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
<VOLVER AL ÍNDICE
DE GEOLOGÍA>
Geo_Info. J.B.R.