1 Seminario de posgrado Meteoritos, de vapor a polvo y planetas METEORITES AND THE EARLY SOLAR SYSTEM II PART II: THE PRESOLAR EPOCH: METEORITIC CONSTRAINTS ON ASTRONOMICAL PROCESSES

2 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

3 Introducción Big Bang: H, He, Li, Be, B Estrellas tempranas: muy pesadas. Evolución ~ 10 6 años. Procesos nucleares → Explosiones de supernova → mezcla con gas interestelar → ciclo en siguientes generaciones → SS Masas menores a ~ 8M o : 10 8 - 10 9 años → vientos estelares, nebulosa planetaria → Enana Blanca

4 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

5 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

6 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 )

7 Anomalías isotópicas Boato, 1954 : desviaciones de razones del SS para H Reynolds, 1960 : Xe Black & Pepin, 1969 : Ne Clayton et al., 1973 : exceso 16 O en CAIs Más anomalías: Ca, Ti, Cr, Fe, Zn, Sr, Ba, Nd, Sm ( Lee, 1979, 1988; Wasserburg, 1987; Clayton et al., 1988 )

8 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 48 Ca y 50 Ti 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

9 Meteoritos primitivos Efectos isotópicos: decaimiento de radioisótopos de corta vida Reynolds, 1960 : exceso 129 Xe Jeffery & Reynolds, 1961 : correlación con 127 I, indicando decaimiento de 129 I (t=16 Ma) Rowe & Kuroda, 1965 : excesos en isótopos de Xe → 244 Pu (t=82 Ma) Isótopos de vida media más corta: → producción nucleosintética - formación de objetos SS = no mucho mayor a 1 Ma... ¿Supernova? ¿Estrella AGB?

10 Isótopos de corta vida media Lee et al., 1976, 1977 : 26 Al, t=0.73 Ma Birck & Allègre, 1985 : 53 Mn, t=3.7 Ma Shukolyukov & Lugmair., 1993 : 60 Fe, t=1.5 Ma Srinivasan et al., 1994 : 41 Ca, 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

11 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)

12 Otros tipos de granos presolares Identificación por análisis isotópico en microsonda iónica: Si 3 N 4 Óxidos: corundo, espinela, hibonita Silicatos Anómalos en todas sus razones isotópicas: material estelar – procesos nucleosintéticos en sus fuentes

13 Otras características isotópicas Excesos en D y 15 N: nubes moleculares densas donde reacciones ión- molécula a baja T pueden generar grandes efectos de fraccionamiento isotópicos ( Messenger & walker, 1997; Messenger, 2000 ) Enriquecimientos de 16 O en CAIs ( Thiemens & Heidenreich, 1983; Clayton, 2002 ) Irradiación: producción de 10 Be ( McKeegan et al., 2000 ) Anomalías de N en meteoritos de hierro ( Murty & Marti, 1994 )

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15 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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17 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 48 Ca, 50 Ti, 54 Cr, 58 Fe, 66 Zn ricos en neutrones Allende C1, BG82HB1; Vigarano 1623-5: grandes deficiencias en 48 Ca, 50 Ti, 54 Cr. Sin déficits claros en 58 Fe Anomalías menores en 42 Ca, 46 Ca, 47 Ti, 49 Ti, 53 Cr, 70 Zn 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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19 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 54 Cr en condritas carbonáceas → componentes ricos en n de inclusiones FUN, sin efectos en otros elementos del pico de Fe Excesos de isótopos 95 Mo, 97 Mo, 100 Mo (r); 92 Mo, 94 Mo (p) Excesos y déficit en 96 Zr...

20 Núcleos de corta vida Tiempos de vida de hasta 10 8 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

21 Núcleos de corta vida Isótopos de corta vida: Decaimiento de 26 Al, 60 Fe → 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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23 Isótopos de corta vida 129 I: excesos en 129 Xe se correlacionan con 127 I ( Jeffrey & Reyolds, 1961 ) excesos en 26 Mg se correlacionan linealmente con 27 Al ( Lee et al., 1976, 1977 )

24 Producción galáctica 244 Pu, 146 Sm, 182 Hf, 129 I ( 53 Mn): concentraciones de estado estacionario en la galaxia al tiempo de formación del SS ( Cameron et al.,1995; Wasserburg et al., 1996; Meyer & Clayton, 2000 ) 244 Pu, 182 Hf, 129 I: proceso r, supernova 146 Sm: proceso p, supernova Concentraciones en estado estacionario Abundancias consistentes excepto para 129 I

25 Producción de isótopos de corta vida 41 Ca, 27 Al, 10 Be, 60 Fe, 107 Pd 26 Al: abundancia a partir de línea de rayos gamma, 1.8 MeV ( Mahoney et al., 1984 ) COMPTE ( Diehl et al., 1995 ): abundancia de 26 Al 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

26 Producción por partículas energéticas Shu et al., 1996, 2001; Gounelle et al.,2001 : 26 Al, 41 Ca, 53 Mn, CAIs, condrulos por irradiación local de viento X del sol temprano Gounelle et al., 2001; Leya et al., 2003 : Abundancias del ESS para 41 Ca, 26 Al, 10 Be, 53 Mn pero no para 107 Pd, 60 Fe. Suposiciones especiales para estructura, composición, energía. Marhas et al., 2002 : 10 Be en granos de hibonitas sin 41 Ca ni 26 Al

27 Producción por partículas energéticas MacPherson et al., 2003 : falta de correlación entre 10 Be y 26 Al G ilmour, 2002 : 26 Al 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

28 Producción por partículas energéticas Irradiación de partícula energética válida solo para 10 Be 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

29 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? 41 Ca: tiempo de decaimiento libre ~ 1 Ma

30 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 41 Ca, 26 Al, 60 Fe. Demasiados 53 Mn y 107 Pd 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

31 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 41 Ca, 26 Al, 107 Pd por estrella de baja masa con metalicidad solar 60 Fe: captura de neutrón en 58 Fe y el inestable 59 Fe (t=44.5 d). Altas densidades de neutrones Busso et al., 2003 : AGB para estrellas de 5 M 0 y metalicidad solar o 3 M 0 y metalicidad mucho menor: 60 Fe pero con problemas en proporciones de abundancias

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

33 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

34 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), 22 Ne 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 )

35 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, Si 3 N 4, silicatos. RIMS: elementos traza TEM: carbides ricos en Ti, Zr, Mo, cohenita, kamacita, Fe elemental

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37 Composiciones elemental e isotópica Granos presolares excepto Si 3 N 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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39 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 26 Al/ 27 Al “mainstream”, “A”, “B”, “X”, “Y”, “Z”, “nova”

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43 Gigantes rojas y estrellas AGB: granos de óxido Al 2 O 3, espinela, hibonita, silicatos Solo una pequeña fracción del total Medidas isotópicas de O

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45 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 17 O, grandes agotamientos 18 O ( 18 O/ 16 O < 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 solar Grupo 4: excesos 17 O, 18 O. Baja masa con quema de He → 18 O, mezcla por 3º dredge-up ( Boothroyd & Sackmann, 1988 ). O bien por estrellas de alta metalicidad

46 Granos de supernovas