2.2-ContextoCosmologico-EvolucionQuimica

(1)

2. La vida en el contexto

cosmológico

Astrobiología

Licenciatura en Ciencias de la Tierra

Facultad de Ciencias, UNAM

(2)

Materia no bariónica

MATERIA BARIÓNICA

(3)

Abundancia y formación de los

elementos químicos

• Los 6 elementos más abundantes en el

Universo son: hidrógeno, helio, oxígeno,

carbono, neón y nitrógeno

• En astronomía todos los elementos que no son

H y He son denominados metales (Z).

• Los núcleos de los átomos se forman

principalmente por tres procesos:

– Los tres primeros minutos después de la gran explosión

– Los interiores de las estrellas

(4)

Formación de los átomos ligeros

• 1er segundo después de la Gran Explosión comienzan a formarse elementos, principalmente deuterio (T  1010 _K,

105 _{gr/cm3 )}

• 1er –3er minuto se sintetiza helio y litio

• 4to minuto las reacciones se detienen ( T8108 _K)

• Universo temprano formado por: Trazas de D, 3_He,7_Li,

75 % de hidrógeno, 25 % de helio (4He), 0 % de metales • 300,000 años formación de átomos: núcleo +

electrones

• En los interiores estelares se forman los elementos más pesados que el hidrógeno.

(5)

Evolución estelar

• Las estrellas se forman a partir del colapso

gravitacional de nubes moleculares.

• La estrella comienza su vida en el momento en que se inician las reacciones

termonucleares en su núcleo (T15 106 _K).

• En la primera etapa se

fusionan átomos de H para formar He.

• La evolución de las estrellas depende de su masa: baja masa (< 8M_), alta masa (>8M_)

• También depende de si están aisladas o en un sistema múltiple.

(6)

Clasificación estelar

En el centro de las estrellas los núcleos atómicos se unen

formando átomos más pesados, este proceso se llama

nucleosíntesis.

Conforme el interior estelar cambia de composición la estrella sufre cambios en su tamaño, luminosidad y

temperatura efectiva.

A este proceso se le llama evolución estelar.

(7)

Nucleosíntesis

Cadena protón-protón (PPI)

1

_{H +}

1

H →

1

_{D + e}

+

+  + 0.42

MeV

1

_D+

1

H →

3

He +  + 5.49 MeV

3

_He+

3

He 

4

_{He + 2}

1

_{H +}

12.86 MeV

Produce un total de 26.7

MeV

Requiere temperaturas de

10-14 x 10

6

K

(8)

m < 1 M_

PPI

H + H  D + e+ +  D + H  3He +  3_{He +}3_{He } 4_{He + 2p + } m > 1 M_ 3_{He +}4_{He } 7_{Be + }

PPII

7_{Be + e}-  7_{Li + } 7_{Li + H } 8_{Be + } 8_{Be  2}4_{He + }

PPIII

7_{Be + H } 8_{B + } 8_{B } 8_{Be + e}+ _{+ } 8_{Be  2}4_{He + } D= 1p +1n 3_{He= 2p + 1n}

Nucleosíntesis

(9)

Nucleosíntesis

12

_C

6

+

1

H

1



13

N

7

+ 

13

_N

7



13

C

6

+ e

+

+ 

13

_C

6

₊

1

_H

1



14

N

7

+ 

14

_N

7

+

1

H

1



15

O

8

+ 

15

_O

8



15

N

7

+ e

+

+ 

15

_N

7

+

1

H

1



12

C

6

+

4

He

2

En estrellas masivas,

además del ciclo

protón-protón, el He se

produce a partir del

ciclo CNO

(carbono-nitrógeno-oxígeno).

En este caso se

produce energía a partir

de la emisión de

neutrinos, positrones y

rayos gama.

(10)

Una vez que se acaba el 4_{He, hay otro colapso}

del núcleo estelar y se inicia el quemado de C, esto continúa hasta el quemado de Si.

Se sintetizan todos los núclidos de partículas :

4_He,12_C,16_O,20_Ne, 24_Mg,28_Si,32_S,36_Ar, 40_Ca.

Proceso alfa: quemado

de C y más

(11)

Equilibrio hidrostático

Presión por gravedad = Presión del gas (y de

radiación para estrellas muy masivas)

Evolución estelar

• Consumo del combustible (H) (He) • No mas reacciones nucleares

• Gana la gravedad

• Núcleo estelar se contrae • Aumenta la T

• Fusión de elementos mas pesados (He) (C) • Aumenta la presión de radiación

(12)

Evolución estelar: estrellas de baja

masa (M

_*

< 8 M

_

)

• Secuencia Principal • Subgigante

• Gigante

• AGB (Asymptotic giant branch, rama asintótica de las gigantes) • Nebulosa planetaria

• Sintetizan He, C y N

• Los elementos producidos en estas estrellas son expulsados al medio interestelar a través de: vientos estelares y nebulosas planetarias • En el centro queda el núcleo de la

estrella: enana blanca (M < 1.4 M_, radio  radio Tierra)

(13)

(14)

Evolución estelar: estrellas de alta

masa (M

_*

> 8 M

_

)

• Secuencia Principal • Gigante • Supergigante • Supernova

• Los elementos sintetizados son expulsados al medio interestelar a través de: vientos estelares y Supernovas del tipo II

• El núcleo estelar se convierte:en una estrella de neutrones (1.4 < M/M_< 3) o en un hoyo negro

(M > 3 M_)

H  He  C  (semejante a estrella de baja masa)

Continúan las fases de combustión a partir del C generando una estructura en “capas de cebolla”

(15)

(16)

Evolución estelar: estrellas de alta

masa (M

_*

> 9 M

_

)

• Todas las reacciones antes de la generación del Fe son exotérmicas.

• Una vez que se ha sintetizado el 56Fe (a T  5  109 _K): 56Fe +   134_{He + 4n (reacción endotérmica)}

• Núcleo colapsa en t < 1 seg, • r_núcleo=1000 1 km

• Se expulsan capas exteriores, SN. Rebote y flujo de neutrinos.

• Producen todos los elementos principalmente oxígeno, neón, magnesio, aluminio, además de fósforo, azufre, silicio, uranio

(17)

Nucleosíntesis explosiva

• Conforme la onda de choque pasa las

distintas capas (H, He, C, etc...), se

produce combustión explosiva

• Hay un aumento brusco en la P y T

1) zonas ricas en H: 13_C,15_N,17_O

2) zonas ricas en He: 15_N,18_O,19_F,21_Ne

3) zonas ricas en C: 20Ne,23Na,24Mg,25Mg,26Mg,27Al,29Si 4) zonas ricas en O: 28Si,32S,34S,35Cl,36Ar,38Ar,40Ca,46Ti 5) zonas ricas en Si: 32S,36Ar,40Ca,52Cr,54Fe,42Ca,54Cr,56Fe

(18)

Captura de neutrones

• Se forman elementos más pesados que el

Fe

• Se producen por captura de neutrones

• La trayectoria nucleosintética depende

principalmente del flujo de neutrones (n):

– Rápidos (Procesos R)

– Lentos (Procesos S)

(19)

Captura de neutrones

Proceso r: captura rápida de neutrones:.

Flujo alto de neutrones, se absorben muchos antes de la emisión .

Proceso s: captura lenta de neutrones.

Absorbe un neutrón, el cual decae como protón y un antielectrón (partícula ).

(20)

Flujo de n :~ 1022 _{neutrones cm}-3

Ej torio (Th), uranio (U), plutonio (Pu)

Se producen en

explosiones de SN

Procesos “R”

Flujo de n ~ 105 neutrones cm-3 Ej. Plomo (Pb), bismuto (Bi) y polonio (Po)

Procesos “S”

Se producen durante:

• Gigantes Rojas

(21)

SNIa producen:

hierro

, silicio, azufre, calcio

•Si las estrellas binarias son muy cercanas hay

paso de material de una

a otra

• Cuando una enana

blanca captura LENTAMENTE masa de su compañera explota como SNIa • M_binaria 2 – 16 M_ •Acreción < 4  10-8 _M /año

Supernovas tipo Ia. SNIa

(22)

Remanente de la supernova Tycho, supernova del tipo Ia. Esta SNIa se encuentra a 13,000 años luz de la Tierra. Fue observada por primera vez en 1572 por el astrónomo danés Tycho Brahe. En rojo y amarillo se muestra la emisión en rayos X de baja (1.6-2.0 keV) y mediana energía (2.2-2.6 keV),

respectivamente provenientes del material eyectado por la explosión de supernova. En azul se presenta la emisión en rayos X de alta energía (4-6 keV) procedente de la onda de choque. Crédito:

(23)

Fusiones de estrellas de

neutrones

• La posibilidad de la existencia de fusiones entre dos estrellas de neutrones se predijo desde que se observaron pulsares binarios.

• El primero de estos eventos fue detectado en agosto de 2017.

• Son considerados los sitios de nucleosíntesis de procesos r, responsables de crear aproximadamente la mitad de los

elementos más pesados que el Fe y es la única fuente de elementos más pesados que el Pb y el Bi.

• Las altas densidades de neutrones emitidas durante la fusión de dos estrellas de neutrones permiten procesos r más

energéticos que dan lugar a generación de los núcleos más pesados más allá de las regiones de estabilidad nuclear.

(24)

Nucleosíntesis interestelar

• Proceso de astillamiento (spallation)

• Rotura de núcleos pesados por partículas

(p, ) de alta energía

• Rayos cósmicos.

– Se producen en vientos estelares,

explosiones de supernova, etc

(25)

(26)

14_{N: producido en estrellas de masa baja}

12_{C: producido en estrellas de baja masa (~ ½)}

y alta masa (~ ½)

16_{O: producido en estrellas masivas}

RESUMEN: ORIGEN ELEMENTOS BIOGENICOS

1_{H : producido en la G.E., destruido en estrellas}

31_{P: producido en estrellas masivas} 32_{S: producido en estrellas masivas (~80%) y en SNIa (~20%)}

(27)

56_{Fe: producido en SNIa (~2/3) y en estrellas masivas (~1/3)} 24_{Mg: producido en estrellas masivas}

28_{Si: producido en estrellas masivas y SNIa} 40_{Ca: producido en estrellas masivas y SNIa}

RESUMEN: ORIGEN ELEMENTOS GEOFISICOS

27_{Al: producido en estrellas masivas}

(28)

(29)

(30)

Abundancia de los elementos en número, relativa al hidrógeno. http://homepages.ius.edu/kforinas/ClassRefs/modern.html Para el He (abundancia relativa de 10-1_{) hay 10}

átomos de H por cada átomo de He.

Mientras que para el litio hay 1 átomo de litio por cada 1010

átomos de H y 104

átomos de H por cada átomo de N.

(31)

Las estrellas con M < 9 M_ sintetizan helio, carbono y nitrógeno

(32)

Vía Láctea. Gradiente químico

25 kpc

8 kpc

Sol

Formación galáctica dentro-fuera Z~ 0.1 Z_ Z~ 3 Z_ Z_ Metalicidad solar

(33)

Medio interestelar

• Se presenta en tres formas: neutro, ionizado

y molecular

• Tiene dos componentes: el gas y el polvo.

• Algunas moléculas son muy importantes

porque nos permiten determinar propiedades

físicas del medio interestelar (n, T).

• El medio interestelar forma condensaciones

(nubes) con diferentes características.

(34)

Medio interestelar

Snow & McCall. Annual Rev. Astron. Astrophys. 44, 367-414, 2006.

C n CO H 2 n H

n

/

)

CO

(

n

f

n

/

)

H

(

n

2 f

2



n(X) es la densidad numérica de X A_V es la extinción en el visible

(35)

Nubes moleculares densas

• Son propiamente el lugar en el que se forman

las estrellas y los planetas.

• Tienen densidades por arriba de 10

4

_cm

-3

_y

temperaturas de 10-30 K.

• Ocupan el 1% del volumen galáctico

• Concentrado en el plano de la Galaxia

• Contienen el 49% de la M

_gas

de la Galaxia

• Debido a su densidad y el polvo que contienen

son opacas en el visible. Sus emisiones

(36)

Imagen de la Vía Láctea construida a partir de observaciones del telescopio espacial infrarrojo Spitzer. La zonas más obscuras en los brazos espirales son nubes moleculares. http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603a.html

(37)

(38)

Composición del gas

• Se han detectado más de 190 moléculas.

• Las primeras en detectarse fueron el OH,

CO, NH

₃

(amoniaco), H

₂

O y H

₂

CO

(formaldehído).

• El gas más fácil de detectar en las nubes

moleculares es el CO y es la mayor

reserva de carbono en la fase gaseosa de

estas nubes.

(39)

(40)

(41)

Moléculas detectadas en el MI y

envolturas estelares

(42)

2 atoms 3 atoms 4 atoms 5 atoms 6 atoms 7 atoms 8 atoms 9 atoms 10 atoms 11 atoms 12 atoms >12 atoms

SO OCS PH3 CH3O

SO+ _SO

2 HCNO NH4+

SiN c-SiC2 HOCN H2NCO+(?)

SiO CO2 * HSCN NCCNH+ 2015 SiS NH2 H2O2 CS H3+(*) C3H+ HF SiCN HMgNC HD AlNC HCCO 2015 FeO ? SiNC O₂ HCP CF+ _CCP SiH ? AlOH PO H2O+ AlO H2Cl+ OH+ _KCN CN– FeCN SH+ _HO 2 SH TiO2 HCl+ _C 2N TiO Si2C 2015 ArH+ N2 NO+_?

(43)

1. Reporte de detección por Kuan et al (2003) 2. Refutación de tal

detección por otro grupo (Snyder et al. 2005)

Seguimos sin tener una detección de un aminoácido en el espacio. Observacionalmente, aún no tenemos evidencias

de AMINOACIDOS en el MIE, a pesar de que en los últimos años se ha buscado el más simple de ellos: la glicina, NH₂CH₂COOH.

(44)

Moléculas en el medio

interestelar

• Moléculas detectadas en: • nubes oscuras frías

• nubes oscuras calientes • envoltura circunestelar

• Molécula más compleja es el fullereno (C₇₀) detectada por

primera vez en una nebulosa planetaria (Cami et al. 2010). • 180 moléculas:

• La mayoría son compuesto orgánicos • Presentan gran cantidad de radicales

• Alto grado de insaturación (enlaces dobles)

• The Cologne Database for Molecular Spectroscopy: (https://cdms.astro.uni-koeln.de/cdms/portal/).

(45)

Polvo

• Se entiende por polvo todo aquello que va desde

moléculas de unas decenas de átomos hasta partículas con tamaños de micras.

• Se forman por condensación en las envolturas frías de las estrellas en etapas de eyección de material (Novas, SN, Wolf-Rayet y Gigantes Rojas)

• Existe evidencia que indica que la razón de polvo a gas depende de la metalicidad.

• El polvo sufre cambios desde su formación, agrega

compuestos en su superficie, crece, se evapora, cambia su composición superficial

• Los asteroides y el polvo interplanetario contienen polvo de la nube original que formó al sistema solar. A este polvo se le llama polvo presolar.

(46)

Extinción por polvo

Barnard 68. Nube obscura previa a la formación estelar. La luz azul de las

estrellas es dispersada por el polvo, la luz roja puede pasar a través del polvo.

(47)

Composición del polvo

• Silicatos: piroxenos (Mg_xFe_1-xSiO₃) y olivinos

(Mg_2xFe_2-2xSiO₄)

• Materiales carbonáceos: diamantes, grafito, carbono amorfo o cristalino, carbono hidrogenado amorfo,

hidrocarburos policíclicos aromáticos (PAH), hidrocarburos en cadena (alifáticos).

• Hielos: H₂O, CO₂, NH₃,

CO, CH₃OH, CH₄

(48)

Hidrocarburos policíclicos

aromáticos

Drain. Annual Rev. Astron. Astrophys. 41, 241-289, 2003.

Los granos de polvo más pequeños son los PAHs (hidrocarburos policíclicos aromáticos).

Se encuentran en el MIE, los meteoritos y los cometas del sistema solar y podrían ser la base de las

(49)

Polvo presolar

• Los asteroides y el polvo interplanetario

contienen partículas de polvo estaban en la

nube original donde se originó el sistema solar.

• Es identificado por su composición isotópica que

sólo puede generarse debido a reacciones

nucleares que ocurren en las estrellas.

• Incluyen: diamante, SiC, grafito, Si

₃

N

₄

, Al

₂

O

₃

,

MgAl

₂

O

₄

, CaAl

₁₂

O

₁₉

, TiO

₂

, Mg(Cr,Al)

₂

O

₄

,

(50)

(51)

Ciclo ligado a la evolución estelar y a la formación de sistemas planetarios • Formación de granos en las envolventes circunestelares de estrellas AGB • Diferentes etapas del polvo en el medio interestelar • Formación de estrellas y planetas incorporación de granos en los planetas • Estrellas al evolucionar generan las envolventes.