaniquilados con un billón de antiprotones para hacer un billón defotones, que daría lugar a dejar un protón al final. Este en un ligeroexceso que produce la mayor parte de la materia en el Universo.



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Durante esta era, los protones y neutrones se unen por untiempo corto, antes de las interacciones que los separaron denuevo. Esencialmente, el Universo era una gran fusión continua.Esta era culminó cuando el Universo tenía tres minutos de edad.El diagrama siguiente muestra los elementos que podrían formarel Universo (basado principalmente en el entendimiento de lasreacciones nucleares). Fue al final de esta época cuando seestablece la composición química del Universo.

Evolución de las abundancias de especies nucleares ligeras tras el big bang en funciónde la temperatura



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En la figura se puede apreciar la evolución de las abundanciasde los protones (p), neutrones (n), deuterio (2H), 3H, 3He,4He, berilio-7 (7Be) e isótopos del litio a medida que el

universo se fue enfriando. Nótese cómo los neutronescomenzaron a desaparecer para temperaturas inferiores a losmil millones de Kelvin, momento que coincide con laaparición de los núcleos compuestos.

La nucleosíntesis primordial no desveló el misterio sobre elorigen del resto de elementos químicos. Hubo que esperarhasta 1957, cuando Sir Frederick (Fred) Hoyle, E. Margaret yGeoffrey Burbidge y William Fowler demostraron, en paraleloe independientemente de A.G.W.Cameron, que los elementos

pesados son fraguados en el interior de las estrellas (bajocondiciones muy diferentes a las propuestas por Weizsäcker yotros).



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Durante este tiempo, protones y neutrones estaban juntos enlos núcleos. Los electrones formaron un átomo con éste núcleopero pronto sería ionizado como un fotón golpeado. Así, ningún

átomo puede formar ni es posible que un protón viaje muylejos. Al final de esta era, el Universo estaba losuficientemente frío que los protones no destruyeroninstantáneamente los átomos y muy rápidamente loselectrones encontraron los núcleos, y los fotones estaban librespara viajar alrededor. Esto es lo que hace que la radiacióncósmica de fondo pasó a una temperatura de 3000 Kelvin (casila temperatura de la superficie de las estrellas gigantes rojas).

El cambio en la absorción de la materia sucede cuando loselectrones se combinan con el núcleo, y de pronto sólo los fotonesa una específica energía de los átomos son absorbidos. El Universose vuelve mayormente transparente, y la materia y radiación se"desacoplan". La materia está libre para enfriar bajo la temperaturade los fotones, y el campo del fotón no cambia mayormente suspropiedades a través de las interacciones con la materia.



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Esta era está marcada por las primeras estructuras empezando aformarse y mezclarse con la ERA de las GALAXIAS. Es casi el tiempocuando los astrónomos toman el relevo de los físicos para tratar deexplicar el Universo.

La era de los átomos dura mucho tiempo y es a veces conocida como laERA OSCURA: de la que no se tiene mayor información. Las galaxias nose formaban aún, por lo que aún no se veían los objetos brillantes. Sinembargo, estallidos de rayos gamma nos permiten penetrar en estaépoca. Es durante esta era que quizás los hoyos negros jugaron un rolclave en términos de formación de la galaxia.Nuestro objeto más distante (una galaxia) estaba un redshift alrededorde 7, o cuando el Universo tenía casi un billón de años. Ha habidoalgunas especulaciones respecto de objetos más distantes. El fondocósmico de microondas está a un redshift de casi 1100, así que todavíatenemos algunas maneras para llegar a aquel.

Redshift: ocurre cuando la luz de un objeto que está en movimiento es

proporcionalmente incrementada en su longitud de onda o desplazadahacia el rojo del espectro.



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*Hay misiones planeadas para observar la edad oscura. Se necesita usarobservaciones infrarojas para conseguir cualquier información sobre esta era.También, dado que es la era de los átomos, el Universo quizás se llenó congas de manera que es difícil ver algo en la región óptica. Europa tiene unamisión llamada Herschel Space Observatory , que fue enviada el 2009. EE.UU.Está planeando una continuación al HST llamado JWST. Ambas misionesconcentradas en el infrarojo dado que la región óptica está fuertementeoscurecida.

*Una importante pregunta es cuál fue la primera estructura formada despuésde la era de los átomos. Hay argumentos que sugieren galaxias pequeñas ygrandes. Algunos dicen que los hoyos negros serían los primeros y luego ellossembraron la formación de galaxias (esto llevaría a una conexión entregalaxias y hoyos negros, lo que es interesante). No conocemos las respuestasaún.

*Un punto importante es que todo lo que sabemos del Universo viene de la luz(fotones), si no hay fotones no hay información. Así, antes del final de la erade los núcleos, no tenemos información ya que los fotones estaban atrapados.Nunca veremos esta era del Universo con fotones, sino quizás ondas degravedad (?).

http://www.rssd.esa.int/Herschel/






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Esta quinta fuerza depende del espacio de tal manera que el alcancede la fuerza es más corta en un ambiente de mayor densidad. Porejemplo, la relación de la densidad de las proximidades de la tierrapara el vacío del cosmos es de casi 1/10-28 que conduce a una relaciónde los rangos de fuerza de casi 1/1026. La virtud de esta teoría es quepuede ser probada por un número de observaciones incluyendo lamodificación de la constante de estructura, el cambio de la relaciónentre la masa del electrón y el protón, la adicional polarización de laluz de la estrella, la variación de la estimación de laEdad del universo, a causa de la oscilación camaleón-fotón.



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Uno de las interrogantes más apremiantes de laAstronomía es cómo se han originado los elementosquímicos que se encuentran en todo el Universo visible.Hasta hace poco tiempo se consideraba que éstos másque ser el producto de reacciones nucleares internas delas estrellas que actualmente observamos, ya estabanpresentes en los comienzos del universo, no como átomossino como partículas elementales: electrones, neutrinos,fotones (radiación) y algunos pocos neutrones y protones,



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*La nucleosíntesis es el proceso mediante el cualse forman nuevos elementos químicos a partirde reacciones atómicas. La nucleosíntesis se

lleva a cabo en el interior de las estrellas ydurante las explosiones de supernovas,lentamente el hidrógeno y el helio seconvierten en átomos más pesados.*En resumen, se cree que los elementos químicosson resultado de la síntesis por procesos defusión a muy altas temperaturas, en el orden del100 000 000°C y superiores.* La fusión de las partículas nucleares simples(protones y neutrones) lleva primero a núcleos atómicos como el helio y luego núcleos máspesados y complejos de los elementos ligeros(litio, boro, berilio y así sucesivamente).



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*Este material procesado se mezcla en nubes donde la próximageneración de estrellas nacen. Así, cada subsecuente generación deestrellas es enriquecida con los metales producidos en generaciones

previas, de manera que las estrellas con mayor contenido son másjóvenes. Las estrellas pobres en metales son llamadas estrellas de lapoblación II mientras que las de la población I son relativamentemás ricas en metales. La cantidad de metales en una estrella puedeser medida por las líneas de absorción en el espectro estelar.

Desde que el H y He (con pocas cantidadesde Li y Be) fueron producidos en el inicio deluniverso, los elementos más pesados hansido producidos en las estrellas o en el

espacio interestelar por bombardeo de rayoscósmicos. Los más pesados sonfrecuentemente agrupados como metal en laterminología astronómica. Al final de la vidade la estrella, recicla algunos o todos loselementos que ha producido en su núcleo ensu tiempo de vida.



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*Los átomos de helio bombardean a los átomos deelementos ligeros y producen neutrones. Los neutronesson capturados por los núcleos de los elementos yproducen otros más pesados.

*Estos dos procesos – fusión de protones y captura deneutrones- son los procesos principales con que seforman los elementos químicos.



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*He y Li fueron producidos por nucleosíntesis cósmica justo después delBig Bang, por lo que la mayoría de elementos derivados denucleosíntesis toma lugar en las estrellas.

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/helium.html

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Big_Bang.html

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Big_Bang.html

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/helium.html



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La nucleosíntesis estelar convierte el H en He, ya sea por la cadena protón-protón o por el ciclo C-H-O. Según la estrella evoluciona, un núcleosuperdenso de He es producido por la conversión del núcleo de H en núcleode He. Eventualmente, la temperatura y presión en el núcleo empiezan a subir

lo suficiente para que el He se empiece a fundir en carbón. Si la estrella tieneaprox. Más de dos veces la masa del sol, una secuencia de reaccionesnucleares produce elementos más pesados que el O, Si, Mg, K y Fe.Sucesivamente elementos más pesados, tanto como el Fe (en las estrellasmás masivas) son constituidos en posteriores estados de evolución estelarpor el proceso triple-alfa. Los elementos más pesados de todos losproducidos por nucleosíntesis explosiva, por mecanismos tales como elproceso p, el proceso r y el proceso s.

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*La materia extraterrestre (sólida, líquida y gaseosa) puedeser agrupada en materia estelar, materia interestelar ymateria del sistema solar, siendo esta última de mayorinterés debido a que asumimos, con toda probabilidad, quela materia entera (estrellas, planetas, materia de cometasy meteoritos, atmósfera gaseosa del sol y de los planetas)tiene un origen común.

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/p-process.html

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/p-process.html



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*El conocimiento de la composición química de lamateria cósmica, especialmente de nuestro sistema

solar, es de gran importancia para resolver muchosproblemas, en particular para delinear las conclusionessobre el desarrollo e interrelaciones entre el sistemasolar, el origen y desarrollo de la materia

La composición química de la materia extraterrestre esestudiada principalmente por tres vías que constituyen lasfuentes principales de información para estimar laabundancia relativa de elementos químicos en el Cosmos:

a) el análisis espectrográfico de la luz emitida por lasestrellas, y en particular por la luz solar;

b) estudio químico de los meteoritos; y

c) al examen de las rocas lunares.



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Por la abundancia relativa de los diferentes elementos químicosrespecto a los números atómicos de dichos elementos en lamateria cósmica, se advierten ciertas irregularidades cuando se

analizan los datos en la Fig. 4.1, los cuales se pueden concluiren:

1. La abundancia de un elemento en el Cosmos decrececonsiderablemente con el incremento del número atómicohasta alrededor de Z = 40 (circonio).

2. Los elementos menos pesados son abundantes, conexcepción de Li (3), Be (4), y B (5) que tienen valoresrelativamente bajos y el Fe,(26) y Ni (28) contenidos altos.Los elementos más pesados exhiben relativamente valoresconstantes.

3. Los elementos con número atómico par son másabundantes que sus vecinos con número atómico impar(regla de Oddo-Harkins).



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4. La abundancia relativa de los elementos con númeroatómico más elevado que el níquel varían menos, encontraste con los elementos con número atómico más

bajo.5. Solamente diez elementos H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S y

Fe tienen todos ellos número atómico menor de 27 ymuestran apreciable abundancia; de éstos el H y el Hepreponderan sobre los otros ocho.

6. Es más que una coincidencia que los núcleos de Li, Bey B, los cuales son excepcionalmente raros entre loselementos de número atómico bajo, sean justamenteaquellos cuyos núcleos se desintegran más fácilmenteal ser bombardeados con protones, partículas alfa yneutrones.

Las anteriores conclusiones sugieren que la abundanciaabsoluta de los elementos depende de las propiedadesnucleares más que de las químicas, como resultado deesto, un elemento puede tener varios isótopos quedifieren en su peso atómico y su estabilidad, aunque nodifieran apreciablemente por sus propiedades químicas.



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Abundancia (fracción de átomos) de los elementos químicos en la corteza continentalsuperior de la Tierra en función del número atómico. Los elementos más raros en lacorteza (mostrados en color amarillo) no son los más pesados, sino los elementossiderófilos (afines al hierro) según la clasificación de elementos de Goldschmidt.Estos han disminuido al reubicarse en las profundidades en el núcleo de la Tierra. Laabundancia de materiales de meteoroides es más elevada en términos relativos. Enforma adicional, el teluro y el selenio han sido consumidos en la corteza a causa dela formación de hídridos volátiles

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La abundancia de los elementos químicos y sus isótoposque ocurren naturalmente es desarrollada por todas lasteorías de nucleosíntesis. Por esta razón los geoquímicos yespectroscopistas han dedicado mucho tiempo y esfuerzospara obtener datos analíticos convincentes sobre lasconcentraciones de los elementos en el Sol y de otrasestrellas cercanas del espectro de longitud de ondas de laluz que ellos emitieron.

http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_de_Goldschmidt&action=edit&redlink=1

http://es.wikipedia.org/wiki/Meteoroide

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Algunas importantes conclusiones sobre la abundancia delos elementos:

1. H y He son de lejos los elementos más abundantes enel Sistema Solar y la proporción de H/He es de cercade 12.5

2. La abundancia de los primeros 50 elementos decrecenexponencialmente.

3. Las abundancias de los elementos que tiene númeroatómico mayor de 50 son más bajas y no varíanapreciablemente con el incremento del númeroatómico.

4. Los elementos que tienen número atómico par son

más abundantes que sus vecinos inmediatos connúmero atómico impar.

5. La abundancia del Li, Be y B son anómalamente bajoscomparados a los otros elementos de número atómicobajo.

6. La abundancia del Fe es notablemente más alto queaquellos otros elementos con similar númeroatómico.

7. Dos elementos el tecnecio (Tc) y prometio (Pm) noocurren en el Sistema Solar porque todos sus isótoposson inestables y se desintegran rápidamente.

8. Los elementos que tienen número atómico másgrande de 80 (Bi) no tienen isótopos estables, peroocurren naturalmente en baja abundancia, porqueellos son los isótopos hijas de isótopos radiactivos delarga vida del U y Th.



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