1er Informe de Geoqumica

1. Como se crean los elementos De acuerdo a la teora del Big Bag, lo que se sabe es que el universo en principio se concentraba en un punto, a lo que los fsicos le llaman Punto de singularidad en donde las presiones y temperaturas alcanzaban niveles inimaginables; en consecuencia el universo se encontraba muy caliente y las condiciones que presentaba eran muy diferentes a las del universo fro en la actualidad. Luego del primer segundo de la gran explosin es que surgieron las 4 fuerzas fundamentales que conocemos. Pero un instante de Planck (10-43s) estas cuatro fuerzas se encontraban unidas en una bola de fuego.Recientes simulaciones por superordenador muestran al universo recin nacido lleno de enormes e inmensas nubes de hidrogeno, luego estas nubes empiezan a condensarse y atraerse entre si debido a su propia gravedad, a medida que el hidrogeno va condensndose va aumentando la densidad en la regin central hasta formar las primeras estrellas de aproximadamente 100 veces el tamao del sol, pero con una vida corta de 2 o 3 millones de aos a lo mximo; luego desaparecen con una enorme explosin denominadas hipernovas. En esas nubes de H y He de mayor densidad ocurrieron dos hechos fundamentales. Primero, el aumento de velocidad de los tomos, debido a que eran atrados unos hacia otros, produjo un aumento de la temperatura de la materia hasta que llegara un punto donde esa materia empezara a brillar. Segundo, los tomos estaran cada vez ms juntos, aumentando la densidad y por tanto el nmero de colisiones entre ellos. A medida que esto ocurra, la masa de H y He tomaba forma esfrica y formaba lo que se conoce con el nombre de protoestrella.

La temperatura en el interior de la protoestrella no es uniforme. La regin central (conocida como ncleo) es la ms caliente y la temperatura decrece a medida que nos acercamos a la superficie de la protoestrella. En un determinado momento, la temperatura del centro de la estrella fue suficientemente elevada para que se formara un estado de la materia conocida como plasma. En un plasma, los electrones estn separados de los ncleos atmicos, por lo que en lugar de tomos individuales, se tiene ms bien un "mar" de ncleos y electrones. Esto permite a los ncleos de los tomos interactuar entre s, lo cual no ocurrira si estos estuvieran rodeados de la nube de electrones que caracteriza a los tomos de la materia en sus estados ms habituales a nuestro alrededor.La temperatura y la densidad continan creciendo hasta que se alcanza el punto de ignicin. Pero una vez alcanzado el punto de ignicin, algunas colisiones ocurran de una manera particular: si las velocidades y la geometra eran las apropiadas, los ncleos se acercaban lo suficiente para que la interaccin nuclear fuerte los mantuviera unidos, formndose un nuevo ncleo ms pesado. Este proceso es conocido como FUSIN y produce cantidades enormes de energa que son en ltima instancia la causa de que las estrellas puedan brillar. A medida que pasa el tiempo, sin embargo, este proceso de fusin produce la acumulacin de helio en el ncleo. El nmero, cada vez ms elevado, de ncleos de helio presentes interfiere en las colisiones de ncleos de hidrgeno que produce una reduccin de la cantidad de fusiones (proceso a veces denominado "envenenamiento de helio"). Esto reduce la presin trmica, y la estrella empieza a contraerse.

Los ncleos de helio, ms masivos, se acumulan en el centro por gravedad. A medida que estos se mueven hacia el centro de la estrella, la temperatura y la densidad se elevan en esa zona. El proceso de fusin contina ahora en una capa que rodea el ncleo ("shell"), donde la concentracin de helio es menor. El proceso de fusin de hidrgeno es estimulado por este nuevo aumento de temperatura, mientras el ncleo de helio se sigue contrayendo bajo el efecto de la gravedad. Si la temperatura llega a alcanzar los 100,000,000 K (lo cual depende de la masa inicial de la protoestrella), la fusin del helio puede comenzar. Lafusin del helio genera un ncleo de carbono a travs de una serie de reacciones denominadas proceso triple alpha. La produccin de energa debida a este nuevo tipo de reacciones, aadida al incremento de fusiones de hidrgeno producido en la "shell" repercute en un aumento de la presin que supera a la presin gravitatoria, y por tanto la estrella se expande. El rea superficial de la estrella crece tan rpidamente, que an el aumento en la produccin de energa no es suficiente para calentar toda la estrella que se enfra progresivamente. La estrella entonces empieza a brillar con un color que se torna rojizo, y por eso se llamagigante roja (que puede alcanzar dimensiones del orden de distancia Tierra-Sol)En este momento la estrella tiene un ncleo central de helio que se est fusionando en carbono, rodeado por una capa de hidrgeno que se est fusionando en helio. A medida que el carbono se produce, se repite el mismo esquema anterior. Para una estrella promedio de tipo solar, esto es lo ms lejos que se va en la produccin de ncleos pesados. No existe suficiente masa para que la fuerza de gravedad colapse el ncleo de carbono lo suficiente para que la temperatura y densidad alcanzadas desencadenen la fusin del carbono.Sin embargo, si la estrella es suficientemente masiva, eventualmente se puede alcanzar el punto de ignicin del carbono, que se fusionara para producir ncleos de Nen, y sucesivamente se producir la cadena NeOSiNi, ste ltimo desintegrndose radiactivamente en hierro. Hasta dnde llegar el este proceso en la cadena de sucesivas fusiones depender de lo masiva que sea la estrella. Aquellas que alcanzan este estadio final se denominan supergigantes rojas.A medida que contina el proceso de fusin, la concentracin de Fe crece en el ncleo (core) de la estrella que se contrae elevndose de nuevo la temperatura. Pero cuando el punto de ignicin del hierro es alcanzado, se produce un hecho diferente a los anteriores. El ncleo de hierro es el ncleo ms estable de todos los ncleos atmicos. Debido a ello, cuando los ncleos de hierro intervienen en reacciones nucleares, no se genera energa sino que de hecho se absorbe energa. Por tanto, no slo no se puede compensar el progresivo aumento del tirn gravitatorio, sino que la presin interna disminuye contribuyendo a que el colapso gravitatorio sea imparable. Durante el colapso, los ncleos de Fe que se encuentran en la parte central son destrozados en partculas alpha (4He), protones y neutrones que son comprimidos an ms.Llega un momento en que las capas cercanas al ncleo en compresin llegan al lmite de compresin y rebotan expandindose rpidamente (fenmeno observado como Nova o Supernova). Pero mientras las capas cercanas al ncleo empiezan su movimiento de expansin, las capas ms externas siguen contrayndose, lo que crea un estado de colisin en unas condiciones tremendas. En estas condiciones de colisin ocurren dos hechos que llevan la formacin de elementos an ms pesados. Primeramente, la temperatura alcanza niveles que no pueden ser alcanzados incluso en las estrellas ms masivas. Segundo, debido a la descomposicin de los ncleos de hierro en el ncleo central, existe una alta concentracin de neutrones que son expulsados de ste durante la fase de supernova (flujo de neutrones). Los ncleos que estos neutrones encuentran a su paso proceden a su captura y entonces decaen en un protn por emisin de un electrn y un antineutrino. Cada captura producir un aumente de una unidad en el nmero atmico de los ncleos.Todos estos elementos pesados son dispersados por el espacio y posteriormente incorporados en la materia inicial de nueva nebulosas que formarn nuevas estrellas, repitindose el proceso. Cada nuevo ciclo utiliza ms H y He procedente de la ncleo sntesis primigenia y crea mayores cantidades de elementos ms pesados.

2. Graficar y explicar la abundancia de los elementos en el universo Los Elementos qumicos que constituyen los diversos cuerpos celestes y su abundancia relativa, son prcticamente iguales en todo el Universo. A este resultado se ha llegado tanto por medio del anlisis indirecto de estrellas y galaxias lejanas con los mtodos de la Espectroscopia, como a travs del anlisis qumico directo de rocas terrestres, de meteoritos y de rocas lunares.

Desde el punto de vista cuantitativo, el elemento ms abundante es el Hidrgeno (H) que representa, aproximadamente, el 83,9 % de todos los tomos presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el Helio (He) con el 15,9 %. Todos los otros elementos cubren el restante 0,2 %.A continuacin se presentan dos diagramas que nos representan la abundancia relativa de los elementos en el universo. Para ambos grficos, el primer elemento ubicado en la parte izquierda superior pertenece al tomo de hidrogeno. En el grafico 2, se distinguen los elementos con nmero atmico par e impar.

GRAFICO 1

GRAFICO 2

Podemos deducir:

Se muestra un decrecimiento exponencial a medida que aumentos el nmero atmico, la grfica se presenta de forma oscilatoria mostrando picos, la mejor estabilidad lo notamos a partir del numero atmico 30.

Los elementos ms abundantes son 10: H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Fe, donde el hidrogeno representa el 83.9% de los elementos en el universo el He 15.9% y los dems elementos representan el 0,2%

Los picos se deben a una buena estabilidad generalmente por los elementos de nmero atmico par.

Por lo general los elementos de nmero atmico par (serie N1), son ms abundantes que los de numero atmico impar (serie N2). A excepcin del H (ms abundante), Li y B que son mayores respecto al Be.

3. Explicar el origen de los elementos en la Tierra Como se sabe la Tierra se mantiene debido a la energa cintica que la origin. Los elementos que la constituyen son producto de la gran explosin y de los constantes choques entre los protoplanetas, lo cual dio origen a la Tierra; es por ello que los elementos que se originaron en ese entonces es producto de los procesos de fisin nuclear y fusin nuclear en menor medida.Aunque debido a un decaimiento isotpico, es que se pueden originar nuevos elementos en la Tierra. Dicho con otras palabras, se tiene que todos los elementos que ahora tenemos en la Tierra se originaron con el paso de tiempo, desde la creacin del Universo hasta ahora. Los elementos fueron creados en 3 diferentes momentos:

Nucleosntesis primordial: En ese momento la temperatura del Universo era uniformemente elevada, por encima de la necesaria para la fusin nuclear. Los procesos anteriores haban dado lugar a la formacin de neutrones y protones, siendo stos ms abundantes debido a su mayor estabilidad. Como resultado, la mayor parte de los protones quedaron solos, formando ncleos de Hidrgeno (1H1), mientras que otra parte choc con neutrones dando lugar a la formacin de Deuterio (2H1).

Ncleos de Hidrogeno y Deuterio, la bola azul representa un protn y la bola roja, un neutrn

El deuterio, sin embargo, era inestable en estas condiciones; una parte de l se descompona para formar de nuevo hidrgeno y neutrones, mientras que otra parte poda participar en choques, siendo los ms productivos los que implicaban dos ncleos de Deuterio para producir un ncleo de Helio (4He2).

El unin puede desintegrarse (izquierda) o unirse a otro para formar He (derecha)Al cabo de unos tres minutos el proceso se detuvo porque el Universo se haba enfriado por debajo de la temperatura de fusin nuclear. El resultado final del proceso fue que el 75% de toda la masa se encontraba en forma de Hidrgeno, el 25% en forma de Helio, un 0,01% como Deuterio y una proporcin nfima como Litio y Berilio. En este proceso no se formaron ncleos pesados.

Nucleosntesis estelar:Tiene lugar en estrellas de tamao similar a nuestro Sol. En estas condiciones se pueden generar, en mayor o menor medida, casi todos los elementos qumicos estables hasta el hierro a travs de tres mecanismos posibles: las cadenas protn-protn, que producen Helio, Litio y Berilio, el proceso triple alfa, que transforma el Litio en Berilio y, sobre todo, el ciclo CNO (Carbono-Nitrgeno-Oxgeno), en el que se producen diferentes istopos de estos tres elementos. As pues, el ciclo CNO permite explicar el origen de los elementos fundamentales para la aparicin de la vida, y dado que este tipo de procesos puede darse en multitud de estrellas, parece probable que la vida haya podido surgir en multitud de sistemas estelares a lo largo y ancho del Universo, en un gran nmero de ocasiones.

Ciclo CON (Carbono Nitrgeno Oxigeno)

Nucleosntesis explosiva: Procesos menos importantes de fusin, posibles en las condiciones que reinan en estrellas de tamao medio, hacen posible explicar tambin el origen del resto de los elementos qumicos hasta el hierro. Sin embargo, los ncleos ms pesados que este elemento no pudieron formarse en ese tipo de estrellas, sino que debieron hacerlo en el interior de supernovas. Las condiciones ms extremas que se dan en este tipo de cuerpos permitieron la formacin de los elementos ms pesados, incluyendo los ncleos radiactivos hasta el Uranio. La presencia de estos elementos en nuestro planeta parece indicar que nuestro sistema solar debi evolucionar a partir de una nebulosa formada como resultado de la explosin de una supernova preexistente.4. Hacer un diagrama de la abundancia de los elementos en la Tierra

Figura 1 Distribucin de elementos qumicos distribuidos en la corteza terrestre segn porcentaje en peso, Goldschmidt

Figura 2

En la figura 1 notamos que son ocho los elementos los ms abundantes en la corteza que forman 99%, donde el oxgeno es el ms abundante con un 47 %, la corteza est formada por compuestos oxigenados

En la figura 2 en este grafico vemos valores de gramos por tonelada en funcin con el nmero atmico, donde los picos mximos corresponden al O, Si, Al, Fe. Se observa la abundancia de los elementos minoritarios como el He, Te, Rh, Re, Ir, Os, Ru. Determinadas por anlisis particulares, la mayor parte se ha determinado en estudio de rocas eruptivas.

En la corteza ocenica: Es ms delgada que la continental y se reconocen elementos como el silicio, el oxgeno, el hierro y el magnesio.

Corteza continental: La corteza continental es de naturaleza menos homognea En general, contiene ms silicio y cationes ms ligeros y, por tanto, es menos densa que la corteza ocenica. los elementos qumicos ms abundantes son el oxgeno (46,6%), el silicio (27,7%), el aluminio (8,1%), el hierro (5,0%), el calcio (3,6%), el sodio (2,8%), el potasio (2,6%) y el magnesio (2,1%).[]

5. Explicar la clasificacin de los meteoritosLos meteoritos constituyen excelentes muestras, ya que nos indican o nos dan a conocer de las propiedades y la composicin de la materia existente fuera de la Tierra. Tambin tienen importancia terrestre, debido a que la materia que lo forma contribuye a la masa de nuestro planeta. Se ha llegado a calcular que la acumulacin total a lo largo de la historia geolgica de la Tierra alcanzara a 109 g x Km-2, o sea una capa de 1 cm de espesor que cubre toda la superficie de la Tierra.Segn la preponderancia de la fase metlica o de la silicatada, los meteoritos se clasifican en:

a. Meteoritos frreos o sideritos Ataxitos pobres en nquel Hexaedritos Octaedritos Ataxitos ricos en nquelb. Meteoritos petro-frreos o litosideritos Litosideritos ricos en olivino o pallasitos Litosideritos de broncita-asmanita Litosideritos de broncita-olivino o mesosideritosPredomino de la fase silicatada

Litosideritos de hiperstena-anortitac. Meteoritos ptreos o lititos Condritos Condritos de enstatita Condritos de broncita Condritos de hiperstena Acondritos Acondritos pobres en calcio Acondritos de enstatita Acondritos de clinobroncita-olivino Acondritos de hiperstena-olivino Acondritos de hiperstena Acondritos de olivino Acondritos ricos en calcio Acondritos de augita Acondritos de dipsido-olivino Acondritos de clinophiperstena-anortita Acondritos de hiperstena-clinohiperstena-anortitaComo se observa la subdivisin de estos tres grupos principales se ha realizado de acuerdo a la composicin mineralgica, pero tambin se ha tomado en cuenta las propiedades caractersticas de la textura que stos presentan, por ello es que a esta clasificacin se le conoce como CLASIFICACION PETROGRAFICA DE LOS METEORITOS.Por ejemplo:Para la divisin de los sideritos, se toma en cuenta la presencia de las bandas laminares de kamacita y dispuestas en planos segn un octaedro (octaedritos) y como granos redondeados o irregulares en los hexaedritos. Los ataxitos no muestran ninguna orientacin estructural. Los litosideritos forman un grupo de transicin entre los sideritos y los lititos, en donde la proporcin de las fases metlica y silicatada vara gradualmente desde los sideritos puros a los lititos puros. En los condritos se encuentra frecuentemente una estructura peculiar que recibe el nombre de cndrulos, los cuales son granos redondeados que forman parte de la masa de los condritos y que tambin pueden presentarse como agregados. Esta particularidad sirve para diferenciarlos del grupo de los acondritos. Para el grupo de los acondritos la plagioclasa y los piroxenos desempean un papel esencial para su determinacin y su composicin mineralgica.