Presentaci

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El origen del universo aceptado científicamente
hoy en día se conoce como el "Big Bang" . Hace
unos 15000 millones de años se produjo una gran
explosión a partir de un "incomprensible" punto
donde estaba compactada la materia y la energía.
A partir de ese momento el universo comienza a
expandirse.
A los 300.000 años de la explosión, el universo
es una gran nube de helio e hidrogeno muy densa
donde empiezan a formarse irregularidades. Luego
a los 1000 millones de años  se crean las
primeras  galaxias a partir de las
irregularidades en la nube primordial. En ellas
comienzan a formarse las estrellas, donde se
producen los elementos mas pesados. En aquel
tiempo el universo se expandía a la velocidad de
la luz. A los 3500 millones de años la velocidad
de expansión comienza a frenarse progresivamente
por acción de las fuerzas gravitacionales.
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Datos generales El universo
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El universo está en expansióna) Big Bang (gran
explosión) hace 20 Mil Millones atrás b)
Desplazamiento de luz hacia al rojo (Efecto
Doppler) Las líneas espectrales de algunas
estrellas llegan a la tierra con una frecuencia
mas hacia al rojo como normal.
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Composición del universo De un millón átomos
son
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Rango de elementos químicos no inertes
El sistema solar y los planetas
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Evolución estelar
El origen y evolución tanto de un sistema
planetario (como el nuestro), como de las
galaxias y el universo, están íntimamente
relacionados con la abundancia cósmica de los
elementos y nuestra habilidad de entender los
procesos que dan origen a dicha abundancia.
  Hoy en día, la materia se recicla
continuamente desde el medio interestelar a
través de las estrellas y regreso al medio
interestelar. Sin embargo, la materia que regresa
al medio interestelar está enriquecida en
elementos mas pesados que H y He, debido a los
procesos de síntesis elemental que ocurre en el
núcleo de las estrellas.
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Una vez que la estrella de primera generación se
desintegra o explota, enriquece el medio
interestalar con elementos mas pesados que H y
He. Si una nébula ya reciclada entra en un
sistema globular para formar una de nuevo una
estrella, ahora de segunda generación, el gas
interestelar contiene núclidos pesados y la
combustión ocurre con mayor probabilidad mediante
el proceso denominado ciclo Carbono - Nitrógeno -
Oxígeno (CON), en el cual los núclidos de H se
fisionan con Carbono para producir nitrógeno y
luego Oxígeno. Esta forma de combustión de H,
requiere de condiciones menos extremas que la
cadena protón-protón de las estrellas de primera
generación.
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En su estadío final una estrella, dependiendo de
su masa, puede tener la siguiente evolución
 
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Nucleosíntesis Origen de los elementos en el
cosmos El origen de los elementos químicos está
relacionado con la evolución de las estrellas, al
ser los elementos sintetizados en reacciones
nucleares dentro de ellas. Desde las estrellas
deriva energía que se irradia al espacio. 2H y
4He fueron sintetizados durante la expansión
inicial del Universo. La Teoría de la
nucleosíntesis fue publicada en 1957 por
Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle (B2 FH, 1957).
Para esta teoría es necesario conocer cómo es la
distribución y abundancia de elementos.
Distribución y abundancia de elementos
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Espectros de emisión del hierro y de absorción en
el exterior gaseoso del Sol. En esta comparación
se puede ver claramente que muchas líneas
obscuras del espectro del Sol coinciden con
líneas brillantes del espectro de emisión del
hierro en el Sol. Gracias a estos estudios se han
determinado los elementos que existen en la
Tierra, en el Sol y en otras estrellas, para
consignar sus abundancias en tablas como la
siguiente
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TIPOS DE PARTÍCULAS
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Modelo de Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle, 1957
Cadenas protón-protón
Ciclo C N O
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Procesos triple alfa
En las gigantes rojas, He se quema por 10 106años
o menos al incrementar la Temperatura
En el estadio final de la evolución de una
gigante roja ocurren otras reacciones. 1)
Reacciones de captura neutrónica para generar
Zgt26 (Fe). El núcleo incorpora un neutrón,
generando un isótopo más pesado del mismo
elemento.
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2) Otro proceso es el R-PROCESS o flujo rápido,
ocurriendo cuando la gigante roja explota como el
caso de una supernova
3) Y por último la adición de protones o
P-PROCESS que ocurre al final de una gigante
roja.
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• El estudio del origen del sistema solar se
  discute en dos partes
• Formación de la Estrella Central del sistema.
• Formación del Disco Planetario.

Nuestro Sistema Solar se formo hace unos 4580
millones de años cuando una gran nube de gases
interestelares y de polvo formada por hidrogeno
(90), helio (10) y otros elementos mas pesados
(2) iniciaron procesos de contracción,
torbellinos de gases convergieron a grandes
velocidades. Allí la densidad y la temperatura
aumentaría para formar el Sol rodeado por un
disco con forma de espiral compuesto de  gas y de
polvo que giraba en torno a él. En las regiones
cercanas al Sol, donde el calor es mayor, los
elementos más volátiles fueron aventados por los
vientos estelares del Sol quedando solo  material
pesado suficiente para formar los planetas
interiores en base a metales y silicatos. Luego
mas lejos hubo abundante material para la
formación de planetas gigantes de gas y helio que
crecieron rápidamente a partir de núcleos de
rocas de unas 15 tierras de masa.
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FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
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Sol Planetas Interiores Planetas
Exteriores Mercurio Venus Tierra Luna Marte Júpite
r Saturno Urano Neptuno Plutón
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Planetas Exteriores
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• METEORITOS Desde polvo no detectable hasta
  cuerpos con Km. de diámetro ( 30.000 a 150.000
  Ton/año).
•  
• PRINCIPALES COMPONENTES
• Fase Metálica Fe-Ni (aleación)
• Fase Sulfuro FeS (Troilita)
• Fase Lítica Silicatos y aluminosilicatos
• Piroxenos (Mg,Fe)SiO3
• Olivino (Mg, Fe)2SiO4
• Plagioclasa (CaAl2Si2O8).
• Fase Vítrea vidrio
•  Tipos de Meteoritos según su Composición (pulse
  para ver imagen)
• SIDERITOS Fe-Ni (Aleación Fe 90, Ni 8),
  Accesorios Troilita, grafito, Cromita
• SIDEROLITOS (Litosideritos) (50 metal - 50
  Silicatos)
• AEROLITOS (Pétreos)
• TECTITAS Vidrios ricos en sílice.

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METEORITOS PETREOS Suponen el 95 de los
meteoritos
CONDRITAS ORDINARIAS (OC) CONDRITAS CARBONACEAS
(C) ACONDRITAS
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Los AEROLITOS o meteoritos Pétreos se dividen
en a) CONDRITOS Poseen cóndrulos (esferas de
1 mm de diámetro ). No se han observado en
rocas terrestres.
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b) ACONDRITOS No poseen cóndrulos y su
textura es similar a rocas terrestres.
  
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• METEORITOS METÁLICOS
• Fundamentalmente contienen Hierro y Níquel
• Se clasifican por su estructura interna en
• HEXAEDRITAS (H) En su interior se encuentran las
  figuras de Newman
• OCTAEDRITAS (O) Tienen las figuras de
  Widmanstaten. Pueden ser gruesas, medias y finas
• ATAXITAS (D) Sin estructura visible

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METEORITO METALICO PROCEDENTE DEL CAÑON DEL
DIABLO ARIZONA, U.S.A.
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SIDEROLITOSMeteoritos con mezcla de parte
metálica y no metálica al 50 Suponen el 1 de
los meteoritos Se dividen en PALLASITAS
Hierro , Níquel Olivino MESOSIDERITOS Hierro,
Níquel Eucrita/Diogenita LODRANITAS Hierro,
Níquel Olivino, Troilita, Bronzita, feldespatos
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PALLASITA -RUSIA
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