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

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

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

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

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

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)

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)

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

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?

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

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)

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

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)

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

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

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

...

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

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)

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)

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

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

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

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

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

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

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

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

Fuente estelar cercana

Arnould et al., 1997: WR no explosivas pueden producir cantidades correctas de 41Ca, 26Al, 107Pd; falla por completo para 60Fe

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

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)

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

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

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”

Gigantes rojas y estrellas AGB: granos de óxido

Al2O

3, espinela, hibonita, silicatos

Solo una pequeña fracción del total

Medidas isotópicas de O

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

Granos de supernovas