Origen de los Elementos Químicos

Introducción

• Curso: Cadmium - Apoyo docente con material interactivo.
• Tema: Origen de los elementos químicos en la historia del universo.

Origen del Universo

• Época de Planck
  • Tiempo cero: hace aproximadamente 13,500 millones de años.
  • Estado inicial: un punto de inmensa densidad y temperatura.
  • Dimensiones: diámetro de 10^-35 metros y temperatura superior a 10^32 Kelvin.

Gran Expansión (Big Bang)

• Expansión
  • A 10^-36 segundos: el universo se expande 100 millones de veces.
  • Aumento de tamaño hasta 10^26 veces.
  • Temperatura disminuye a 10^28 Kelvin, luego a 10^22 Kelvin.
• Partículas subatómicas
  • A primeros segundos: aparecen neutrones, protones, electrones, neutrinos y fotones.
  • Partículas en equilibrio, reacciones de decaimiento y formación entre ellas.

Nucleosíntesis Primigenia

• 10 primeros segundos
  • Temperatura desciende a 10^9 Kelvin.
  • Formación de núcleos de deuterio.
  • Fusión:
    • Deuterio forma tritio y helio-3 o helio-4.
    • Reacciones nucleares permiten generar núcleos más pesados (berilio, litio).
• Composición del universo
  • 99% hidrógeno y helio, trazas de litio-7, deuterio y tritio.
  • Nota: Plasmas con electrones y fotones, no átomos neutros.

Radiación de Cuerpo Negro

• Materia caliente emite radiación electromagnética.
• El plasma del universo emite radiación de cuerpo negro, pero es opaco por la interacción entre fotones y electrones.
• Desacoplamiento
  • A los 400,000 años: temperatura desciende por debajo de 10,000 Kelvin, permitiendo la formación de átomos neutros.

Formación de Estrellas y Galaxias

• Nubes de hidrógeno y helio se contraen por gravedad, formando estrellas.
• Temperatura aumenta a 10^7 Kelvin, permitiendo reacciones de fusión.
• Fusión nuclear en estrellas
  • Formación de helio-4 a partir de hidrógeno y deuterio, reacciones en cadena.
  • Ciclo de expansión y contracción de la estrella.

Evolución de Estrellas

• Cuando se agota el hidrógeno:
  • Formación de una gigante roja.
  • Núcleos más pesados: captura de helio-4 produce carbono y oxígeno.
• Dos posibles resultados al final de la vida de una estrella:
  • Estrellas de baja masa: enanas blancas.
  • Estrellas de alta masa: supernovas.

Supernova y formación de elementos

• Implosión de una estrella masiva genera una supernova.
• Captura rápida de neutrones
  • Formación de elementos pesados entre hierro-56 y uranio.
• Resultados posibles post-supernova:
  • Estrellas de neutrones o agujeros negros según la masa.

Formación de Litio, Berilio y Boro

• Litio-7 formado en nucleosíntesis, pero su abundancia no se explica completamente.
• Rayos cósmicos
  • Partículas cargadas que colisionan con núcleos y forman núcleos más ligeros (litio-6, boro-10).

Resumen de Mecanismos de Formación de Núcleos

1. Hidrógeno y helio: segundos después del Big Bang.
2. Carbono y oxígeno: durante la muerte de estrellas de baja masa.
3. Elementos entre carbono y hierro-56: muerte de estrellas masivas.
4. Elementos entre hierro-56 y uranio: supernova.
5. Litio, berilio y boro: formación por rayos cósmicos en el medio interestelar.

Conclusión

• Reflexión sobre las preguntas de repaso al final del video.