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Seminario de posgradoMeteoritos, de vapor a polvo y planetas
METEORITES AND THE EARLY SOLAR SYSTEM II
PART II: THE PRESOLAR EPOCH:METEORITIC CONSTRAINTS ON ASTRONOMICAL
PROCESSES
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Meteoritos primitivos
Granos de polvo: tamaño nanométrico a micrométrico con anomalías en isótopos respecto de composición del Sistema Solar (SS)
Granos de polvo condensados al ser expulsados por estrellas madres, sobreviviendo en elmedio interestelar y en el SS. “Memoria” de su formación
Inclusiones refractarias primitivas: anomalás isotópicas → formación en SS a partir de polvo anómalo
Radioisótopos de corta vida: nacimiento del Sol
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Introducción
Big Bang: H, He, Li, Be, B
Estrellas tempranas: muy pesadas. Evolución ~ 106 años. Procesos nucleares → Explosiones de supernova → mezcla con gas interestelar → ciclo en siguientes generaciones → SS
Masas menores a ~ 8Mo : 108 - 109 años → vientos estelares, nebulosa
planetaria → Enana Blanca
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Formación del SS
Material incorporado: supernovas, estrellas de tipo tardío, novas
Composición elemental e isotópica uniforme
Abundancias en grupos condríticos: variaciones de entornos en formación de asteroides padres (Palme, 2000)
Diferenciación: procesos de formación planetaria y geológicos en cuerpos mayores
Meteoritos primitivos: composición original del SS. Abundancias solares excepto por H, C, N, O, gases nobles, Li (Anders & Grevesse, 1989;
Grevesse et al., 1996)
Cuerpos planetarios: composiciones isotópicas esencialmente idénticas, excepto anomalías por decaimiento de isótopos radiactivos
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Nucleosíntesis
Propuesta por Hoyle, 1946
Merrill, 1952: Tc inestable en espectro de estrellas S
Burbidge et al., 1957; Cameron, 1957: marco teórico. Ocho procesos nucleosintéticos en diferentes fuentes bajo diferentes condiciones
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Sistema Solar (SS)
Material presolar homogeneizado: nebulosa solar caliente (Cameron, 1962). Uniformes composiciones isotópicas de materiales en SS
Todos los sólidos fueron vaporizados.
Sólidos en meteoritos primitivos: condensación a partir de gas mezclado (Grossman, 1972)
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Anomalías isotópicas
Boato, 1954: desviaciones de razones del SS para H
Reynolds, 1960: Xe
Black & Pepin, 1969: Ne
Clayton et al., 1973: exceso 16O en CAIs
Más anomalías: Ca, Ti, Cr, Fe, Zn, Sr, Ba, Nd, Sm (Lee, 1979, 1988;
Wasserburg, 1987; Clayton et al., 1988)
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Componentes nucleosintéticos
McCulloch & Wasserburg, 1978: Ba, Nd, Sm, en inclusión FUN EK1-4-1 de Allende, proceso r
Lee et al., 1978; Niederer et al., 1980; Fahey et al., 1985; Zinner et al., 1986: excesos y agotamientos de isótopos 48Ca y 50Ti en inclusiones FUN EK1-4-1 y C-1 y granos de hibonita; producción de isótopos de elementos del pico de Fe
Anomalías: origen SS con componentes presolares incorporadas
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Meteoritos primitivos
Efectos isotópicos: decaimiento de radioisótopos de corta vida
Reynolds, 1960: exceso 129Xe
Jeffery & Reynolds, 1961: correlación con 127I, indicando decaimiento de 129I (t=16 Ma)
Rowe & Kuroda, 1965: excesos en isótopos de Xe → 244Pu (t=82 Ma)
Isótopos de vida media más corta:
→ producción nucleosintética - formación de objetos SS = no mucho mayor a 1 Ma ...
¿Supernova? ¿Estrella AGB?
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Isótopos de corta vida media
Lee et al., 1976, 1977: 26Al, t=0.73 Ma
Birck & Allègre, 1985: 53Mn, t=3.7 Ma
Shukolyukov & Lugmair., 1993: 60Fe, t=1.5 Ma
Srinivasan et al., 1994: 41Ca, t=0.1 Ma
Cronómetro para la historia del Sistema Solar temprano (ESS)
Abundancias en formación de SS: producción nucleosintética en la galaxia como en un evento estelar posterior
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Meteoritos primitivos
Granos de origen presolar: condensados en explosiones de estrellas de tipo tardío o supernovas y eyecciones de novas
Composiciones isotópicas muy diferentes al SS
Lewis et al., 1987: diamante presolar → Xe-HL
Bernatowicz et al., 1987; Tang & Anders, 1988: SiC → Ne-E(H), Xe-S
Amari et al., 1990: grafito → Ne-E(L)
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Otros tipos de granos presolares
Identificación por análisis isotópico en microsonda iónica:
Si3N
4
Óxidos: corundo, espinela, hibonita
Silicatos
Anómalos en todas sus razones isotópicas: material estelar – procesos nucleosintéticos en sus fuentes
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Otras características isotópicas
Excesos en D y 15N: nubes moleculares densas donde reacciones ión-molécula a baja T pueden generar grandes efectos de fraccionamiento isotópicos (Messenger & walker, 1997; Messenger, 2000)
Enriquecimientos de 16O en CAIs (Thiemens & Heidenreich, 1983; Clayton,
2002)
Irradiación: producción de 10Be (McKeegan et al., 2000)
Anomalías de N en meteoritos de hierro (Murty & Marti, 1994)
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Nucleosíntesis
Captura de neutrones:
Proceso s (lento respecto de decaimiento β): densidad baja de neutrones
Proceso r (mucho más rápido que decaimiento β): densidad alta de neutrones
Captura de protones:
Proceso p: calentamiento de isótopos preexistentes de procesos r y s
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Inclusiones
EK 1-4-1 pertenece a la serie de inclusiones refractarias con fraccionamiento (“F”) dependiente de la masa en O, Mg, Si junto a entonces desconocidas (~1978, “UN”) anomalías nucleares en muchos elementos: inclusiones “FUN”. Grandes excesos en isótopos 48Ca, 50Ti, 54Cr, 58Fe, 66Zn ricos en neutrones
Allende C1, BG82HB1; Vigarano 1623-5: grandes deficiencias en 48Ca, 50Ti, 54Cr. Sin déficits claros en 58Fe
Anomalías menores en 42Ca, 46Ca, 47Ti, 49Ti, 53Cr, 70Zn
Hibonitas: anomalías isotópicas más grandes que en FUN para Ca y Ti. Origen SS
Hibonitas presolares: composicones isotópicas de O anómalas
Mayoría de F: grandes fraccionamientos en O, Mg, Si; pequeñas anomalías en Ca, Ti
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Otras anomalías nucleares
Efectos endémicos en CAI normales para Ti, Ca, Cr, Ni
TIMS (Thermal Ionization Mass Espetrometry); ICP-MS (Inductively-Coupled Plasma Mass Espetrometry): anomalías isotópicas
Déficit y grandes excesos de 54Cr en condritas carbonáceas → componentes ricos en n de inclusiones FUN, sin efectos en otros elementos del pico de Fe
Excesos de isótopos 95Mo,97Mo, 100Mo (r); 92Mo, 94Mo (p)
Excesos y déficit en 96Zr
...
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Núcleos de corta vida
Tiempos de vida de hasta 108 años
Excesos en isótopos hijos sobre su abundancia normal del SS
Isótopos de corta vida en SS temprano: nucleosíntesis estelar ~1 Ma antes de formación de SS
Nacimiento de SS ↔ estrellas cercanas
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Núcleos de corta vida
Isótopos de corta vida:
Decaimiento de 26Al, 60Fe → fusión de cuerpos pequeños (Urey, 1955;
Fish et al., 1960; Schramm et al, 1970)
Cronómetros de eventos del ESS (Lugmair & Shukolyukov, 2001; Gilmour, 2002)
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Isótopos de corta vida
129I: excesos en 129Xe se correlacionan con 127I (Jeffrey & Reyolds, 1961)
excesos en 26Mg se correlacionan linealmente con 27Al (Lee et al., 1976, 1977)
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Producción galáctica
244Pu, 146Sm, 182Hf, 129I (53Mn): concentraciones de estado estacionario en la galaxia al tiempo de formación del SS (Cameron et al.,1995; Wasserburg et al., 1996; Meyer & Clayton, 2000)
244Pu, 182Hf, 129I: proceso r, supernova
146Sm: proceso p, supernova
Concentraciones en estado estacionario
Abundancias consistentes excepto para 129I
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Producción de isótopos de corta vida 41Ca, 27Al, 10Be, 60Fe, 107Pd
26Al: abundancia a partir de línea de rayos gamma, 1.8 MeV (Mahoney et al., 1984)
COMPTE (Diehl et al., 1995): abundancia de 26Al en galaxia de al menos factor 10 menor a la del ESS (Clayton & Leising, 1987; Knödlseder, 1999)
*Producción por partículas energéticas
*Fuente estelar cercana precediendo a la formación del SS
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Producción por partículas energéticas
Shu et al., 1996, 2001; Gounelle et al.,2001:26Al, 41Ca, 53Mn, CAIs, condrulos por irradiación local de viento X del sol
temprano
Gounelle et al., 2001; Leya et al., 2003:
Abundancias del ESS para 41Ca, 26Al, 10Be, 53Mn pero no para 107Pd, 60Fe. Suposiciones especiales para estructura, composición, energía.
Marhas et al., 2002: 10Be en granos de hibonitas
sin 41Ca ni 26Al
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Producción por partículas energéticas
MacPherson et al., 2003: falta de correlación entre 10Be y 26Al
Gilmour, 2002: 26Al abundancias en CAIs mucho mayores a las de otros materiales
Amelin et al., 2002: consistencia entre el reloj de Al-Mg y U-Pb para CAIs y condrulos
Zinner & Göpel, 2002: consistencia entre el reloj de Al-Mg y U-Pb para CAIs y feldespato de meteoritos condríticos H4
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Producción por partículas energéticas
Irradiación de partícula energética válida solo para 10Be
Cameron, 2002: jets de proceso r asociados a supernovas de núcleo en colapso
Desch et al., 2004: espalación desde rayos cósmicos en el ISM y atrapado en la nube molecular del SS
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Fuente estelar cercana
Cameron et al., 1995: supernova
Cameron, 1993; Wasserburg et al., 1994; Busso et al., 1999, 2003: estrella de AGB
Arnould et al., 1997: estrella Wolf-Rayet
...
¿Cantidades suficientes?
¿Proporciones adecuadas?41Ca: tiempo de decaimiento libre ~ 1 Ma
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Fuente estelar cercana
Supernovas: producen demasiados isótopos de corta vida
Wasserburg et al., 1998; Busso et al., 2003: producción teórica a partir de modelos (Woosley & Weaver, 1995; rauscher et al., 2002)
Wasserburg et al., 1998; Meyer et al., 2004: proporciones correctas de 41Ca, 26Al, 60Fe. Demasiados 53Mn y 107Pd
Meyer & Clayton, 2000; Meyer et al., 2003: capas exteriores de supernova, por sobre el corte de masa, son responsables de los isótopos inyectados a la nube protosolar
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Fuente estelar cercana
Wasserburg et al., 1994; Busso et al., 1999, 2003: producción en estrellas de AGB y mezcla de su viento estelar o la nebulosa planetaria eyectada con la nube presolar. Abundancias de ESS de 41Ca, 26Al, 107Pd por estrella de baja masa con metalicidad solar
60Fe: captura de neutrón en 58Fe y el inestable 59Fe (t=44.5 d). Altas densidades de neutrones
Busso et al., 2003: AGB para estrellas de 5 M0 y metalicidad solar o 3 M
0 y
metalicidad mucho menor: 60Fe pero con problemas en proporciones de abundancias
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Fuente estelar cercana
Arnould et al., 1997: WR no explosivas pueden producir cantidades correctas de 41Ca, 26Al, 107Pd; falla por completo para 60Fe
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Granos presolares
Los primeros fueron aislados en meteoritos e identificados en 1987
Nucleosintesis y evolución estelar
Mezcla en supernovas
Evolución química e isotópica en la galaxia
Condiciones físicas y químincas en atmósferas estelares, eyecciones de supernova y de nova
Condiciones en el ESS y cuerpos padre de meteoritos
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Tipos de grano presolar
Fases carbonáceas: componentes de gas noble
Diamante: Xe-Hl, Xe enriquecido en isótopos (Lewis et al., 1987; Anders &
Zinner, 1993; Huss & Lewis, 1994)
SiC: Xe-S con características isotópicas de proceso s (Srinivassan & Anders,
1978; Clayton & Ward, 1978), Ne-E(H), 22Ne casi puro liberado a alta temperatura (Tag & Anders, 1988; Lewis et al., 1994)
Grafito: Ne-E(H) liberado a baja temperatura (Amari et al., 1990, 1995)
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Tipos de grano presolar
Colecciones de gran cantidad de granos (“bulk samples”): gases nobles, C, N, Mg, Si, Ca, Ti, Cr, Fe, Sr, Ba, Nd, Sm, Dy
Granos simples: información de estrellas individuales
SIMS: análisis isotópico ~ m. Corondum, spinel, hibonite, TiO, Si3N
4,
silicatos.
RIMS: elementos traza
TEM: carbides ricos en Ti, Zr, Mo, cohenita, kamacita, Fe elemental
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Composiciones elemental e isotópica
Granos presolares excepto Si3N
4, kamacita, Fe elemental: son C,
carburos, óxidos → importancia de C, Oen la formación de fases de alta T a partir de atmósferas estelares
Carbonáceas (C > O): se forma por exceso de C sobre O Ricas e O: se forma por exceso de O sobre C Clayton et al., 1999; Deneault et al., 2003: condensación de fases
carbonáceas en eyecciones de SN de tipo II aún cuando C < O por limitación de estructura de CO en entorno de alta radiación
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Granos de carbidos de silicón y grafito a partir de estrellas AGB
Granos SiC: diámetro menor a ~ 0.5 m Gran cantidad en rango de tamaños Ricos en elementos traza Grandes variaciones isotópicas Clasificación en base a razones isotópicas de C, N, Si y
26Al/27Al “mainstream”, “A”, “B”, “X”, “Y”, “Z”, “nova”
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Gigantes rojas y estrellas AGB: granos de óxido
Al2O
3, espinela, hibonita, silicatos
Solo una pequeña fracción del total
Medidas isotópicas de O
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Razones isotópicas de O
Grupo 1: gigantes rojas, AGB (Harris & Lambert, 1984; Harris et al., 1987;
Smith & Lambert, 1990). Quemado de H en núcleo, mezcla en 1º fredge-up
Grupo 2: excesos 17O, grandes agotamientos 18O (18O/16O < 0.001) por mezcla de bajas masas en fase AGB (Wasserburg et al., 1995; Denissenkov
& Weiss, 1996; Nollett ett al., 2003) Grupo 3: estrellas de baja masa, metalicidad menor a la solarGrupo 4: excesos 17O, 18O. Baja masa con quema de He → 18O, mezcla
por 3º dredge-up (Boothroyd & Sackmann, 1988). O bien por estrellas de alta metalicidad
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Granos de supernovas