Temperatura general de una supernova
ResumenLa evolución del contenido de elementos pesados en las galaxias, las abundancias químicas relativas, su distribución espacial, y cómo éstas se escalan con varias propiedades galácticas, proporcionan información única sobre los procesos evolutivos galácticos a través de las épocas cósmicas. En los últimos años se han realizado importantes avances en la limitación de la evolución química de las galaxias y en la deducción de información clave para nuestra comprensión de los principales mecanismos implicados en la evolución de las galaxias. En esta revisión ofrecemos una visión general de estas diversas áreas. Tras una visión general de los métodos utilizados para restringir el enriquecimiento químico en las galaxias y su entorno, discutimos las relaciones de escala observadas entre la metalicidad y las propiedades de las galaxias, las abundancias químicas relativas observadas, cómo se distribuyen los elementos químicos en las galaxias y cómo evolucionan estas propiedades a lo largo de las épocas cósmicas. Discutimos cómo se comparan los diversos hallazgos observacionales con las predicciones de los modelos teóricos y las simulaciones cosmológicas numéricas. Por último, discutimos brevemente los problemas abiertos y las perspectivas de grandes avances en este campo en un futuro cercano.
Esto ocurre en la secuencia principal de las estrellas
La evolución química describe los cambios químicos en la Tierra primitiva que dieron lugar a las primeras formas de vida. Los primeros seres vivos de la Tierra fueron procariotas con un tipo de célula similar a las bacterias actuales. Se han encontrado fósiles de procariotas en rocas de hace 3,4 millones de años en el sur de África y en rocas aún más antiguas de Australia, incluyendo algunos que parecen ser fotosintéticos. Se cree que todas las formas de vida evolucionaron a partir de los procariotas originales, probablemente hace entre 3.500 y 4.000 millones de años.
En la primera etapa de la evolución química, las moléculas del entorno primitivo formaron sustancias orgánicas simples, como los aminoácidos. Este concepto se propuso por primera vez en 1936 en un libro titulado “El origen de la vida en la Tierra”, escrito por el científico ruso Aleksandr Ivanovich Oparin. Consideró que el hidrógeno, el amoníaco, el vapor de agua y el metano eran componentes de la atmósfera primitiva. El oxígeno faltaba en este entorno químicamente reducido. Afirmó que la radiación ultravioleta del Sol proporcionaba la energía para la transformación de estas sustancias en moléculas orgánicas. Los científicos actuales afirman que esa síntesis espontánea sólo se produjo en el medio primitivo. La abiogénesis se hizo imposible cuando las células fotosintéticas añadieron oxígeno a la atmósfera. El oxígeno de la atmósfera dio lugar a la capa de ozono, que entonces protegió a la Tierra de la radiación ultravioleta. Las versiones más recientes de esta hipótesis sostienen que la atmósfera primitiva también contenía monóxido de carbono, dióxido de carbono, nitrógeno, sulfuro de hidrógeno e hidrógeno. Los volcanes actuales emiten estas sustancias.
Supernova
¿Qué procesos físicos han conformado las abundancias de todos los elementos del Universo? ¿Qué impulsa la evolución de estas abundancias? Este curso avanzado de maestría abarcará este tema de forma exhaustiva, tanto desde una perspectiva observacional como teórica. Exploraremos la cosmología de fondo, la nucleosíntesis primordial, la estructura estelar, la nucleosíntesis y la evolución, los procesos de captura de neutrones y los fundamentos de los modelos de evolución química galáctica. Aunque no es estrictamente necesario, es definitivamente útil conocer los contenidos de las dos partes del curso de introducción a la astronomía de B.Sc. El idioma del curso es el inglés.
Evolucion quimica en el universo online
La evolución química es esencial para comprender los orígenes de la vida. Presentamos una teoría para la evolución de las masas de las moléculas y mostramos que las moléculas pequeñas crecen por difusión aleatoria y las grandes por un proceso de adhesión preferente que conduce finalmente a las moléculas de la vida. Esta teoría reproduce correctamente la distribución de las moléculas hallada mediante espectroscopia de masas en el meteorito Murchison y estima el inicio de la evolución química en 12.800 millones de años tras el nacimiento de las estrellas y las supernovas. A partir de la masa de la frontera entre la dinámica de unión aleatoria y la preferencial se puede estimar el tiempo de nacimiento de las familias de moléculas. Los aminoácidos surgen unos 165 millones de años después de la aparición de los elementos químicos en las estrellas. Utilizando el escalado de las tasas de reacción con la distancia de las moléculas en el espacio recuperamos correctamente el tiempo de emergencia de los aminoácidos de pocos días en el experimento de Miller-Urey. La distribución de las moléculas interestelares y extragalácticas es coherente con la distribución de masas evolutiva, y su edad se estima en 108 y 65 millones de años después del inicio de la evolución. A partir del modelo, podemos determinar que el número de composiciones de moléculas diferentes en el momento de la aparición de la Tierra era de 1,6 millones y el número de composiciones de moléculas en el espacio interestelar de apenas 719 especies.