01c Origen y Evolucion del Universo Estrellas PDF

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1 Origen y Evolución del Universo

Las Estrellas El Universo es todo, sin excepciones. Materia, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe forma parte del Universo. Es muy grande, pero no infinito. Si lo fuera, habría infinita materia en infinitas estrellas, y no es así. El Universo es, sobre todo, espacio vacío. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son: Elemento H, Hidrógeno He, Helio O, Oxígeno C, Carbono N, Nitrógeno Si, Silicio Mg, Magnesio Ne, Neón Fe, Hierro S, Azufre

Átomos 1.000.000 63.000 690 420 87 45 40 37 32 16

Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan. La Teoría Inflacionaria de Alan Guth, intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro fuerzas fundamentales que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece. No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo. La Teoría del Big Bang o gran explosión, supone que hace 15.000 millones de años, el Universo se originó a partir de una gran explosión del espacio. Toda la energía existente en el Universo estaba concentrada en un punto más pequeño que un átomo. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. La temperatura era muy alta y por esta razón no existía la materia como la conocemos hoy. Después de la explosión, el espacio se expande y se enfría permitiendo la formación de átomos, estrellas, galaxias, y planetas a partir de partículas elementales. Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

2 .Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución. La teoría del Big Bang se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad". El Big Bang es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica. Etapas de Evolución

Momento Suceso Instante 0: Densidad infinita, volumen cero. Big Bang Fuerzas no diferenciadas (supone que una fuerza única se dividió en las 4 10-43 seg. que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo). T=1032K

10-12 seg. 10-6 seg. 10-2 seg

Se separa la fuerza fuerte. El volumen del Universo comienza una muy rápida expansión: es el Universo inflacionario. T=1027K. Termina la época inflacionaria. Plasma ionizado de materia y radiación Sopa de partículas elementales. T=1026K. Separación de la fuerza débil del electromagnetismo. Los quarks se unen de a tres para formar protones y neutrones. T=1013K. Una sopa de materia y radiación interaccionan en equilibrio térmico. T=1011K

1 seg.

Aparecen los neutrinos. T=1010 K. Universo tamaño Sol

10-36 seg 10-32 seg.

102 seg

Protones y electrones forman los primeros átomos de hidrógeno. T= 109K. Los protones y los neutrones se unen, formando núcleos de helio. El Universo 3 10 seg ahora está compuesto de un 25% de núcleos de helio y un 75% de hidrógeno. T=108K. La temperatura ambiente del Universo es aproximadamente la del centro 1 año de una estrella. T=107K. Origen de la radiación cósmica de fondo. En lo sucesivo, la materia puede 5x105 años condensarse en galaxias y estrellas. T=105K. Aparecen las protogalaxias y se forman los cúmulos globulares. 109 años Comienza la época de los quásares. T=102K. Formación de la Vía Láctea. El Sol y los planetas se condensan a partir de una 5x109 años nube de gas y polvo en un brazo espiral de la Vía Láctea. Sistema Solar y Tierra. 1010 años Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

3 Esta gran explosión marca el instante en el cual el Universo comenzó, cuando el espacio y el tiempo vinieron en existencia y toda la materia en el cosmos comenzó a ampliarse. Asombrosamente, los teóricos han deducido la historia del Universo en fechas tan tempranas de a apenas 10-43 segundos (10 millones de trillones de trillones de un segundo) después de la gran explosión. Antes de este tiempo las fuerzas de gravedad, el electromagnetismo, y la fuerza nuclear débil y fuerte, estaban unificadas. Para instantes anteriores los físicos aun tratan de desarrollar teorías que expliquen la unificación de estas fuerzas. Durante el primer segundo o menos del Universo, los protones, los neutrones, y los bloques constituyentes de los átomos, fueron formados, cuando los fotones chocaron y convirtieron su energía en masa, y las cuatro fuerzas estaban partidas en identidades separadas. La temperatura del Universo también se refrescó durante este tiempo, de cerca de 1032 grados (de 100 millones de trillón de trillones) a 10 mil millones de grados. Aproximadamente tres minutos después de la gran explosión, cuando la temperatura bajó a un mil millones grados, los protones y los neutrones se combinaron para formar los núcleos de algunos elementos más pesados, el más notable posible es el helio. El paso principal siguiente ocurrió hasta 300.000 años después de la gran explosión, cuando el Universo se había refrescado lo suficiente a unos cómodos 3.000 grados. En esta temperatura, los electrones podían combinar con los núcleos atómicos para formar los átomos neutrales (no puros iones como antes). Sin los electrones libres dejados a los fotones de la dispersión de la luz, el Universo llegó a ser transparente a la radiación (es esta luz que vemos hoy como la radiación cósmica de fondo.) Las estrellas y las galaxias se comenzaron a formar cerca de un mil millones de años después de la gran explosión, y el Universo ha continuado desde entonces simplemente creciendo más grande y más frío, creando las condiciones conducentes a la vida. Tres razones importantes existen para creer en la teoría de la gran explosión: •

Primero, y el más obvio, el Universo se está expandiendo.

•

En segundo lugar, la teoría predice que 25 por ciento de la masa total del Universo deben ser el helio que se formó durante los primeros minutos, siendo una cantidad acorde con las observaciones.

•

Finalmente, y la mayoría del convencimiento, es la presencia de la radiación cósmica de fondo. La teoría de la gran explosión predijo este remanente de radiación, el que ahora brilla intensamente en una temperatura apenas de 3 grados sobre el cero absoluto.

La teoría del Big Bang explica la expansión del Universo, la existencia de un pasado denso y caliente, el origen de los elementos químicos primordiales y la formación de los objetos astronómicos que se observan en la esfera celeste (estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, etc.). Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

4 Esta teoría se basa en la Relatividad General de Einstein y en combinación con las predicciones de la física nuclear y la física de partículas e interacciones constituye el modelo estándar de la cosmología moderna. La cosmología del Big Bang es consistente con las observaciones que se han realizado. El Big Bang explica la evolución del universo a partir del primer segundo, pero no explica cómo se generó el universo ni qué ocurrió antes del primer segundo. Existen varias hipótesis sobre este evento, entre las cuales el modelo inflacionario es de interés ya que resuelve algunas dificultades teóricas inherentes en la teoría del Big Bang. Mientras que el Big Bang goza de un sólido soporte en observaciones, el modelo inflacionario requiere mayor evidencia observacional para ser aceptado definitivamente. La Primera Fracción de Segundo después del Big Bang Comenzamos la descripción de la historia del universo una centésima de segundo después de la gran explosión. La densidad es inimaginable, la temperatura es de 100.000 millones de grados Kelvin (1011 K).

Aun no existen átomos. La materia que aparece en los primeros segundos del universo es en forma de partículas elementales: electrones, neutrinos, fotones (luz) y algunos pocos neutrones y protones. El universo es como una sopa densa de partículas elementales que se van creando en pares partícula-antipartícula. Por ejemplo un par electrón-positrón se puede formar a partir de un fotón que tenga la energía suficiente.

Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

5 Tiempo

Temperatura

0.01 seg 100.000 millones de grados Kelvin

El origen de los neutrinos A medida que el universo se expande baja la temperatura y se reduce la Estamos a 1 segundo después del Big Bang. Entre más alta sea la temperatura más colisiones se presentan entre elementales, pero los neutrinos son partículas que interactúan muy poco y temperatura baja a 10.000 millones de grados Kelvin se comportan como libres, creando un fondo cosmológico de neutrinos.

densidad. partículas cuando la partículas

Tiempo Temperatura (grados Kelvin) 1 seg

10.000 millones

Aniquilación de antimateria El universo continúa en expansión y después de 13.8 segundos los electrones (materia) y los positrones (antimateria) se aniquilan generando una gran cantidad de energía en forma de fotones.

El universo está dominado por radiación. Lo único que queda además de neutrinos y fotones son unos pocos electrones, neutrones y protones (un protón por cada 1.000 millones de fotones). Con estas partículas más adelante se van a formar las estrellas, las galaxias, los planetas y todo lo que observamos en el universo, incluyendo los seres vivos.

Tiempo

Temperatura (grados Kelvin)

13.8 seg 3.000 millones Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

6 Nucleosíntesis Los núcleos atómicos están hechos de neutrones y protones. A los 3 minutos ya existen las condiciones para la formación de los primeros núcleos atómicos. El núcleo más sencillo que se puede formar es el de Deuterio. ¿Cómo? Por la fusión nuclear de 1 protón + 1 neutrón. Unos segundos antes no se podían formar porque la temperatura aún era muy alta y se destruirían con facilidad. En seguida se puede formar el núcleo de Helio (consiste en 2 protones + 2 neutrones). La fusión nuclear es una reacción en que dos núcleos atómicos se pueden unir para formar un núcleo más pesado. En este proceso se libera una gran cantidad de energía E = mc2

Tiempo Temperatura (grados Kelvin) 3 min

1.000 millones

Fin de la Nucleosíntesis Para que se pueda mantener la formación de núcleos atómicos se debe contar con una temperatura y densidad muy alta. Sin embargo, el universo se enfría a medida que se expande. A los 34 minutos se frena la producción de núcleos atómicos porque la temperatura no es lo suficientemente alta para lograr la fusión nuclear de elementos más pesados. El resultado final es que el universo queda con una composición química primordial así: 25% helio, 75% hidrógeno y unas pequeñas trazas de deuterio, litio y berilio.

Tiempo Temperatura (grados Kelvin) 34 min

300 millones

Formación de átomos Pasan 380.000 años, el universo sigue en expansión, la materia y la radiación interactúan fuertemente por medio de fuerzas electromagnéticas que hacen que la luz sea dispersada por los electrones. Esto quiere decir que la radiación (fotones) sufre muchas colisiones que no le permiten la libre propagación. Situados en un lado del universo en esta época no podríamos ver qué estaba sucediendo al otro lado del universo porque la radiación no se propagaba libremente. Era como estar inmerso en la neblina. Aun no existen los átomos, las altas temperaturas no permiten que los núcleos de hidrógeno y helio existentes atrapen electrones para formar átomos neutros. Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

7 Para formar átomos es necesario contar con electrones libres de baja energía que puedan ser atraídos por la fuerza electromagnética del núcleo. Al comienzo, la temperatura es muy alta y no se pueden formar átomos. En estas condiciones, si un átomo llegara a formarse inmediatamente se destruiría debido al excesivo número de colisiones energéticas entre las partículas. Un evento importante sucede a los 380.000 años de edad del universo: la temperatura baja a 3.000 grados Kelvin, suficientemente baja para permitir la formación de átomos neutros. Antes de la formación de átomos neutros la luz no podía viajar libremente de un extremo a otro del universo, por el contrario, los electrones libres formaban un medio difuso y opaco para la luz, como una nube densa. Cuando los electrones libres son absorbidos por los átomos recién formados el medio cambia repentinamente de difuso a transparente para la radiación. Se origina así un fondo cosmológico de radiación (o radiación cósmica de fondo).

Tiempo

Temperatura (grados Kelvin)

380.000 años 3.000

La radiación cósmica de fondo En las condiciones de alta temperatura y densidad que se encuentran en las primeras etapas del universo los fotones tienen mucha energía y por lo tanto se comportan como partículas. Estas partículas (fotones) sufren muchos choques haciendo que el medio sea opaco. Cuando el universo tiene una edad de 380.000 años se forman átomos neutros. En este proceso los electrones libres quedan atrapados en los átomos y como consecuencia los fotones pueden viajar libremente! La luz ahora se propaga libremente y constituye un fondo de radiación constante en el universo.

Tiempo

Temperatura (grados Kelvin)

380.000 años 3.000

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8 Formación de Estructura Una vez generada la radiación cósmica de fondo, pasan muchos millones de años muy aburridores para la historia del universo No pasa nada excepto la continuación de la expansión y el enfriamiento. Durante esta época el universo es oscuro, como una bola de gas que alcanza el equilibrio termodinámico. No hay estrellas o galaxias que emitan rayos de luz. La única forma de radiación es la radiación cósmica de fondo proveniente del Big Bang, que se enfría en forma proporcional a la expansión del espacio. Pero, resulta importante que las pequeñas fluctuaciones en la distribución de la materia se amplifican por la acción de la gravedad. Este es el principio de la formación de estrellas, galaxias y estructuras mayores. Comenzando a los 200 millones de años de edad del universo las nubes más densas colapsan por la acción de la gravedad y se convierten en las primeras estrellas. Las galaxias se forman por agregación de estrellas y nubes de gas a partir de los 700.000.000 años, y más adelante las galaxias se agrupan en sistemas mayores. El proceso de formación de estructura aun continua hoy con cúmulos galácticos y súpercúmulos que encierran una masa total equivalente a 10.000.000 de millones de soles (= 1014 masas solares). Las Primeras Estrellas La época oscura del universo termina cuando aparece la luz de las primeras estrellas a los 200 millones de años después del Big Bang. Dentro de las nubes que se forman por colapso gravitacional existen regiones con mayor concentración de masa. El colapso de estas nubes de materia primordial se produce con la ayuda de la gravedad proveniente de la materia oscura en el universo. En estas nubes superdensas la energía gravitacional se convierte en calor, sube la temperatura y la presión y comienza el proceso de fusión nuclear haciendo que las primeras estrellas brillen. La luz de las primeras estrellas alcanza a ionizar los átomos del medio interestelar. Por esta razón a esta época se le llama de re-ionización. Vuelven a aparecer electrones libres con los que se dispersa la radiación cósmica de fondo, dejando una huella característica en este fondo de radiación. Las primeras estrellas solo tienen hidrógeno y helio, pero en sus núcleos se forman elementos químicos más pesados y cuando éstas llegan al término de su vida, algunas se convierten en supernovas que explotan enriqueciendo el medio interestelar con los nuevos elementos químicos que aparecerán en estrellas formadas posteriormente.

Dentro del núcleo de las estrellas, la fusión nuclear forma elementos IMPORTANTE: más pesados que el helio. Por ejemplo se puede formar nitrógeno, carbono, hierro, etc.

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9 Origen del Sistema Solar El Sol y los planetas se formaron a partir de una nube de gas primordial (hidrógeno 75% y helio 25%) hace 4.500 millones de años. El Sol y los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, etc.) se originaron de esas nubes por la acción de la gravedad que tiende a acumular grandes cantidades de masa en centros bien definidos. Uno de estos centros resultó ser el Sol, otro Júpiter, etc. con la diferencia de que la cantidad de masa que pudo acumular el Sol fue lo suficientemente grande para alcanzar la densidad y temperatura que comienzan el proceso de fusión nuclear. Los planetas sólidos como la Tierra se formaron por la acumulación de planetesimales que a su vez se formaron por agregación de pequeños fragmentos de materia. Las Edades del Universo Lo más intrigante de la teoría de Big Bang es que nos revela que el universo no estuvo siempre en el estado que esta ahora. Desde el presente hasta unos 500.000 años después del Big Bang veremos que el aspecto general de universo es muy parecido al de hoy en día, solo cuando nos acercamos a edades cercanas al final de esta era podemos ver que escasean los elementos atómicos más pesados (Ca, Fe, C, N, etc.) debido a que estos se producen en la combustión estelar, las galaxias estarían mucho más próximas unas de otras. Este hecho se produce debido a que la temperatura en esta época es ya muy elevada (agudizada por la compresión de la materia); en este punto 500.000 años, la temperatura era lo suficiente grande y las colisiones lo suficiente violentas como para separar los electrones de sus núcleos (H, D, 3He, 4He), es decir los átomos (partículas neutras) dejarían de existir y partículas de carga opuesta libres podrán moverse independientes. Este estado de la materia se llama Plasma. Esta era que llegó después de una etapa de transición, acaba alrededor de los 3 minutos. Después del Big Bang, la temperatura era alrededor de unos 1000 millones de grados centígrados, con lo cual los núcleos y electrones colisionaban con tan alta violencia (y temperatura) que se fragmentaban en sus partículas elementales (protones, electrones, neutrones, neutrinos y radiaciones, etc.), nació la era de las partículas. A partir de 3 minutos después del Big Bang hay otra serie de transiciones. En la siguiente tabla podemos observar dichas transiciones; lo cual nos ha sido posible y nos será posible entender cuando conozcamos las formas dominantes de la materia y las fuerza que las mantienen unidas.

Apuntes de Clases. Geoquímica Endógena. Prof. Nelson Guerra

10 Edad del universo

Transición

Nombre de la era que sigue a la Transición

500.000 años

Plasma a átomos.

Átomos

3 minutos

Formación de núcleos.

1 milisegundo

Formación de partículas a partir de quarks.

10-10 segundos

Unificación de las fuerzas débil y electromagnética. Quarks

10-35 se...