   Materia y energía forman una masa muy densa    (E=mc2)(universo opaco 10-43 segs)   El universo es del tamaño de una ...
   A temperatura suficientemente baja    (3 segundos)... Se logra la nucleosíntesis    primordial (formación de deuterio)...
EL HORNO NUCLEAR PRIMORDIALs   Fusión del Deuterio:       Deuterio   +                  +                            Triti...
   A partir de los primeros núcleos atómicos se forman    el Deuterio (hidrógeno pesado), Helio y pequeñas    cantidades ...
EL HORNO NUCLEAR PRIMORDIAL5 minutos después del Big-Bang...   Temp ≈ 100 millones de grados   Composición : H, He, e, neu...
LA PRIMERA GENERACIÓN DE ESTRELLASA partir de 5 minutos no pasa nada interesante en Universo...... pero... 250,000 años má...
   Nacen las primeras estrellas    (mil millones de años)!   Estrellas livianas (M=1/2 masa solar)     Fusión del Hidróg...
 Estrellas de Masa mediana Fusión del Hidrógeno de manera particular...            N    H                               ...
   Estrellas de Masa mayor       Después de agotar Hidrógeno disponible...                          FUSIÓN DEL HELIO     ...
Estrellas masivas ( M  8 M)...   Fusionan elementos que siguen al Carbono y el Oxígeno...           Carbono → Oxígeno, Ma...
Producción de elementos por fusión termina en el Hierro (yelementos vecinos)...¿Cómo se forma el ORO, PLATA, ALUMINIO,URAN...
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  • Postítulo de Mención, Estudio y Compremsión de la Naturaleza, Prof. Ricardo Serrano, UDP, 2006
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    1. 1.  Materia y energía forman una masa muy densa (E=mc2)(universo opaco 10-43 segs) El universo es del tamaño de una partícula subatómica, comienza expandirse y a enfriarse Se forma una “sopa” de quarks (Quarks gluon plasma 10-35 segs); surge la gravedad Se forman los protones y neutrones (10-10 segs) A los tres segundos se forman los primeros núcleos atómicos (nucleosíntesis)
    2. 2.  A temperatura suficientemente baja (3 segundos)... Se logra la nucleosíntesis primordial (formación de deuterio) protón Deuterio neutrón FUSIÓN NUCLEAR
    3. 3. EL HORNO NUCLEAR PRIMORDIALs Fusión del Deuterio: Deuterio + + Tritio + + Helio-3 Tritio + + Helio-4 Helio-3 + +
    4. 4.  A partir de los primeros núcleos atómicos se forman el Deuterio (hidrógeno pesado), Helio y pequeñas cantidades de Litio Incluso hoy, el universo está formado por:  75% de hidrógeno  25% de helio  Pequeñas trazas de elementos más pesados que se forman en el núcleo de las estrellas ("ordinary" matter”).
    5. 5. EL HORNO NUCLEAR PRIMORDIAL5 minutos después del Big-Bang... Temp ≈ 100 millones de grados Composición : H, He, e, neutrinos, fotones (composición moderna) Adicionalmente: Algo de D y He-3Si Universo solo puede formar Helio... ¿Cómo se forman los demás elementos que conocemos?
    6. 6. LA PRIMERA GENERACIÓN DE ESTRELLASA partir de 5 minutos no pasa nada interesante en Universo...... pero... 250,000 años más tarde... Temperatura baja (3000 K) permite formación de átomos : electrones se unen a núcleos RECOMBINACIÓN Materia empieza a reunirse en “grumos”! Los fotones pueden desplazarse libremente (universo transparente)
    7. 7.  Nacen las primeras estrellas (mil millones de años)! Estrellas livianas (M=1/2 masa solar) Fusión del Hidrógeno.. 4 Hidrógeno → 1 Helio
    8. 8.  Estrellas de Masa mediana Fusión del Hidrógeno de manera particular... N H He C C N Resultado: Producción de NITROGENO
    9. 9.  Estrellas de Masa mayor Después de agotar Hidrógeno disponible... FUSIÓN DEL HELIO 3 Helio → 1 Carbono 4 Helio → 1 OxigenoAsí se forman CARBONO y OXÍGENO
    10. 10. Estrellas masivas ( M 8 M)... Fusionan elementos que siguen al Carbono y el Oxígeno... Carbono → Oxígeno, Magnesio, Neón Oxígeno → Silicio, Azufre Silicio → Hierro, NíquelAsí se producen algunos de los más abundanteselementos en planetas terrestres (Mg, Si, Fe, Ni)
    11. 11. Producción de elementos por fusión termina en el Hierro (yelementos vecinos)...¿Cómo se forma el ORO, PLATA, ALUMINIO,URANIO...?Estrellas muy masivas ( M 20 M )...  Captura de neutrones: Elemento Normal Neutrones ... Elemento Pesado Elemento Desintegració Elemento Pesado n normal

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