Cosmoquímica La cosmoquímica cosmoquímica concierne concierne al origen y desarrollo de los elementos químicos y sus isótopos isótopos en en el Universo Universo.. Se relaciona con la Astrofísica la Astrofísica,, en particular con la física de las estrellas estrellas y y las supernovas supernovas.. Analiza el origen y desarrollo de los elementos y sus isótopos isótopos en en el Sistema Solar y, y, por tanto, es una disciplina importante dentro de la planetología planetología,, ya que sus investigaciones intentan explicar el origen y desarrollo del mismo. Para ello examina la composición de los meteoritos meteoritos,,micrometeoritos micrometeoritos,, cometas cometas,, asteroides asteroides y y polvo interestelar . eidegger considera!a que la cosmoquimica es una manifestación ser"a#i, y por lo tatno determina la idea en tanto"idea en si de la forma gradual.
La evolución de la composición química de los objetos en el Un iverso es una historia de miles de millones de años que comenzó pocos minutos después de la Gran Explosión. El comprender por qué los objetos celestes tienen las abundancias químicas que observamos es un proceso mu complejo que requiere conocer qué elementos se !eneraron en el momento de la creación del Universo" cómo se #orman en las estrellas" cu$ntas se han producido" producido" cómo evolucionan" cu$les son los elementos químicos que sintetizan las estrellas" la importancia de los %ujos de !as un sin#ín de otros procesos de distinta importancia. &omo vemos" una labor tit$nica que solo desde hace mu poco tiempo hemos podido comenzar a abordar. abordar. Los avances realizados enn el estudio de la composición evolución química del Universo en la 'ltima década del si!lo (( han sido realmente espectaculares. espectaculares. )or una parte debidos a la dis ponibilidad de telescopios terrestres de !ran abertura de telescopios espaciales en órbita *trabajando tanto en el óptico como en otros ran!os del espectro electroma!nético+ electroma!nético+ " por otra" a los avances en la teoría los métodos de modelización numérica en numerosos campos de la astro#ísica" como evolución estelar" atmós#eras estelares" #ísica de plasmas ionizados" así como en #ísica atómica molecular. ,e!'n predicen los modelos cosmoló!icos m$s aceptados" la maor parte de los elementos li!eros se produjeron produjeron en los primeros minutos posteriores a la Gran Explosión" especialmente el deuterio el helio. La comparación entre las abundancias de los elementos li!eros observadas predichas constitue uno de los -test cl$sicos #undamentales de los modelos cosmoló!icos. Los datos recientes sobre abundancia de deuterio en nubes a alto corrimiento al rojo podrían si!ni/car la restricción observacional m$s estricta para la estimación de la densidad bariónica del Universo" pero los resultados son todavía mu controvertidos. )or otra parte" el valor preciso de la cantidad de helio de ori!en cosmoló!ico en el Universo ha sido determinado por multitud de !rupos de investi!ación aunque no existe un consenso !eneral debido" mu posiblemente" a la metodolo!ía di#erente en el c$lculo de abundancias empleado por cada !rupo. Las abundancias observadas de litio" berilio boro nos proporcionan in#ormación sobre la nucleosíntesis cosmoló!ica por la #ra!mentación parcial de n'cleos atómicos por raos cósmicos que tiene lu!ar en las soledades del medio interestelar. interestelar.
La nucleosíntesis es el proceso de creación de nuevos n$cleos atómicos a partir de los nucleones preexistentes %protones y neutrones& para llegar a generar el resto de los elementos de la ta!la periódica. Los nucleones primigenios preexistentes se formaron a partir del plasma de quar's" gluones del (ig (ang cuando se enfrió por de!a)o de los diez millones de grados, este proceso se puede llamar nucleog*nesis, la generación de nucleones en el Universo. La consecuente nucleosíntesis de los elementos %incluyendo, por e)emplo, todo el car!ono y todo el oxígeno& ocurre principalmente en el interior de las estrellas por fusión o fisión nuclear .
Procesos +editar ay varios procesos astrofísicos que se piensa que son los responsa!les de la nucleosíntesis en el Universo. La mayoría de *stos ocurren en la materia caliente dentro de las estrellas. Los sucesivos procesos de fusión nuclear que ocurren dentro de las estrellas son conocidos como la -quema- de #idrógeno %vía la cadena protón"protón& o el ciclo /0, a lafusión del #elio, a la com!ustión del car!ono, a la com!ustión del neón, com!ustión del oxígeno y a la com!ustión del silicio. 1stos procesos pueden crear elementos como el #ierro o el níquel en la región en que los isótopos tienen la energía de enlace por
nucleón m2s alta. Los elementos m2s pesados se pueden ensam!lar dentro de las estrellas por el proceso de captura de neutrones conocido como el proceso s o en un entorno explosivo, como el de las supernovas mediante varios procesos. Algunos de los m2s importantes son el proceso r que provoca las capturas r2pidas de neutrones, elproceso rp que provoca las capturas r2pidas de protones y el proceso p %algunas veces conocido como proceso gamma & que provoca la fotodisgregación de los n$cleos existentes.
Nucleosíntesis del Big Bang +editar Artículo principal: /ucleosíntesis primordial
La nucleosíntesis del Big Bang ocurrió en los primeros tres minutos del Universo y es responsa!le de las relaciones de a!undancia del "3 %protio&, "4 %deuterio&, e"5 y e"6, en el Universo +3. Aunque el e"6 contin$a siendo producido por otros mecanismos %como la fusión estelar y la descomposición alfa& y ciertas cantidades de "3 se siguen produciendo por escamado y ciertos tipos de descomposición radiactiva %emisión de protones y neutrones&. 7ran parte de la masa de estos isótopos en el Universo y todas las cantidades insignificantes de e"5 y deuterio producidas por procesos raros %como la descomposición de racimos&, se piensa que fueron producidas en el (ig (ang. Los n$cleos de estos elementos, )unto con algunos de Li"8 se cree que se formaron cuando el Universo tenía entre 399 y 599 segundos, despu*s de que el plasma quar'"gluón primigenio se congelara para formar protones y neutrones. :e!ido al periodo tan corto en que ocurrió la nucleosíntesis del (ig (ang antes de ser parada por la expansión y el enfriamiento, no se pudo formar ning$n elemento m2s pesado que el litio. Los elementos formados durante este periodo esta!an en estado de plasma y no se pudieron enfriar al estado de 2tomos neutros #asta muc#o despu*s.
Nucleosíntesis estelar +editar Artículo principal: /ucleosíntesis estelar
La nucleosíntesis estelar ocurre en las estrellas durante el proceso de evolución estelar . 1s responsa!le de la generación de la mayor parte de los elementos ligeros y medianos y de una minoría de los elementos pesados por procesos de fusión nuclear a partir del y del e. :e particular importancia es el car!ono, porque su formación a partir del e es un cuello de !otella en el proceso completo. 1l car!ono es tam!i*n el elemento principal utilizado en la producción de neutrones li!res en las estrellas, dando pie al proceso s que provoca la a!sorción lenta de neutrones para producir elementos m2s pesados que el #ierro y el níquel %;e"<8 y /i"=4&. 1l car!ono y otros elementos formados por este proceso son tam!i*n fundamentales para la vida. Los productos de la nucleosíntesis estelar se distri!uyen generalmente en el Universo como ne!ulosas planetarias o a trav*s del viento solar . La primera prue!a directa de que la nucleosíntesis ocurre en las estrellas fue la detección de tecnecio en la atmósfera de una gigante ro)a a principios de los a>os 3?<9.4 omo el tecnecio es radiactivo, con una vida media muc#o menor que la edad de las estrellas, su a!undancia tiene que refle)ar su creación en esa estrella durante su tiempo de vida. @enos dram2tica pero igualmente convincente es la gran so!rea!undancia de ciertos elementos esta!les específicos en una atmósfera estelar. Un caso #istóricamente importante fue la o!servación de a!undancia de !ario entre 49"<9 veces mayor en la estrella durante su fase principal, que en las protoestrellas aun no desarrolladas, y que es la prue!a de la existencia del proceso s dentro de esa estrella. @uc#as prue!as modernas aparecen en la composición del isótopo o en el polvo de estrellas, granos sólidos condensados de los gases de estrellas individuales que #an sido extraídos de meteoritos. 1l polvo de estrellas es un componente del polvo interestelar . Las composiciones isotópicas medidas demuestran muc#os aspectos de la nucleosíntesis dentro de las estrellas desde que las motas de polvo estelar se condensan. 5
Nucleosíntesis explosiva +editar ncluye la nucleosíntesis de supernovas y produce los elementos m2s pesados que el #ierro mediante una intensa r2faga de reacciones nucleares que típicamente duraron apenas unos segundos durante la explosión del corazón de la supernova. 1n entornos explosivos de supernovas, los elementos entre el silicio y el níquel se sintetizan por fusión r2pida. Bam!i*n dentro las supernovas pueden ocurrir procesos de nucleosíntesis, como el proceso r , en el que se producen muc#os isótopos ricos en neutrones de elementos m2s pesados que el níquel por a!sorción r2pida de neutrones li!res lanzados durante las explosiones. 1s responsa!le de nuestra co#orte natural de elementos radiactivos, como el uranio y el torio, como muc#os de los isótopos ricos en neutrones de cada elemento pesado. 1l proceso rp implica la a!sorción r2pida de protones li!res, así como neutrones, pero el papel que )uega es menos seguro. La /ucleosíntesis explosiva ocurre demasiado r2pido como para que la descomposición radiactiva incremente el n$mero de neutrones, de tal manera que un gran n$mero de isótopos tienen el mismo n$mero de protones y neutrones al ser sintetizados. omo el Bi"66, r"6C, ;e"<4 y /i"<=, todos ellos se descomponen despu*s de la explosión para crear iso!aras a!undantes esta!les en cada peso atómico. @uc#as descomposiciones est2n acompa>adas por la emisión de líneas de rayos gamma que permiten identificar el isótopo que aca!a de ser creado en la explosión. La prue!a m2s convincente de la nucleosíntesis explosiva en supernovas ocurrió en 3?C8 cuando se detectaron las líneas de rayos gamma emergiendo de la supernova 3?C8A. Las líneas de rayos gamma identifican el o"<= y el o"<8, cuya vida media radiactiva limita su edad en torno a un a>o, pro!ando que el ;e"<= y el ;e"<8 se crearon a partir de padres radiactivos. 1ste afecto de astronomía nuclear se predi)o en 3?=?6 como un camino para confirmar la nucleosíntesis explosiva de los elementos y que las predicciones )uegan un papel importante en los planes para el *xito del 0!servatorio de Dayos 7amma ompton de la /ASA. 0tras prue!as de la nucleosíntesis explosiva se encuentran en los granos de polvo estelar que
condensados en el interior de las supernovas se expandieron y enfriaron. 1n particular, el Bi"66 radiactivo fue medido para ser muy a!undante dentro de los granos del polvo de estrellas de las supernovas en el momento que se condensaron durante la expansión de las supernovas,
Espalación de rayos cósmicos +editar La espalación de rayos cósmicos produce algunos de los elementos m2s ligeros presentes en el Universo %aunque no una cantidad significativa de deuterio&. Se cree que la espalación es responsa!le de la generación de todo o casi todo el e"5 y los elementos litio, !erilio y !oro. 1ste proceso resulta del impacto de los rayos cósmicos contra la materia interestelar , el cual fragmenta los n$cleos de car!ono, nitrógeno y oxígeno presentes en los rayos cósmicos. ay que notar que el (e y el ( no se producen de manera significativa en los procesos de fusión estelar, porque la inesta!ilidad de cualquier (e"C, formado de dos n$cleos de e"6, previene la reacción simple de dos partículas construida de estos elementos.
Pruebas empíricas+editar Las teorías de la nucleosíntesis son pro!adas calculando la a!undancia relativa de los isótopos y compar2ndola con los resultados o!servados. La a!undancia relativa de isótopos se calcula típicamente calculando las tasas de transición entre isótopos en una red. A menudo estos c2lculos se pueden simplificar con unas cuantas reacciones clave que controlan la tasa de otras relaciones.
Los elementos del sistema solar
Somos polvo de estrellas... Los elementos químicos generados en la transformación estelar, son los mismos que encontramos en todo el universo y en nuestros cuerpos. Los elementos más abundantes en el universo son:
idrógeno !",#
%$
elio &,&"%
'(ígeno #,#&%
Carbono #,#)%
*eón #,#"%
+agnesio #,##
%$
Silicio #,##)%
ierro #,##)%
n los astros del sistema solar, los elementos más encontrados son los siguientes. ,ol
-iámetro: ".) millones de /ilómetros. Composición: L Sol contiene cerca de !!.&% de la masa de todo el sistema solar. stá compuesto en un 0)% de 1idrógeno y en un 2&% de 1elio. 3ambi4n contiene otros elementos, en cantidades muy peque5as y en proporciones muy parecidas a como se observan en la 3ierra.
)lanetas terrestres
Mercurio -istancia del Sol: & millones de /m 6#,)! 7.8.9 -iámetro: $.&&# /m Composición: % a 0#% 1ierro. s el planeta con más 1ierro del sistema solar. Venus -istancia del Sol: "#& millones de /m 6#,02 7.8.9 -iámetro: "2."#2 /m Composición: 3iene una atmósfera muy rica, compuesta en un !% de dió(ido de carbono y en un $% de nitrógeno. Sus nubes están compuestas de ácido sulf;rico, compuestos de a
-istancia del Sol: 22& millones de /m 6",2 7.8.9 -iámetro: .0!$ /m. Composición: 8tmósfera e(tremadamente delgada compuesta en un !% de carbono, )% de nitrógeno y un 2% de me
Compuestos primordialmente por gases y líquidos. Profundamente, en su caliente interior, deben tner un centro sólido. Júpiter -istancia del Sol: 00& millones de /m 6,2 7.8.9 -iámetro: "$2.0## /m Composición: >;piter es un planeta ?gaseoso@. La atmósfera alta contiene &2% de 1idrógeno, "0% 1elio, un "% de una me
y rocas cubiertas de 1ielo, en constante movimiento alrededor del planeta. Urano -istancia del Sol: 2.&! millones de /m. 6"! 7,89 -iámetro: #.&## /m Composición: 7rano es otro planeta ?gaseoso@. Su atmósfera está compuesta en un &)% por 1idrógeno, un "% de 1elio y casi un 2% de metano 6lo cual le da el color verdoso en la atmósfera al absorber el ro=o9. Se cree que su interior es líquido compuesto de agua líquida y amonia 6amoniaco9. Neptuno -istancia del Sol: $.$& millones de /m 6)# 7.8.9 -iámetro: $&.## /m Composición: *eptuno es otro de planeta ?gaseoso@. Como 7rano, cuenta con una espesa y pesada atmósfera, que se cree se divide en capas. l tercio e(terior es una me
sta permanece congelada la mayoría del tiempo, e(cepto cuando se encuentra más cerca del Sol. Plutón tiene una órbita muy elíptica que lo lleva por un tiempo a estar más cerca del Sol que *eptuno. 3ambi4n se encuentran diminutas cantidades de los siguientes elementos químicos: aluminio, niobio, cobre, antimonio, plomo, admio, esta5o, manganeso, vanadio, bario, ars4nico, titanio, boro, niquel, cromo, cobalto, molibdeno, plata, oro, uranio, cesio y radio.
