DEL BIG BANG A LA TIERRA.
Resúmenes de los capítulos 2 y 3 de Principles and Aplications of Inorganic Chemistry. G.Faure 1991 y del capítulo 9 de Earth & Life Through Time. Steven, M. Stanley. 1983

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Contenido:

1-LOS INICIOS:
- El Big Bang.
- Evolución Estelar.
- Nucleosíntesis.
- Sumario.

2-EL SISTEMA SOLAR:
- Origen del Sistema Solar.

3-ESTUDIO DE LA COMPOSICIÓN DE LA TIERRA:
- Análisis de Meteoritos.
- Meteoritos Primitivos.
- Meteoritos Diferenciados.
- Curva de abundancia de composiciones.
- Evolución Química de la Tierra.

4-BIBLIOGRAFÍA.

 

1-LOS INICIOS:

El Big Bang:
     El universo contenía desde el principio toda la masa que contiene hoy en día. Su presión y temperatura ,a los 10^-32 segundos después del Big Bang era tan alta que la mayor parte de la materia existía en su estado más fundamental y que denominamos sopa de cuarcs ("quark soup"). Como el universo empezó a expandirse y enfriarse, los "quarks" se combinaron para formar otras partículas que al final se organizaron en núcleos de hidrógeno y helio.
     La formación de núcleos de helio empezó aproximadamente 13.8 segundos después del Big Bang cuando la temperatura del universo había decrecido a unos 3x10^9K. Este proceso continuó durante unos 30 minutos pero no fué más allá de la formación del helio porque las reacciones nucleares no pudieron superar la diferencia entre las estabilidades de los núcleos de litio, berilio y boro. Aproximadamente 700.000 años más tarde, cuando la temperatura había decrecido a los 3x10^3K los electrones se unieron a los núcleos de hidrógeno y helio.
     La expansión del universo puede apreciarse en la franja roja de la radiación emitida por las galaxias más distantes y que se conoce como la radiación cósmica de microondas, que son los restos de la enorme bola de fuego que llenó el universo durante 700.000 años cuando la temperatura de este era mayor de los 3000K. Durante ese periodo la materia consisitía en un mezcla de partículas y fotones en equilibrio térmico.
     En 1929 el astrónomo americano Edwin Hubble informó que 18 galaxias en Virgo se estaban alejando de la tierra a diferentes velocidades las cuales eran mayores en las galxias mas distantes. Calculó las velocidades de recesión de las galaxias a través del efecto Doppler observado en los incrementos de longitud de onda de los espectros caracteristicos de estas Galaxias a medida que se alejaban.

Evolución Estelar:
     La materia en el universo se puede organizar de la siguiente forma teniendo en cuenta su tamaño:
     1 Clusters o Agrupaciones de Galaxias
     2 Galaxias
     3 Estrellas, Pulsars y Agujeros Negros.
     4 Planetas.
     5 Satélites.
     6 Cometas.
     7 Asteroides.
     8 Meteoritos.
     9 Partículas de polvo.
     10 Moléculas.
     11 Átomos de H y He.

     Las estrellas son las unidades básicas de la jerarquía de los cuerpos del universo.
     El espacio entre Marte y Júpiter contiene asteroides los cuales son fragmentos de grandes cuerpos que han sido fragmentados por numerosas colisiones y por las fuerzas gravitacionales de Júpiter y Marte. Fragmentos de asteroides han impactado en la superfície de los planetas y en sus satélites donde han dejado huellas en forma de cráters.
     A una menor escala, el espacio entre estrellas contiene partículas sólidas y nubes de gas a muy baja presión (si vertiesemos un vaso de agua en el espacio esta herviría inmediatamente). Este gas es fundamentalmente constituido por hidrógeno y helio que fueron producidos durante la expansión inicial del universo. Además el medio interestelar contiene elementos de mayor numero atómico que fueron sintetizados por reacciones nucleares en el interior de estrellas que luego explotaron. El tercer componente consiste en compuestos de hidrógeno y carbono que son los precursores de la vida. Estas nubes de gas y polvo se contraerian para formar nuevas estrellas cuya evolución dependería de sus masas y de la relación H/He de la nube de gas de la cual provienen.
     El estado evolutivo de una estrella se puede determinar a través de sus luminosidad y la temperatura de su superfície. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa, y por tanto su temeperatura o color es un indicador de su volúmen. El Sol es una estrella de masa intermedia y en su superfície hay una temperatura de unos 5800K. Las estrellas menos masivas que el Sol se denominan Enanas Rojas. Una estrella cinco veces más masiva que el Sol provoca la formación de Helio a partir del Hidrógeno y a su vez una contracción del núcleo aumentando su densidad lo que provoca que la temperatura del núcleo vaya ascendiendo succesivamente. Las altas temperaturas aceleran las reacciones de fusión y provocan que las capas más externas empiezen a expandirse. Cuando se acaba el hidrógeno disponible en el núcleo la producción de energía decrece y la estrella se contrae de forma que la temperatura de esta aumenta todavía más. Como resultado esta cambia en luminosidad y la estrella pasa a formar parte de las Enanas Rojas.
     Cuando la temperatura del núcleo se aproxima a 100x10^6K se empieza formar núcleos de carbono 12 a partir de tres núcleos de helio. El Sol a pesar de ser una estrella de magnitud modesta tiene suficiente hidrógeno en su núcleo para durar aproximadamente 9x10^9 años al presente ritmo de consumo.
     El incremento de temperatura puede dar lugar a un nuevo grupo de reacciones nucleares: en estrellas de masa suficiente esta actividad culmina con una gran explosión (Supernovas) como resultado de la cual una gran parte del las capas externas son despedidas, los productos despedidos se mezclan con hidrógeno y helio en el espacio interestelar para formar nuevas nubes de gas a partir de las cuales se pueden formar nuevas estrellas.
     Cuando las estrellas llegan al final de su evolución se convierten en Enanas Blancas, pulsars (estrellas de neutrones) o agujeros negros depediendo de sus masas.
     Las estrellas que son apreciablemente más masivas que el Sol desarollan núcleos densos por las síntesis de elementos muy pesados por reacciones nucleares. Eventualmente estas estrella se hacen inestables y explotan como supernovas. En este proceso los núcleos de las estrellas más masivas colapsan para formar agujeros negros los cuales tienen radios de unos pocos quilómetros y densidades que exceden 10^16 g/cm^3, con un campo gravitatorio tan bestia que casi nada escapa de ellos.

Nucleosíntesis:
     El origen de los elementos químicos está íntimamente ligado a la evolución de las estrellas porque estos se sintetizan por reacciones nucleares de las cuales deriva la energía que las estrellas irradian al espacio. Únicamente el helio y el deuterio fueron sintetizados durante la expansión inicial del universo.
     La información sobre los elementos no volátiles viene también del análisis de meteoritos, en especial de los condritos carbonatados los cuales son las muestras más indeferenciadas del sistema solar.
     1- El hidrógeno y el helio son los elementos más abundantes en el sistema solar y la relación H/He es de 12.5.
     2-La abundancia de los 50 primeros elementos decrece exponencialmente.
     3-La abundancia de los elementos con número atómico superior de 50 es muy baja y no varia apreciablemente con el incremento de numero atómico.
     4-Los elementos con un número atómico impar són más abundantes que sus vecinos inmediatos con un con número atómico par.(Regla Oddo-Harkins)
     5-Las abundancias de litio berílio y boro son anromalamente bajas comparadas con los otros elementos de bajo número atómico.
     6-La abundancia de hierro es notablemente más alta que los de los elementos con números atomicos similares.
     7-Dos elementos, el tecnecio y el prometecio no tienen isótopos estables en el sistema solar porque estos son inestables y decaen rapidamente.
     8-Los elementos con número atómico mayor de 83(Bi) no tienen isótopos estables, no obstante podemos encontrar estos de forma natural en muy bajas cantidades debido a que son los hermanos de isótopos radiactivos de larga vida de uranio y torio.


     Todas las estrellas generan energía por la fusión de hidrogeno, proceso del cual resulta helio. Dos núcleos de hidrógeno consistentes en un protón cada uno coinciden para formar el núcleo de deuterio más un positrón y un neutrino. Los núcleos de deuterio coinciden con otro protón para formar el núcleo del helio-3 más radiación gamma y 5.493 eV de energía. Finalmente 2 helio-3 deben coincidir para forma helio-4, 2 protones y 12.859 MeV de energía. El resultado final son 4 núcleos de hidrógeno que se fusionan para formar un núcleo de helio-4, radiación gama, un neutrino y 19.794 MeV de energía.
     La presencia de carbono-12 sintetizado por las estrellas ancestrales hace mas fácil para las siguientes generaciones de estrellas la generación de energía por fusión de hidrógeno.
     La mayoría de estrellas en la Vía Lactea son de segunda generación porque nuestra galaxia es tan vieja que sólo las más pequeñas de la primera generación podrían sobrevivir en los tiempos actuales.
     Después que el hidrógeno en el núcleo se haya convertido en "cenizas" de helio, la fusión de hidrógeno termina y el núcleo se contrae bajo la influencia de la gravedad. La temperatura del núcleo aumenta hasta los 100x10^6K y las "cenizas" de helio se convierten en el fuel para el próximo conjunto de reacciones nucleares productoras de energía. La reacción crítica para el consumo del helio en la reacción es la fusión de tres partículas alfa (proceso triple-alfa) para formar núcleos de 12/6C.
     Esta es la conexión crítica en la cadena de la nucelosíntesis porque supera el salto en la estabilidad nuclear de los isótopos de litio, berilio y boro. El problema es que el núcleo de 8/4Be es muy inestable y decae rapidamente con una vida media de 10^-16 segundos. Por eso el Be debe absorver un tercer núcleo de helio muy pronto después de su formación para estabilizarse en 12/6C.
     El proceso triple alfa es la clave para la formación de todos los elementos posteriores al helio. Sin este proceso. la evolución estelar sería interrumpida y el universo estaria únicamente formado por hidrógeno y helio.
     El helio consumido sostiene las Gigantes Rojas solo por unas decenas de millones de años menos. Con el incremento de la temperatura las particulas alfa se fusionan con núcleos de 12/6C para producir núcleos de todavía mayor número atómico. No obstante las repulsiones electrostáticas entre las particulas cargadas positivamente limitan el tamaño de los átomos que se pueden formar de esta manera. El átomo más pesado producido por la adición de partículas alfa es el 56/26Ni el cual decae a 56/27Co y quel luego se estabiliza en 56/26Fe. Estas reacciones nucleares son las responsables de la abundancia de elementos del grupo del hierro.
     Durante las fases finales de la evolución de las gigantes rojas ocurren otros tipos de reacciones nucleares más, la más importante de las cuales es la captura de neutrones la cual produce una gran cantidad de elementos con un número superior a 26(Fe). Estas reacciones implican la adición de un neutrón al núcleo de un átomo para producir un isótopo con el mismo número atómico pero mayor masa.
     Este proceso de adición succesiva de neutrones se lleva a cabo en el estado evolutivo de las gigantes rojas en que el flujo de neutrones es suficientemente lento para permitir que el núcleo resultante decaiga antes de que el siguiente neutron sea añadido.
     El proceso de la nucleosíntesis está teniendo lugar actualmente en las estrellas de nuestra galaxia y en las de otras galaxias a lo largo de todo el universo. Tenemos una buena evidencia de ello gracias a los espectros de luz emitidos por las estrellas los cuales nos indican que los elementos químicos que hallamos en la Tierra aparecen también en otros lugares del universo. No obstante las proporciones de estos elemetos en otras estrellas seguramente es diferente debido a que las condiciones locales pueden afectar al desarrollo de las reacciones nucleares de diferente manera.

Sumario:
     Vivimos en un universo en expansión cuyo futuro es incierto. El universo empezó con el Big Bang hace unos 15x10^9 años atrás y ha evolucionado hacia el estado actual de acuerdo con las leyes de la física.
La estrellas son la unidad básica en la jeraquía de los cuerpos celestes. Se forman por la contracción del gas interestelar y polvo hasta que la temperatura en sus núcleos es suficente para dar lugar a la fusión de hidrógeno. Las estrellas evolucionan en una serie de pasos predecibles dependiendo de sus masas y composición inicial. Generan energía mediante reacciones nucleares a la vez que genran nuevos elementos primordiales como el hidrógeno y el helio. Al final las estrellas explotan y los restos se convierten en restos sólidos de gran densidad.
     La abundancia de elementos químicos en el sistema solar se puede explicar por las reacciones nucleares que dan la energía de las estrellas. Estas reacciones progresan de la fusión de hidrógeno y helio a la captura de neutrones y otras reacciones la mayor parte de las cuales tienen lugar durante un periodo muy corto de tiempo al final de la vida activa de una estrella.
     Los elementos que hallamos en la Tierra aparecen en todo el Universo pero las proporciones en que aparecen en esta no son las mismas debido a condiciones locales.

2-EL SISTEMA SOLAR:

Origen del sistema solar:
     El origen de los planetas del sitema solar está intimamente ligado al origen del Sol. En un inicio existía una masa difusa de gas interestelar y polvo conocida como la nebulosa solar. Esta se formó hace unos 6000 millones de años atrás como resultado de la explosiones terminales de estrellas ancestrales, las cuales añadieron los elementos que habían creado al hidrógeno
y helio iniciales originados en el Big Bang.
Tan pronto como la masa de la nebulosa solar empezó a contraerse, el orden en los elementos empezó a imponerse mediante procesos químicos y físicos que ocurren durante la formación de una estrella. Estos incluyen el desarrollo de gradientes de presión y temperatura como de incrementos de la tasa de rotación.
    El desarrollo de gradientes de presión y temperatura en la nebulosa causaron la mayor parte de la diferenciación en la nebulosa del sistema solar. Compuestos con presiones de vapor bajas perduraron a lo largo de la nebulosa y formaron particulas de polvo, mientras que los compuestos con mayores presiones de vapor sólo podian existir en las zonas externas más frias. Los cuerpos sólidos que se formaban denominados planetesimales tenian diámetros de 10m hasta 1000kms y su composición variaba según su situación respecto al núcleo del disco planetario. Los planetesimales cercanos al Protosol estaban formados por compuestos refractarios dominados por óxidos hierro y niquel, mientras que en las zonas más lejanas se encontraban silicatos de Fe y Mg, y en la zonas todavía más lejanas hielos compuestos de agua, amonio metano y otros volátiles.
     Los planetesimales en las regiones más interiores del disco planetario se fusionaron para dar lugar a los planetas terrestres como Mercurio, Venus, la Tierra y Marte y los asteroides. Las inestabilidades en las zonas más externas del disco planetario dieron lugar a los planetas Julianos que són basicamente: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y seguramente Plutón. El origen y composición de Plutón no son muy conocidos porque su lejanía los hace difíciles de observar desde la Tierra.
     El 99.87% de la masa total del sistema solar se concentra en el Sol. El resto se distribuye en los planetas, de los cuales Júpiter es , por mucho, el mayor de los nueve con el 71% de la masa planetaria. Los planetas terrestres, junto con la Luna y los asteroides sólo suman el 0.0006% de la masa del sistema solar, y unicamente el 0.44% de la massa planetaria. La Tierra es el mayor de los planetas interiores con un 50.3% de la masa, seguido de Venus(40.9%), Marte (5.4%) y Mercurio (2.8%).
     Los planetas terrestres, como se ve en la figura adyacente se podrian considerar como una anomalía química. La Tierra es la única de sus vecinos que tiene un 71% de su superficie cubierta por agua líquida y en la cual se ha desarrollado vida dando lugar a la actual diversidad animal.

Origen de los planetas terrestres:
     Nuestros conocimientos sobre el sistema solar nos indican que al formarse los planetas terrestres estos estaban calientes, y que su diferenciación geoquímica interna comenzó con la acreción secuencial de palnetesimales de diferentes composiciones. Los planetesimales compuestos de hierro y óxidos se juntaron inicialmente para formar los núcleos los cuales a continuación fueron cubiertos por los planetesimales de silicatos.
     Los planetas terrestres se han estado enfriando desde el momento de su fomración. Mercurio y la Luna se han enfriado suficiente como para ser geológicamente inactivos, en el sentido de que su interior no interacciona con la superfície. En cambio Venus y la Tierra permanecen todavía activos. Marte, que dentro de los terrestres es de tamaño medio, tuvo no hace mucho geologicamente hablando, cierta actividad volcánica.

3-ESTUDIO DE LA COMPOSICIÓN DE LA TIERRA:

Análisis de meteoritos:
     Los meteoritos son la manifestación visible de los centenares de toneladas de materia del sistema solar que llegan a la tierra cada día. Los trozos más pequenos se volatilizan rapidamente por la fricción con el aire, pero un 1% de estos son suficientemente grandes para sobrevivir como meteoritos recuperables.

Meteoritos primitivos:
     Los meteoritos más comunes son los condritos, así llamados porque contienen Cóndrulos (conjunto de cristales y vidrio de forma esferoidal y de tamano milimétrico).Estos Condrulos se consideran gotas solidificadas de un fundido que indican un fase temprana en el calentamiento. Los condritos carbonatados contienen componentes orgánicos complejos y varios silicatos hidratados de estabilidad térmica limitada.
     Estos fragmentos parecen haber sufrido los procesos químicos y térmicos durante el desarrollo del sitema solar. Los condritos carbonatados se cree que pueden ser quimicamente primitivos, en concreto un grupo denominado condritos CI el cual se cree que corresponde a restos de la materia primordial del sistema solar, y por tanto a partir de estos podemos determinar la composición inicial del sistema solar, (sin tener en cuenta los volátiles).

Meteoritos diferenciados:
     Los otros meteoritos aparte de los condritos son producto de la segregación del metal de los silicatos y denominan meteoritos diferenciados. Se cree que la diferenciación es una consequencia de la incorporación de estos a pequeños cuerpos planetarios, en los cuales las altas temperaturas facilitan la separación de las fases.

Curva de abundancias de composiciones:
     El análisis del espectro solar y el análisis de los meteoritos primitivos nos permite construir un gráfico con la abundancia de elementos en todo el sistema solar.
     De esta gráfica podemos sacar las siguientes conclusiones:
     -Los elementos más abundantes son el helio y el hidrógeno. El helio aparace con 1/10 parte de la frecuencia con que lo hace el hidrógeno y en conjunto comprenden el 98% del sitema solar.
     -Acercándonos a los elementos de mayor número atómico hay un decrecimiento constante de la abundancia de estos.
     -Los elementos lítio, berílio y boro son muy escasos comparados con los otros elementos ligeros.
     -Los elementos con número atómico par son de media 10 veces más abundantes que los de número atómico impar. Esto hace que la gráfica tenga forma como de sierra.
     -La tendencia general a decrecer en abundancia con el incremento del número atómico se ve interrumpida por un pico alrededor de Z=26 que comprende los elementos vecinos del hierro.
     Todas estas conclusiones nos sirven como pistas para saber como se han formado los elementos.

Evolución química de la Tierra:

El núcleo:
     Si la tierra fué formada por la acrección de planetesimales, su estado inicial debió ser caótico con metal dispersado a lo largo de todo su volúmen, quizas no uniformemente ,en dominios proporcionales al tamaño del núcleo de los planetesimales que se añadieron. Quizás el aumento de la temperatura en la Tierra debido al incremento de la gravedad aceleró el proceso de separación de las fases metálicas para formar el presente núcleo central.
     Las propiedades físicas del núcleo son consitentes con una composición similar a la de Fe-Ni que hallamos en los meteoritos metálicos, más la presencia de elementos traza siderófilos. Los estudios de propagación de las ondas sísmicas compresivas a lo largo del núcleo nos muestran una densidad menor de la que es de esperar del Fe-Ni en esas condiciones P Tº por lo que supponemos la presencia de otros elementos (un 10%) de menor densidad.

El manto:
     Los silicatos situados alrededor del núcleo ,que comprenden un 70% de la masa de la tierra, estan diferenciados en la corteza y el manto, diferenciación debida a la continua actividad ignea que ha tenido lugar en en la Tierra a lo largo de la história.
     La extracción de magma del mantel de forma progresiva desplaza estos elementos del mantel a la corteza.

La corteza:
     La corteza terrestre es de dos tipos. La coreteza oceáncia es el resultado de la mezcla parcial de peridotitas del mantel con un alto contenido en Mg y baja en Si. Estas tienen un tiempo de vida corto pasando de los cinturones oceáncios (donde nacen) a las zonas de subducción(donde mueren), proceso que dura menos de 200 millones de años. Durante este tiempo interacciona con el oceano y adquiere un fina capa de sedimentos que luego pasa al mantel.
     La corteza continental sigue creciendo hoy end día por la acreción lateral de los arcos isla en los márgenes continentales y por el emplazamiento de intrusiones ígneas en su trayectoria.
     Ningún otro planeta en el sistema solar ha desarrollado una corteza granítica que de lugar a una disposición similar a la de los continentes en la tierra. Esta peculiaridad es quizás debida a la presencia de agua líquida en grandes cantidades en la superfície terrestre, ya que cuando la corteza oceánica subduce, el agua puede cambiar profundamente los productos de la fusión del mantel, favoreciendo la formación de más mezcla ricas en SiO2.

La atmósfera:
     Dede el punto de vista de una criatura viviente uno de los aspectos más importantes en la evolución de la tierra es la formación de la atmósfera y la hidrosfera. La atmósfera incial no tenía casi oxígeno y estaba formada por los gases expulsados por los procesos volcánicos y que tenian lugar al principio con tanta abundancia. Más tarde, probablemente unos organismos denominados cianobacterias (en los oceanos) por el proceso de fotosíntesis habrían generado oxígeno dando lugar a una disposición atmosférica como la actual. Los ortodoxos situan esta transición hace 2000 millones de años cuando sucedió un importante cambio en la deposición del hierro en los sedimentos. Observando materiales pertenecientes al Arcaico se observan unos bandeados de hierro los cuales se cree que pueden haber precipitado por la oxdación del hierro presente en el mar al entrar en contacto con el O2 bombeado por las cianobacterias. Más tarde la oxidación del hierro es mucho más común en diversas formas. La introducción de oxígeno en la atmosfera por parte de la vida ha modificado enormemente esta hasta dar lugar a su estado actual.

4-BIBLIOGRAFIA:

     Faure, G 1991. Principles and Applications of Inorganic Geochemistry. Cap 2, 3
     Steven, M. Stanley. 1983. Earth & Life Through Time. Cap 9

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