Appunti di geochimica

La nucleosintesi:

Descrive la formazione e l’origine degli elementi chimici.

Le conoscenze della nucleosintesi provengono dal Sole,stelle e meteoriti

origine elementi

chimici

ipotesi poligenetica

-nucleosintesi

cosmologica

-nucleosintesi

stellare

-nucleosintesi

esplosiva

-nucleosintesi

galattica Nucleosintesi cosmologica:

E’ avvenuta con il big bang in una regione puntiforme in cui erano concentrate

tutta la materia ed energia e un esplosione ha permesso una rapida espansione

iniziale.

Il big bang ha prodotto solo IDROGENO, ELIO e tracce di litio.

La ricostruzione degli eventi avvenuti dopo il big bang viene chiamato

MODELLO STANDARD e ipotizza quanto segue:

-35

10 secondi dopo l’esplosione primordiale:

Temperature intorno a 10 K

28

 raggio dell’Universo pari a 10 km

−23

 si formano le particelle elementari dette quark

 i quark sono le uniche particelle stabili (quarksoup)

 si ha il fenomeno dell’inflazione,una espansione dell’Universo in un

 tempo brevissimo

-9

10 secondi dopo l’esplosione primordiale:

temperature intorno a 10 K

15

 raggio dell’Universo pari a 10 km

9

 continua la formazione di quark

 1

-6

10 secondi dopo l’esplosione primordiale:

temperature intorno a 10 K

13

 raggio dell’Universo pari a 10 km

11

 i quark si combinano tra loro formando le particelle sub-

 atomiche:protoni,neutroni ed elettroni



100 secondi dopo l’esplosione primordiale:

temperature intorno a 10 K

10

 raggio dell’Universo maggiore di 10 km

12

 inizia la nucleosintesi, la cosiddetta “era della nucleosintesi”

 si hanno reazioni di fusione nucleare e di cattura di neutroni che portano

 alla formazione principalmente di elio (He) e deuterio in piccole quantità

Gli elementi principali della nucleosintesi cosmologica sono stati elio,idrogeno e

deuterio.

Per formare l’He, prima avviene la cattura di neutroni e dopo la fusione di

protoni e neutroni,che si fondono. Per l’He sono necessari 2 protoni e 2

neutroni.

La durata dell’era della nucleosintesi è stata di 180 secondi e nell’Universo

erano prevalentemente presenti elio e idrogeno.

Le cause per cui non si sono formati elementi più pesanti dell’He sono:

1. il litio e berillio con la loro instabilità, hanno una durata di 10 secondi ad

-16

elevate temperature

2. rapida diminuzione di temperatura e densità dovuta alla rapida espansione

dell’Universo

Circa 700.000 anni dopo l’esplosione primordiale:

la temperatura scende a circa 3000K

 gli elettroni si uniscono a nuclei per formare atomi



Al termine della nucleo sintesi cosmologica gli elementi chimici presenti

nell’Universo erano idrogeno,elio e tracce di litio. La formazione degli elementi

chimici più pesanti ebbe inizio circa 10milioni di anni più tardi con la

nucleosintesi nelle prime stelle,definita nucleosintesi stellare. 2

LE STELLE:

Si formano con addensamento di materia (idrogeno ed elio) determinando un

elevato rilascio di temperatura . Nel nucleo la temperatura è di 10 a 10 K ed è

7 9

si accende.

lì che avvengono i fenomeni di nucleosintesi,ovvero la stella Se la

temperatura è inferiore, non accade nulla.

Le stelle sono classificate in base al loro colore, che a sua volta dipende dalla

temperatura superficiale.

BLU più calde (30.000/40.000 K)

ROSSE più fredde

La posizione del 90% delle stelle è sulla SEQUENZA PRINCIPALE(una curva

orizzontale) e tutte producono energia attraverso un’unica reazione di fusione

nucleare,detta hydrogen burning, dove consumano idrogeno per formare elio.

Ma con velocità diverse.

Le stelle di colore blu, con dimensioni maggiori, producono più energia usando

più idrogeno e quindi, hanno una vita breve.

Quando le stelle consumano gran parte dell’idrogeno,si trasformano in GIGANTI

ROSSE o SUPERGIGANTI, e vanno a collocarsi fuori dalla sequenza principale

GIGANTI ROSSE:

Sono le stelle che hanno consumato l’idrogeno del nucleo e quindi sarà fatto di

elio. Nella fase iniziale il nucleo è fatto di elio con guscio esterno ricco di

idrogeno. Il nucleo collassa e l’energia viene rilasciata sotto forma di calore,

con un aumento di temperatura.

A questo punto nel nucleo ha inizio il processo di helium burning, mentre, nel

guscio di idrogeno,esterno al nucleo, avverrà il fenomeno di hydrogen burning.

Si espande, determinando un aumento delle dimensioni della stella e della

temperatura,diventando gigante rossa.

10 H: hydrogen burning

7

10 He: helium burning

8

10 C: carbon burning

9 3

Tutte le stelle diventano giganti rosse ma la durata della loro vita dipende dalla

massa. supernova

Maggiore di 8/10 volte la massa del Sole, esplode e diventa

Minore 8/10 volte la massa del Sole, la gigante rossa rimpicciolisce e diventa

nana bianche (la stella muore)

SUPER GIGANTI:

Hanno avuto un evoluzione simile a quella delle giganti rosse, ma la

temperatura che ottengono nel nucleo,per il collasso, è maggiore. Portano alla

formazione di elementi chimici,come il ferro. La loro vita è breve, ed esplodono

come supernova. Nucleosintesi stellare:

Avviene quando nel nucleo della stella si raggiungono temperature intorno a

hydrogen burning.

10 K. Ha inizio con il processo di fusione nucleare,detta

7

(avviene solo in stelle della sequenza principale). A queste temperature, i

protoni sono in grado di vincere la repulsione elettrostatica protone-protone a

causa di un’energia cinetica sufficiente. Quattro protoni,per fusione, formano

un nucleo di elio. Con questo processo, aumenta la quantità di elio nel nucleo

della stella. Aumenta la densità e temperatura nel nucleo,fino a quando

helium burning.

collassa e diventa gigante rossa. A 10 K inizia il processo di

8

Questo processo consiste nella fusione di nuclei di elio con formazione di nuclei

con massa più alta ( O- C- Ne- Mg)

16 12 20 24

Affinché la reazione di helium burning possa partire, è necessario che 3 nuclei

di elio collidono contemporaneamente formando un nucleo di C. Questo

12

triplo alfa.

processo è chiamato

Il C si deve formare in un intervallo di tempo inferiore a 10 secondi.

12 -16

Deve arrivare l’He (entro i 10 secondi) ,sennò decade formando Be. Con la

-16

formazione di C, la catena va avanti.

12 Non succede

niente Hydrogen

burning

HELIUM BURNING Helium

burning

Nelle stelle con massa superiore a 8/10volte quella del Sole hanno una quantità

di carbonio e delle temperature tali da fare attivare reazioni di fusione tra

4

carbon burning. ,

nuclei di carbonio, detto Si formano nuclei più pesanti come

O-Ne e Mg

CARBON BURNING Nucleo composto da O-Ne-Mg (verde)

Carbon burning(celeste)

Helium burning(bianco)

Hydrogen burning(giallo)

Nessuna nucleosintesi (rosso)

Quando vengono raggiunte temperature intorno a 1,5x10 K, in seguito al

9

collasso e alla compressione della materia,avviene la fusione tra i nuclei di

oxygen burning.

ossigeno, dando origine all’ Al termine dell’oxygen burning, i

nuclei di Si sono quelli più abbondanti nel nucleo della stella.

Successivamente il nucleo di silicio collassa,la temperatura aumenta, e inizia il

silicon burning.

processo di Questo processo da origine a elementi come S-Ca-

Cr-Fe-Ti. Al termine del silicon burning i nuclei più abbondanti sono quelli di Fe

La nucleosintesi stellare per fusione nucleare si ferma qui, perché non

sono presenti temperature sufficienti in grado di formare elementi più pesanti

del ferro.

La formazione degli elementi chimici più pesanti del

 ferro:

Avviene quando il nucleo di un elemento chimico cattura neutroni e forma

nuovi isotopi che possono essere STABILI o INSTABILI.

Se la cattura di uno o più neutroni produce un isotopo instabile avviene un

decadimento beta-meno, cioè uno dei neutroni emette una particella beta-

meno(cioè elettrone) e diventa protone. 5

Il risultato del decadimento beta-meno è un nucleo con un protone in più e un

neutrone in meno. Il numero atomico (numero protoni) aumenta di uno, mentre

il numero di massa (neutroni+protoni) sarà lo stesso. Con l’aumento di protoni

si ha il nucleo di un altro elemento chimico.

In questo caso le temperature sono influenti.

Ci sono due processi di cattura dei neutroni:

Processo slow (S)

 Processo rapid (R)



Processo S:

Questo processo avviene nelle stelle di medie dimensioni nella loro fase finale.

Il nucleo di un elemento chimico cattura un neutrone alla volta. Il processo è

lento, ed è stato stimato che tra la cattura di un neutrone e un altro,trascorrono

10 anni. Il decadimento beta-meno avviene prima che un altro neutrone possa

4

essere catturato.

Fe Fe

56 57

4

10

Produce elementi pesanti da cobalto a piombo.

Numero

neutroni

Nucleosintesi esplosiva:

Si genere un’onda meccanica che determina una violenta esplosione della

stella supernova. Avviene un rapido aumento di temperatura e i nuclei

6

subiscono una fotodisintegrazione,cioè si ha uno sminuzzamento dei nuclei,in

tanti altri nuclei.

Sono presenti molti neutroni e così avviene il processo di cattura dei neutroni,

detto processo-R.

processo-R

-Il consiste nella cattura rapida di neutroni. Forma nuclei di elementi

pesanti fino all’uranio

E’ è stato proposto un ulteriore processo per spiegare la formazione dei nuclei

processo-P

più pesanti del ferro nelle supernove, si chiama e consiste nella

cattura di protoni. E’un processo subordinato nelle supernove.

Nucleosintesi galattica:

Litio,berillio e boro sono instabili alle temperature delle stelle. La loro

formazione è dovuta dalla rottura di nuclei più pesanti bombardati da particelle

veloci in mezzi con bassa densità.

Abbondanza cosmica degli elementi

chimici:

La composizione chimica dell’universo è stimata attraverso:

Righe di emissione e assorbimento delle radiazioni emesse dal Sole e gas

o interstellari

Composizione chimica di alcuni meteoriti

o

I principali elementi del sistema solare sono H-He. Gli elementi chimici che

vanno dall’idrogeno all’uranio, provengono da 2-3 supernove

La curva SAD è il grafico più utilizzato per descrivere l’abbondanza degli

elementi chimici nel sistema solare. 7

Diminuzione dell’ abbondanza degli elementi chimici al crescere del

o numero atomico(Z)

L’abbondanza diminuisce in modo esponenziale al crescere del numero

o atomico fino a Z=43 (tecnezio)

Dopo Z=43 la diminuzione è più graduale

o Il ferro è molto ricco in quanto ha un nucleo Fe molto stabile

56

o Li,Be e B sono impoveriti rispetto all’andamento generale

o dell’abbondanza degli elementi chimici nel sistema solare, si sono formati

e si formano quasi esclusivamente nell’ambito della nucleosintesi

galattica

Gli elementi con numero atomico pari sono più abbondanti degli

o adiacenti con numero atomico dispari

Le meteoriti:

Le meteoriti sono frammenti di asteroidi che cadono sulla superficie

terrestre.

Le caratteristiche chimiche,mineralogiche e petrografiche dei meteoriti sono

importanti per lo studio di:

Come è fatto il nucleo terrestre e mantello

o L’età del sistema solare e Terra

o Stabilire la composizione chimica della nebulosa primordiale, dove si

o sono formati il Sole e gli altri pianeti 8

Definire i processi che hanno portato alla formazione dei pianeti con

o caratteristiche diverse tra loro

Gli asteroidi sono corpi rocciosi che durante la formazione del sistema solare,

non si sono aggregati tra loro per formare planetesimi, da cui si sono formati i

pianeti attuali.

Gli asteroidi si trovano tra l’orbita di Giove e Marte, nella così detta “fascia

degli asteroidi”. Spesso i due pianeti collidono con gli asteroidi fuoriuscendo

dall’orbita e vengono lanciati nello spazio. Avvolte succede che gli asteroidi

entrano nell’orbita della Terra, fino a cadere sulla superficie.

-Classificazione 1:

ROCCIOSE:

Meteoriti le CONDRITI e ACONDRITI

FERROSE

Meteoriti : le SIDERITI

ROCCIOSO-FERROSE:

Meteoriti le SIDEROLITI

-Classificazione 2:

Condriti vengono dette PRIMITIVE

Le altre 3 vengono dette DIFFERENZIATE

Le primitive provengono da asteroidi formati con materiale primordiale e

forniscono informazioni sulla nebulosa solare e processi avvenuti nella fase

iniziale della formazione del sistema solare. Le differenziate provengono da

asteroidi che poi hanno subito processi di differenziazione e possiedono un

proprio nucleo/mantello/crosta. Danno delle informazioni su i processi di

differenziazione dei pianeti rocciosi e interni.

LE METEORITI PRIMITIVE:

LE CONDRITI:

Sono meteoriti primitivi composti da:

CAI, granuli biancastri sub millimetrici o centimetrici fatti da Ca e Al, con

o forma irregolare. Sono gli aggregati dei primi minerali che si sono formati

per condensazione dei gas della nebulosa solare in raffreddamento., con

diametro inferiore ad un millimetro 9

CONDRULE, granuli sferoidali fatte da olivine e pirosseni. Sono

o costituite da cristalli,cristalli e vetro, aggregato cripto cristallino. La loro

forma sferoidale fa pensare che si siano formate dalla rapida

cristallizzazione di “gocce” di materiale fuso, ma il processo più

verosimile consiste in un rapido e temporaneo riscaldamento della

materia solida della nebulosa solare primordiale.(riscaldamento prodotto

da onde d’urto,collisione di piccoli corpi) e il suo raffreddamento è

avvenuto in qualche ora/giorni

Condrule e cai sono i “solidi primari” che si sono formati nella nebulosa

solare prima della formazione dei planetesimi.

MATRICE, aggregato a grana fine composto principalmente da olivine e

o pirosseni CONDRU

LE CAI

Le condriti sono divise in 3 classi:

ORDINARIE: sono le più abbondanti sulla sup. terrestre. Contengono ferro

ENSTATITE: sono meteoriti rari. Sono composti da leghe di Fe/Ni molto elevate

e solfuri

CARBONACEE: contengono carbonio in composti organici, idrogeno in silicati

idrati, azoto e zolfo. Possono essere idrati. A sua volta sono divise in 8gruppi

LE METEORITI DIFFERENZIATE:

LE ACONDRITI:

Non hanno condrule. Sono composte da olivine,pirosseni e plagioclasi.

Provengono dal mantello e dalla crosta di