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presentacion nucleosintesis

2. Presentación 1: Origen de los elementos
en el universo y la Tierra: Nucleosíntesis
Preguntas que abordaremos en esta presentación:
1.Cómo se formaron los elementos químicos?
2.Siempre han existido los elementos químicos en
sus concentraciones actuales o ha habido un
incremento en sus concentraciones a través del
tiempo?
3.Podemos identificar los procesos a través de los
cuales los elementos químicos se formaron?
4.Cómo la Tierra adquirió su composición y
estructura actual?
UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA
Facultad de Ciencias
Departamento de Geociencias-Principios de Geoquímica
@AI Image Generator

3. Las estrellasestánhechascasiporcompletode dos elementos
HHe

4. La Tierra y losplanetasterrestresson “rebeldesquímicos”
FeMgSiO

5. Composicióndel universe y la primerapregunta
fundamental sobreelorigende loselementosquímicos
1.Cómo evolucionó la composición
química del
universo y qué
proceso explica la
formación de los
elementos formadores de
planetas?
75%
23%
1%1%0%0%0%0%0%2%
Composición Elemental del Universo Visible
Hidrógeno
Helio
Oxígeno
Carbono
Neon
Hierro
Nitrógeno
Silicio
Magnesio
Azufre

6. Como podemosmedirla composicióncósmicay del
Sistema solar?
La NébulaCangrejoErg Chech002
MeteoritoGibeon

8. Gill, 2015, Capítulo 6
De la misma forma que un átomo emite radiación a una
longitud de onda cuando los
electrones caen de niveles
excitados de energía a
niveles más bajos, la
excitación de un electrón desde el estado base está
asociado con la absorción de
radiación a la misma longitud
de onda característica (líneas
de Fraunhofer)
Espectros de emisión y de absorción

9. Análisisespectral
líneas oscuras en el espectro de luz visible que resultan
de la absorción de los elementos químicos en la
atmósfera del sol a través de los cuales pasa la luz

10. Espectrosespecíficosasociadosa cadaelemento
El grado en que la luz correspondiente a cada línea se atenúa, en el
arcoíris así como el ancho de cada línea es una medida de la abundancia
de un elemento particular en la atmósfera del sol

11. Pregunta rápida: Suponga que NASA lo contrata
para resolver el problema cósmico y el origen del
universo así como problemas relacionados con la
diferenciación temprana de la Tierra, qué
materiales rocosos usaría en uno y otro caso?

12. Meteoritos

13. Gill, 2015, Capítulo 11
Tiposde meteoritos(y suabundancia)

14. Metzler et al., 2021, GCA. Carbonaceous Chondrite Loongana
•CHONDRITES O CONDRITOS
1.Contienen Condrulas = Ensambles
esferoidales de tamaño milimétrico,
consitutido por vidrios y cristales
2.Las chondrulas se interpretan como
gotas solidificadas de polvo fundido por
impacto en las partes iniciales de
formación de los discos protoplanetarios
3.Aunque la fusión del material implica
altas temperaturas, los minerales
(silicatos y sulfuros por ejemplo)
rodeando las condrulas tienen
composiciones altamente variables
indicando que nunca lograron equilibrio
químico entre ellos. Esta observación
implica bajas temperaturas durante y
después de la acreción de los condritos.
4.Estos condritos “NO EQUILIBRADOS”
preservan varias firmas químicas,
mineralógicas y estructurales heredadas
del disco protoplanetario.
CO
CO
CO
CO
CO
CO
Ca-Al
Inclusion

15. Gill, 2015, Capítulo 11
Tiposde meteoritos

16. •METEORITOS DIFERENCIADOS:
ACHONDRITES O ACONDRITOS Y
METEORITOS METÁLICOS (IRON
METEORITES)
1.Producto de la segregación de metales
desde silicatos = Meteoritos
diferenciados
2.La segregación se interpreta como una
consecuencia de la incorporación de
estos materiales dentro de pequeños
cuerpos planetarios (cientos de kms).
3.Dentro de estos cuerpos planetarios las
altas temperaturas internas facilitaron la
segregación gravitacional de las dos
fases, similar al proceso de separación
del núcleo metálico de la Tierra.
Meteorito marciano
NWA 14617
Meteorito lunar
Allan Hills 81005

17. Por ser relictos “prístinos” de la
materia sólida primordial del
Sistema Solar en sus fases
tempranas, y por tanto son una
fuente de información sobre la
composición química del Sistema
Solar en sus fases iniciales
Los meteoritos diferenciados –
cuerpos rotos de protoplanetas o
planetas– representan
pobremente la materia primordial
(nébula solar), pero dan
importantes luces sobre el
desarrollo y diferenciación de los
planetas rocosos

19. Pregunta rápida: Cómo sabemos que la materia
negra existe si no la podemos ver (no emite
radiación en el la longitud de onda del espectro
visible)?

20. - Planetas cercanos al sol orbitan más
rápidamente que los que están más lejos
- Planetas cercanos al sol experimentan
más un tiro gravitacional, deben tener
mayor “fuerza
centrífuga” para permanecer en orbita
- Consecuencia de la mayoría de la masa
del sistema solar estar concentrada en su
centro (el sol)
- El sol y otras estrellas similares orbitan
alrededor del centro de la galaxia con
pocas variaciones en sus velocidades (no
importa si están lejos o más cerca)
- Las estrellas se mueven más rápido de lo
que la masa de la materia visible en la
galaxia predeciría
- Consecuencia: La galaxia contiene más
masa que la que podemos ver
“Ordinary stuff that doesn´t shine” Ferreira, 2006

21. “La materia negra, sin importar su naturaleza, aparentemente no
juega ningún papel en la
formación o composición de planetas como el nuestro. […] Cuando
nos referimos a la composición de la materia en el universo nos
referimos solamente a la materia bariónica que suma un 1% de la
masa del todo. Sin embargo, es ese 1% que determina el carácter y
composición del planeta en el que vivimos”

22. Pregunta: Como sabemos que ambos métodos
independientemente dan números similares y
representativos de las concentraciones del
sistema solar?

23. Medidaselementales: Comparaciónde ambos métodos
Gill, 2015, Capítulo 11

24. La curvacompuestade abundancies elementalesenelSistema Solar
Gill, 2015, Capítulo 11
•PATRONES
1.H y He son varios ordenes de
magnitud más abundantes que
cualquier otro elemento (98% de la
masa del sistema solar).
2.Un aumento en el número atómico
lleva a una disminución en la
abundancia de los elementos.
3.Li, Be y B son muy poco
abundantes y se hayan fuera de
las tendencias principales.
4.Los elementos con números
atómicos pares son en promedio
diez veces más abundantes que
los impares.
5.El decline general de abundancias
a medida que el numero atómico
aumenta se interrumpe cerca al
Z=26, visiblemente afectando los
elementos cercanos al Fe
?

25. “Antes del mar y de las tierras y de lo que todo lo cubre, el cielo, era único el
aspecto de la naturaleza en el orbe entero, el que llamaron Caos, masa informe y
enmarañada y no otra cosa que una mole estéril y, amontonados en ella, los
elementos mal avenidos de las cosas no bien ensambladas.” Ovidio, Metamorfosis

26. El Big Bang: Produccióncósmicade elementos1
@CTC
1. Hace mucho mucho tiempo (13.8 Billones de
años)
2. La materia bariónica tomó forma después del 1er
segundo a temperaturas de 10 billones de grados (75%
protones y 25% neutrones)
3.Después de 15 segundos de enfriamiento, la temperatura
cayó por debajo de 3x109K (disminución de un orden de
magnitud), los neutrones se empiezan a combinar con
neutrones para formar 2H, 3He, 4He y 7Li
4. Después de 100k años finalmente la temperatura decreció lo
suficiente (5x103 K) para crear átomos neutrales de los
elementos ligeros
ENTONCES EL DECRECIMIENTO LA TEMPERATURA
FUE CRUCIAL EN LA FORMACIÓN DE ELEMENTOS,
POR QUÉ?

27. Gill, 2015, Capítulo 5
La importanciade la Toenla formaciónde elementos
1.La energía cinética de cualquier partícula atómica
se incrementa con la temperatura.
2.La fuerza electrostática que une un electrón en el
átomo de hidrógeno por ejemplo, permanece
siempre y cuando la energía cinética del electrón
es menor que la energía de ionización (es
negativa) .
3.Incremente la T (del orden de 103) y el hidrógeno
sufre ionización termal formando un plasma de
protones y electrones libres. Para liberar
electrones de átomos más pesados la temperatura
debe crecer un poco más (5x103 K).
4.A temperaturas del orden de 109 los protones y
neutrones en el núcleo ganan suficiente energía
cinética para superar la fuerza fuerte y separarse.
5.Estos procesos procedieron en orden contrario al
descrito durante la secuencia cronlógica post-Big
Bang, promoviendo la combinación de partículas
en el núcleo y últimamente la formación de átomos

28. H y He: Materia prima para el resto de elementos formados por la fusión de nucleones en las
fases tempranas del universo (punto número 1 diapositiva 24)
Produccióncósmicade elementos2
Un aumento en el número atómico lleva a una disminución en la abundancia de los elementos
(punto número 2 diapositiva 24)

29. 1.Colisiones neutrón-protón produjeron deuterio (2H).
2.Otras colisiones pudieron llevar a la formación de
3He o 4He.
3.En este punto noten que no hay ningún núcleo
estable de masa 5 o masa 8.
4.La colisión de un núcleo de He con protones o
neutrones no producirá nada, lo mismo si dos átomos
de 4He colisionaran, nada.
5.Saltamos a masas de 6, 7, o 9. Sin embargo para
producir 6Li un protón, un neutrón y un núcleo de 4He
tendrían que colisionar al mismo tiempo.
6.Igual que en una mesa de billar, las colisiones de tres
bolas (carambola) son menos frecuentes que el
toque de dos bolas, tanto así que el número de
núcleos formados con masas más pesadas que 4He fueron insignificantes

(Langmuir & Broecker, 2012)
Un aumento en el número atómico lleva a una disminución en la abundancia de los elementos
(punto número 2 diapositiva 23)

30. El Big Bang: Producción cósmica de elementos 3-Síntesis
-Las presiones y temperaturas al instante en que ocurrió el Big Bang fueron lo
suficientemente altas para que combinaciones estables de protones y neutrones no
pudieran existir—15 segundos después
- Los únicos elementos producidos durante la primera hora después del Big Bang fueron
hidrógeno y helio. Al final de día uno del universo la materia consistía de H, He, con muy
bajas abundancias de Li, Be, y B
SI ESTE FUERA EL FIN DE LA HISTORIA, LOS PLANETAS
ROCOSOS Y LA VIDA NUNCA PODRÍAN HABER APARECIDO
EN EL UNIVERSO

31. Fuerzaselectrostáticasy fuerzafuerte
Fuerza fuerte (Strong Force): Mantiene
los nucleones juntos en el núcleo
del átomo. Entre más nucleones presentes,
mayor la fuerza fuerte será.
Fuerza electrostática: Contraria a la fuerza
fuerte y actúa entre los protones cargados
positivamente dentro del núcleo
(Langmuir & Broecker, 2012)

32. Produccióncósmicade elementos1
Joseph Wright of Derby
SE NECESITAN ALTAS TEMPERATURAS
PARA QUE LOS NÚCLEOS
INTERACTUEN Y LA FUERZA FUERTE
EJERZA SU PODER, PERMITIENDO LA
FORMACIÓN DE ELEMENTOS (50
MILLONES DE GRADOS)
¿POR QUÉ LOS ALQUIMISTAS
FALLARÓN EN SU INTENTO
DE HACER ORO A PARTIR
DE METALES MENOS
VALIOSOS?

33. Pregunta: Donde vamos a encontrar las
temperaturas necesarias para que los núcleos
atómicos venzan la fuerza electroestática y la
fuerza fuerte haga su trabajo?

34. LOS CENTROS DE LAS ESTRELLAS ES DONDE SE ENCUENTRAN
LAS TEMPERATURAS REQUERIDAS PARA LA FORMACIÓN DE
ELEMENTOS DE OTRA FORMA NO BRILLARIAN
“STARS ARE THE ALCHEMISTS OF THE
UNIVERSE”
LAS ESTRELLAS

35. 1.Los neutrones y los protones tienen una relación
especial entre ellos, se pueden convertir el uno en
el otro.
2.Los neutrones que están aislados son inestables, y
ellos decaen a un protón más un electrón.
3.Dadas las condiciones correctas, los protones se
pueden convertir a neutrones por una captura de
electrón.
4.De esta forma la configuración protón-neutrón del
núcleo es convertible en términos de proporción.
5.Los neutrones son útiles porque separan los
protones, pero recuerden los neutrones decaen.
6.Ahora si los núcleos tienen muchos neutrones, los
neutrones decaen a protones, y a su vez si hay
muchos protones (que se repelen) estos decaen a
neutrones.
7.Este balance causa que los núcleos estables
tengan aproximadamente la misma cantidad de
protones y neutrones

Parentésis: Física atómica resumida (muy)

36. La banda de estabilidad 1
(Langmuir & Broecker, 2012)
Esta banda representa la relación más favorable de neutrones a protones.
Esta relación es cercana a la unidad para los elementos de bajo número de
protones

37. La banda de estabilidad 2: Fuera de la banda
1. Los núcleos que tienen un exceso
de neutrones convierten los
neutrones en protones + electrones,
lo que se llama desintegración beta
2. Los núcleos que son demasiado
ricos en protones capturan electrones
para convertir protones en neutrones
en un proceso llamado captura de
electrones
3. Los núcleos que son demasiado
grandes expulsan un átomo de helio,
llamado partícula alfa

38. Durante el colapso de una nube de gas que precede la
formación de estrellas, la energía gravitacional que
colapsó la nube se convierte en calor

39. La cantidad de calor producido es tan grande, y el
aislamiento proporcionado por la nube de gas
envolvente tan efectivo, que el núcleo de la protoestrella
se calienta lo suficiente como para encender un fuego
nuclear

40. Para que los núcleos en una estrella reaccionen, deben
tocarse y para tocarse, deben volar el uno hacia el otro a
velocidades muy altas

41. Conversión de masa a energía
(Langmuir & Broecker, 2012)
Para que ocurra fusión nuclear, debe haber una liberación de energía, y
esta liberación de energía resulta en una reducción de masa
Por ejemplo el peso de un átomo de helio es un poco menor que el de
cuatro átomos de hidrógeno, y esta masa se convierte en calor cuando
el átomo se fabrica en una estrella

42. Este calor es tan grande, que una vez se enciende el fuego
nuclear de una protoestrella, su colapso se detiene por la
presión creada por la fuga del calor generado

43. Los núcleos de las estrellas donde se dan las condiciones para
la fusión nuclear hacen el trabajo que inició hace 13.8 billones
de años durante el big bang

44. La masa de las estrellas ahora es un problema. Si la masa de la
estrella es pequeña no habrá fusión de He

45. Dentro del centro de una estrella grande (roja gigante), la
atracción gravitacional es mayor, y para contrarrestarla, el
combustible de hidrógeno se convierte en helio rápidamente

46. Cuando una roja gigante consume todo el H en su
núcleo (en un millón de años), el fuego nuclear se
vuelve menos intenso y colapsa de nuevo
gravitacionalmente (aumenta el calor)

47. 1.Las temperaturas altas de la nueva estrella colapsada
permiten la fusión de núcleos de He (3x) para formar C
por ejemplo.
2.La fusión de tres átomos de He es acompañada por una
perdida de masa. Esta perdida de masa aparece como calor, lo cual permite que el fuego nuclear continue.
3.El ciclo de falta de combustible, nuevo colapso,
incremento de la temperatura del núcleo, e ignición de
un combustible nuclear menos inflamable se repite
varias veces. Y ASI…

Las estrellas: Produccióncósmicade elementos2

48. 4. Un núcleo de C se puede fusionar con un núcleo de He para
formar O, o dos átomos de C se puede fusionar para formar un núcleo de Mg y así sucesivamente con todos los elementos
5. Cada paso consecutivo en la nucleosíntesis estelar lleva a
una perdida de masa, lo cual genera calor
6. El proceso de fusión continua hasta que la producción de
elementos conlleve una perdida de masa y la correspondiente
producción de calor que impide el colapso de la estrella
La MAXIMA masa que puede ser creada por este proceso es el
isótopo 56 de Fe (56Fe). Por encima de esta masa la fusión de
nuevos núcleos genera una ganancia de masa, el proceso no
es exotérmico y por tanto más calor debe ser agregado si se
quiere continuar con el proceso de nucleosintesís
Las estrellas: Produccióncósmicade elementos3

49. Luego de esta masa, la fusión nuclear no conlleva a perdida
de masa y en vez calor debe ser agregado a los núcleos de
los elementos para que haya fusión

50. Estabilidadrelativadel núcleoo porquéloselementosligerosse fusionan1
Gill, 2015, Capítulo 11
Estabilidad del núcleo
Masa Atómica- En este gráfico la energía “potencial”
por nucleón expresada como un
número negativo (cada núcleo
representa un estado más estable que
el que representarían el mismo número
de nucleones separados)
- La forma de este gráfico, refleja la
interacción entre la fuerza fuerte y la
repulsión electrostática de los protones.
-Hasta la región Fe + Ni (A= 56 y 58
respectivamente) la curva decrece
rápidamente =Fuerza fuerte predomina
sobre la fuerza electrostática
-Después de 56 la repulsión protón-
protón levemente sopesa y supera la
fuerza fuerte

51. Estabilidadrelativadel núcleoo porquéloselementosligerosse fusionan2
Estabilidad del núcleo
Masa Atómica- Los núcleos en la parte izquierda
(rectángulo rojo) pueden por tanto
aumentar su estabilidad (disminuye la
energía) fusionándose con otros
núcleos ligeros para formar elementos
más pesados
- La fusión de estos núcleos ligeros
libera energía (reacción exotérmica).
Energía termonuclear de las estrellas.
-En la parte derecha del diagrama por
otro lado la fusión no es posible.
- Los elementos en esta parte del
gráfico estabilizan sus núcleos por
ejemplo por decaimiento radiactivo y
emisión de partículas Alpha, lo cual
“libera” masa a despensas de mayor
estabilidad del núcleo Gill, 2015, Capítulo 11

52. Análisis: Sugiera una explicación a por qué los
elementos más pesados son menos abundantes
(punto número 2 en diapositiva 24)?

53. La acumulaciónde pequeñoa grandeocurreenmuchospasos
Para producirun átomode carbonose requierensolo dos
pasos; para producirun átomode hierrose requierenunos
pocospasos más; para producirun átomode bismutose
requierenmuchosmáspasos
Es debidoa estaacumulacióngradual que loselementos
"ligeros" se producenenmayor abundanciaque loselementos
"pesados” (punto 2 enla diapositive 24)

54. Pregunta: Por qué el Fe rompe la tendencia y es
más abundante que otros elementos más ligeros
(punto 5 diapositiva 24)?

55. LA ALTA ABUNDANCIA RELATIVA DE HIERRO ES
CONSISTENTE CON EL HECHO DE QUE ES EL
PRODUCTO FINAL DE LOS FUEGOS NUCLEARES EN
LOS CENTROS DE LAS ESTRELLAS (punto 5
diapositiva 24)

56. Pregunta: ahora tenemos dos problemas
interesantes:
- Hay otros elementos más pesados que 56Fe, como
se forman estos elementos?
-La producción de elementos en los interiores de las
estrellas no son de mucho uso para hacer planetas
(están atrapados), cuál mecanismo permite que
estos elementos se distribuyan en el universo?

57. Explosiones de supernovas TIPO 2

58. UNA VEZ 56Fe SE FORMA EN EL NÚCLEO DE LAS
ESTRELLAS, NO HAY MANERA DE PRODUCIR CALOR
A TRAVÉS DE LA FUSIÓN NUCLEAR PERDIDA DE
MASA Y GENERACIÓN DE CALOR
EL COLAPSO CATASTRÓFICO ES
INMINENTE

59. El colapso gravitacional hace que los núcleos de hierro se
acerquen tanto que sus capas nucleares comienzan a
interactuar
La resistencia a una mayor compresión genera una onda de
choque que empuja su exterior hacia afuera

60. Las explosiones de las supernovas tienen dos
consecuencias principales:
1.Gran parte del material que hace parte del interior de
la estrella vence la barrera gravitacional impuesto por
la misma y los fragmentos de la estrella son
esparcidos en los alrededores galácticos
2. SON LAS REACCIONES NUCLEARES QUE OCURREN
DURANTE ESTAS EXPLOSIONES LAS QUE CREAN
ELEMENTOS MÁS PESADOS QUE EL 56Fe
Explosiones de supernovas 2

61. LAS REACCIONES QUE PRODUCEN ELEMENTOS
DURANTE LAS EXPLOSIONES DE LAS SUPERNOVA
OCURREN A “TEMPERATURA AMBIENTE” (BAJAS
TEMPERATURAS). ESTAS REACCIONES INVOLUCRAN
LA CAPTURA DE NEUTRONES
Explosiones de supernovas 3

62. Durante la explosión que marca la muerte de una
estrella masiva, un gran número de reacciones
nucleares producen y liberan neutrones

63. Si el neutrón encuentra un núcleo dentro de la estrella que explotó, no sufrirá
decaimiento espontaneo a un protón más un electrón.
56Fe + neutrones
En las fases tempranas que
proceden la explosión tipo 2 de las
supernovas los neutrones van a
ser cono balas en un tablero de tiro
Explosiones de supernovas 4

64. Como consecuencia un núcleo de Fe se vuelve más y más pesado
hasta que finalmente no puede absorber más neutrones
Este proceso culmina cuando uno de los extra neutrones adherido al
núcleo decae por la emisión de un electrón, se convierte en un
protón e incrementa en 1 su número atómico, mientras que mantiene
el mismo números de nucleones. Este proceso lleva a la creación de
un núcleo de Co

El Co se vuelve el objetivo de los neutrones, hasta saturarse. Luego emite un
electrón y voila tenemos Ni. La secuencia se repite una y otra vez. Este es el
camino que lleva a la formación de elementos desde Fe hasta U
Explosiones de supernovas 5
Co + neutrones

65. “r-process” (rapid process)-Capturarápidade neutrones
-Rápidacapturade neutrones(hasta
cuandolosnúcleosno puedenaceptar
más)
-Decaimientoporemisiónde partículas
!
-Nueva saturaciónde neutrones
-Abruptofin de bombardeoneutrónico
-Fin del proceso-r, emisiónde
partículas!unadespuésde otrahasta
estabilizarse
(Langmuir & Broecker, 2012)

66. -Lentacapturade neutrons
-Saturaciónde neutrons hasta
formarun isótoporadiactivo
-Decaimientoradiactivoa
travésdel decaimientobeta
convierteneutronesa protones
-Capturade electrones
convierteprotonesa neutrones
“s-process” (slow process)-Capturalentade neutrones
(Langmuir & Broecker, 2012)

67. Pares versus inpares (item 4 diapositiva 24)
Gill, 2015, Capítulo 11
Esta estabilidad se manifiesta en la forma de orbitales más compactos y un núcleo
más pequeño, lo cual reduce el área de sección transversal, reduciendo así la
probabilidad de adicional nucleosintesís -captura neutrónica o fusión-
Los protones y neutrones residen en
orbitales dentro del núcleo, similar a
electrones pero en el núcleo
De acuerdo a la mecánica de ondas
nuclear, los orbitales que contienen
un número par de neutrones y protones son
más estables que los que tienen solo la mitad
llena

68. Al disminuir las tasas de nucleosintesís que consumirían un
nucleido par, la abundancia de los nucleidos pares tiende al
aumento
Gill, 2015, Capítulo 11
Pares versus inpares (item 4 diapositiva 24)

69. El “pico” de Fe en la abundancia relativa de elementos en el universo (item 5 diapositiva 24)
El pico de Fe en la figura sugiere que las reacciones que involucran una captura de
neutrones consumen núcleos del grupo del Fe más lentamente que las reacciones
de fusión que produjeron estos núcleos
Gill, 2015, Capítulo 11

70. Gill, 2015, Capítulo 11
Producción de elementos en el Universo: Síntesis

71. Presentación 1: Origen de los elementos
en el universo y la Tierra: Nucleosíntesis
•Preguntas que abordamos en esta presentación:
1.Cómo se formaron los elementos químicos?
2.Siempre han existido los elementos químicos en sus concentraciones actuales o ha
habido un incremento en sus concentraciones a través del tiempo?
3.Podemos identificar los procesos a través de los cuales los elementos químicos se
formaron?
•Preguntas que abordaremos en la siguiente presentación (lunes 8 de septiembre 2025):
1.Cómo la Tierra adquirió su composición y estructura actual?