El Origen De Los Elmentos
Páginas: 7 (1722 palabras)
Publicado: 15 de agosto de 2011
Somos polvo de estrellas.....
Carl Sagan
El origen estelar de los elementos
El origen de los elementos químicos en el Universo
• Para intentar comprender cómo se originaron los elementos químicos en el universo, veamos primero con qué información (experimental) contamos
¿Qué se sabe en cuanto a la abundancia de los elementos en el Universo?
• El 73.9% de la materia en elUniverso es hidrógeno y el 24% es helio • Las abundancias decrecen de manera aproximadamente exponencial al aumentar la masa atómica (A) hasta aprox. A 100 (Z 42). • Después de esto, la disminución es más gradual y hay algunas fluctuaciones locales .
• El deuterio (D), Li, Be y B son escasos en comparación de sus vecinos menos pesados y más pesados: H, He, C y N.
• Hay un pico pronunciado entre23 < Z < 28 (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni ) con un máximo en el Fe, que es como 1000 veces más abundante de lo esperado según la tendencia general.
Qué más se sabe . .
.
• Entre los núcleos más ligeros, (hasta el Sc Z = 21) aquellos con masa atómica divisible entre 4 son más abundantes que sus vecinos: 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca.
• Los átomos con A par son más abundantes que losde A impar (excepción, 8Be no existe, la especie estable es 9Be) • Los átomos más pesados son ricos en neutrones
¿Cómo se sabe esto?
• Gracias a los espectros atómicos,
• Cada átomo es capaz de emitir o absorber radiación electromagnética, aunque solamente en algunas frecuencias que son características propias de cada uno de los diferentes elementos químicos.
• Si, mediante suministrode energía calorífica, se estimula un determinado elemento en su fase gaseosa, sus átomos emiten radiación en ciertas frecuencias del visible, que constituyen su espectro de emisión. (recordar pruebas a la flama)
• Si el mismo elemento, recibe radiación electromagnética, absorbe solamente en ciertas frecuencias, precisamente las mismas en las que emite cuando se estimula mediante calor. Esteserá su espectro de absorción.
Espectros
• • • http://personales.ya.com/casanchi/fis/espectros/espectros01.htm HIDRÓGENO
• HELIO
• SODIO
• Cuando tenemos un gas a suficiente temperatura como para excitar los átomos del gas, éste presenta un espectro de emisión.
• Cuando una fuente de radiación que atraviesa un gas a una temperatura más baja, el gas absorbe parte de la radiación quele llega en unas longitudes de onda determinadas. Tendremos un espectro de absorción.
• Entonces las estrellas pueden tener espectro de emisión debido a las zonas calientes y espectro de absorción debido a las zonas frías.
Otras observaciones importantes
• El efecto Doppler • La radiación de fondo
El efecto Doppler (1842)
• Sonido, ejemplo cotidiano: • Al acercarse una sirena, elsonido es más agudo y al alejarse el sonido se va haciendo más grave (ondas de menor frecuencia, mayor longitud de onda).
Líneas de absorción en el espectro de una galaxia lejana comparadas con las del sol
Para el objeto más lejano: Aumento en la longitud de onda, disminución en la frecuencia.
sol
estrella lejana
Conclusión: El Universo se está expandiendo
Es decir: el Universo fuealguna vez mucho más pequeño . . .
Origen de la teoría del “Big Bang””
En 1912 Vesto Slipher detectó experimentalmente (basándose en el efecto Doppler) que las galaxias se están alejando
En 1924, Edwin Hubble confirmo estas observaciones (mientras descubria que la via láctea es sólo una de tantas galaxias) En 1927 Georges Lemaitre propone la expansión del universo.
Radiación de fondoEs una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo.
Se dice que es el eco que proviene la gran explosión que dio origen al universo.
Algunos valores numéricos del “Huevo Cósmico”
Los siguientes tres minutos
Fecha = hace 1.3 x 1010 años Densidad inicial = 1096 g/cm3
Temperatura inicial = 1032 K
Línea del tiempo
0 < t < 10-6...
Carl Sagan
El origen estelar de los elementos
El origen de los elementos químicos en el Universo
• Para intentar comprender cómo se originaron los elementos químicos en el universo, veamos primero con qué información (experimental) contamos
¿Qué se sabe en cuanto a la abundancia de los elementos en el Universo?
• El 73.9% de la materia en elUniverso es hidrógeno y el 24% es helio • Las abundancias decrecen de manera aproximadamente exponencial al aumentar la masa atómica (A) hasta aprox. A 100 (Z 42). • Después de esto, la disminución es más gradual y hay algunas fluctuaciones locales .
• El deuterio (D), Li, Be y B son escasos en comparación de sus vecinos menos pesados y más pesados: H, He, C y N.
• Hay un pico pronunciado entre23 < Z < 28 (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni ) con un máximo en el Fe, que es como 1000 veces más abundante de lo esperado según la tendencia general.
Qué más se sabe . .
.
• Entre los núcleos más ligeros, (hasta el Sc Z = 21) aquellos con masa atómica divisible entre 4 son más abundantes que sus vecinos: 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca.
• Los átomos con A par son más abundantes que losde A impar (excepción, 8Be no existe, la especie estable es 9Be) • Los átomos más pesados son ricos en neutrones
¿Cómo se sabe esto?
• Gracias a los espectros atómicos,
• Cada átomo es capaz de emitir o absorber radiación electromagnética, aunque solamente en algunas frecuencias que son características propias de cada uno de los diferentes elementos químicos.
• Si, mediante suministrode energía calorífica, se estimula un determinado elemento en su fase gaseosa, sus átomos emiten radiación en ciertas frecuencias del visible, que constituyen su espectro de emisión. (recordar pruebas a la flama)
• Si el mismo elemento, recibe radiación electromagnética, absorbe solamente en ciertas frecuencias, precisamente las mismas en las que emite cuando se estimula mediante calor. Esteserá su espectro de absorción.
Espectros
• • • http://personales.ya.com/casanchi/fis/espectros/espectros01.htm HIDRÓGENO
• HELIO
• SODIO
• Cuando tenemos un gas a suficiente temperatura como para excitar los átomos del gas, éste presenta un espectro de emisión.
• Cuando una fuente de radiación que atraviesa un gas a una temperatura más baja, el gas absorbe parte de la radiación quele llega en unas longitudes de onda determinadas. Tendremos un espectro de absorción.
• Entonces las estrellas pueden tener espectro de emisión debido a las zonas calientes y espectro de absorción debido a las zonas frías.
Otras observaciones importantes
• El efecto Doppler • La radiación de fondo
El efecto Doppler (1842)
• Sonido, ejemplo cotidiano: • Al acercarse una sirena, elsonido es más agudo y al alejarse el sonido se va haciendo más grave (ondas de menor frecuencia, mayor longitud de onda).
Líneas de absorción en el espectro de una galaxia lejana comparadas con las del sol
Para el objeto más lejano: Aumento en la longitud de onda, disminución en la frecuencia.
sol
estrella lejana
Conclusión: El Universo se está expandiendo
Es decir: el Universo fuealguna vez mucho más pequeño . . .
Origen de la teoría del “Big Bang””
En 1912 Vesto Slipher detectó experimentalmente (basándose en el efecto Doppler) que las galaxias se están alejando
En 1924, Edwin Hubble confirmo estas observaciones (mientras descubria que la via láctea es sólo una de tantas galaxias) En 1927 Georges Lemaitre propone la expansión del universo.
Radiación de fondoEs una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo.
Se dice que es el eco que proviene la gran explosión que dio origen al universo.
Algunos valores numéricos del “Huevo Cósmico”
Los siguientes tres minutos
Fecha = hace 1.3 x 1010 años Densidad inicial = 1096 g/cm3
Temperatura inicial = 1032 K
Línea del tiempo
0 < t < 10-6...
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