Granos de Polvo Pre-Solares
La búsqueda de los primeros minerales en el cosmos ahora se centra en los granos pre-solares, que preservan los diminutos cristales que comenzaron a sembrar el universo con polvo, la materia prima de todos los planetas terrestres. En esta entrada, platicaremos acerca de lo que ahora es uno de los temas más candentes de la cosmoquímica: La búsqueda para encontrar esos increíbles granos pre-solares e identificar los minerales-ur que contienen (Los minerales-ur que son más antiguos que nuestro sistema solar).
Reacciones Químicas
La química ocurre cuando los átomos cotidianos chocan entre sí. Cada átomo tiene un núcleo central con carga eléctrica positiva, rodeado por una distribución en forma de nube de uno o más electrones cargados negativamente. Los núcleos atómicos aislados casi nunca interactúan, excepto en los ambientes de cocción a presión de los interiores estelares, donde ocurren reacciones de fusión nuclear.
Los electrones de un átomo están constantemente chocando con los electrones de los átomos adyacentes. Las reacciones químicas ocurren cuando dos o más átomos se encuentran, y sus electrones interactúan y se reorganizan. Esta combinación aleatoria y compartida de electrones se produce porque ciertas combinaciones de electrones, en particular las colecciones de 2 o 10 o 18 electrones, son particularmente estables.
En la tabla periódica de los elementos, los elementos 2, 10 y 18 se encuentran en la columna de la derecha; Son helio, neón y argón. Estos elementos se encuentran en los ambientes calientes de las estrellas explotando, pero nunca forman minerales. Eso es porque tienen un complemento completo de electrones. Sus capas de electrones están completas, por lo que permanecen como átomos aislados y, por lo general, permanecen en estado de gas, a menos que las temperaturas caigan cerca del cero absoluto, cuando pueden congelarse en cristales.
Otros elementos no tienen naturalmente estos números mágicos de electrones, por lo que pasan por todo tipo de cambios para ganar o perder electrones para lograr 2 o 10 o 18. La necesidad de lograr un número mágico es lo que impulsa las reacciones químicas y forja las sustancias químicas. cautiverio.
Las primeras reacciones químicas después del Big Bang produjeron moléculas, que son pequeños grupos de unos pocos átomos estrechamente unidos en una sola unidad. Las moléculas de hidrógeno (H2), cada una con dos átomos de hidrógeno unidos, llegaron primero. Cada átomo de hidrógeno transporta solo un electrón, que es una situación bastante inestable en un universo donde dos electrones son un número mágico.
Cuando dos átomos de hidrógeno se encuentran, juntan sus recursos para formar una molécula con ese número mágico de dos electrones compartidos. Este intercambio de electrones se llama enlace covalente, que es el tipo más importante de enlace en todos los seres vivos, porque es la forma en que el elemento carbono normalmente se une a otros elementos.
Dada la abundancia de hidrógeno que sigue al Big Bang, las moléculas de hidrógeno seguramente son anteriores a las primeras estrellas, y han sido una característica perpetua de nuestro cosmos desde que los átomos aparecieron por primera vez hace unos 13.7 mil millones de años.
Sin embargo, al carecer de otros elementos formadores de moléculas, el hidrógeno debe haber sido todo lo que había antes de las primeras estrellas. Puede haber existido una pequeña cantidad del compuesto de litio-hidrógeno, hidruro de litio, que habría sido un gas.
Después de la primera supernova, ya que el espacio fue sembrado con una variedad de otros elementos, muchas moléculas interesantes podrían formarse. El agua (H2O), con dos átomos de hidrógeno unidos a un átomo de oxígeno, es un ejemplo temprano. Lo más probable es que las moléculas de nitrógeno (N2, con dos átomos de nitrógeno unidos entre sí), amoníaco (NH3), metano (CH4), monóxido de carbono (CO) y dióxido de carbono (CO2) también enriquezcan el espacio alrededor de las supernovas.
Todas estas especies moleculares se forman a partir de enlaces covalentes, y todas jugarían un papel clave en la formación de los planetas y en los orígenes de la vida. Pero ninguno de ellos es un mineral a menos que se congele a temperaturas mucho más frías que las que se encuentran cerca de una estrella en explosión.
Otros dos tipos de enlaces químicos enriquecen el cosmos. La unión iónica ocurre cuando dos átomos intercambian uno o más electrones. La unión metálica ocurre cuando muchos átomos tienen demasiados electrones.
Investigaciones modernas en isótopos
Cada elemento químico de la tabla periódica se define por su número fijo de protones, pero el número de neutrones no es fijo. Por ejemplo, en el carbono, que tiene 6 protones, el número de neutrones en los isótopos comunes puede variar de 5 a 8. En la naturaleza, el carbono 12 (con 6 protones más 6 neutrones) es el más común. Menos común es el carbono 13, que tiene 6 protones y 7 neutrones. Un isótopo radiactivo del carbono relativamente raro es el carbono 14, que tiene 6 protones y 8 neutrones y se usa en la datación por edad del carbono 14.
Los isótopos han proporcionado la clave para descubrir la docena de minerales-ur, que se encuentran en los granos pre-solares. De alguna manera, esos granos deben distinguirse de las partículas de polvo mucho más comunes que nos rodean.
La composición química del polvo mineral es similar a la de los granos pre-solares, pero las composiciones isotópicas de los granos de polvo pre-solar a menudo son radicalmente diferentes de cualquier cosa en la Tierra.
Por ejemplo, en la Tierra, la composición promedio del hidrógeno es de aproximadamente 150 partes por millón de deuterio, lo que representa un tipo de promedio de todo el material pre-solar que conformó los planetas en nuestro sistema solar, toda la variedad de polvo y gas que formaron el Nebulosa solar original.
Por el contrario, los granos de polvo pre-solar individuales que conformaban el Sistema Solar tenían proporciones de hidrógeno a deuterio desde unas pocas partes por millón hasta miles de partes por millón. Esto se debe a que diferentes granos de polvo pre-solar provienen de diferentes tipos de estrellas, y diferentes tipos de estrellas varían ampliamente en la forma en que procesan y producen los isótopos.
Los granos pre-solares se distinguen de las manchas de polvo comunes por sus anomalías isotópicas, es decir, las proporciones de isótopos son muy diferentes de las del promedio bien mezclado que vemos hoy en la Tierra. El desafío es identificar y aislar los granos de polvo microscópicos pre-solares de todo lo demás.
La microsonda de iones, que entró en uso en la década de 1990, es una increíble pieza de hardware científico de varios millones de dólares que puede medir la composición isotópica de los granos de polvo individuales y, por lo tanto, seleccionar las brocas pre-solares anómalas.
Una vez que un precioso grano pre-solar se identifica por sus anomalías isotópicas, puede estudiarse mediante otras técnicas para determinar qué minerales forman el polvo. Gran parte de cada grano no es cristalino; los átomos no se han organizado en una estructura regular con una composición bien definida. Este llamado estado amorfo habla de átomos agrupados aleatoriamente en un ambiente caluroso y caótico. Pero incrustados en la mayoría de los granos pre-solares también hay regiones de orden cristalino: diminutos cristales de minerales-ur.
Evolución mineral
La evolución mineral representa un enfoque alternativo para sistematizar, y para enseñar, el tema de la mineralogía. La diversidad mineral de los planetas terrestres evoluciona como consecuencia de las historias dinámicas de los planetas. Los roles de los procesos físicos, químicos y biológicos épicos crean gradientes en temperatura, presión y composición. Estos gradientes procesan selectivamente los elementos y conducen a nuevas especies minerales de equilibrio.
En este enfoque, la etapa cronológica de la evolución planetaria y los procesos asociados de formación de rocas que conducen a conjuntos distintivos de minerales, en lugar de la estructura de equilibrio, la composición y las propiedades de los minerales en sí, es el principio organizador subyacente. El tiempo geológico se convierte en un parámetro central de la mineralogía.
Lo primero en la mineralogía tradicional es la unión química, que es un concepto fundamental para entender cómo se forman los minerales. Los minerales-ur incorporan una amplia gama de tipos de enlaces: Enlaces covalentes en diamante, enlaces iónicos en óxidos y silicatos, fuerzas de van der Waals entre las capas de carbono del grafito, e incluso enlaces metálicos en las pequeñas motas de aleaciones de hierro y metal.
Los profesores de mineralogía exigen que cualquier curso de mineralogía seria debe introducir los motivos estructurales atómicos clave que aparecen una y otra vez en los minerales. En particular, en los óxidos y silicatos, los mismos patrones se repiten una y otra vez: Calcio rodeado por ocho átomos de oxígeno, magnesio rodeado por seis átomos de oxígeno y aluminio y silicio rodeado por cuatro átomos de oxígeno. Estos «poliedros», que son comunes a muchos minerales formadores de rocas, se encuentran en los minerales-ur.
La docena de especies de minerales-ur también ilustran conceptos mineralógicos clave como la solución sólida (Que es cómo dos o más elementos diferentes pueden sustituirse entre sí en el mismo cristal), como se ejemplifica en los olivinos, y el polimorfismo, como lo muestran las dos formas cristalinas de carbono muy diferentes: Diamante y grafito.
La mineralogía tradicional también enfatiza los diagramas de fase, que son representaciones gráficas de cómo se forman los minerales en diferentes dominios de presión, temperatura y composición. De hecho, los minerales-ur son ideales para introducir diagramas de fase básicos.
Estas características de los minerales proporcionan un rico contexto por el cual se introducen los principios químicos y físicos que son fundamentales para toda mineralogía. Sin embargo, a diferencia de la mineralogía tradicional, estos principios se introducen como parte de una historia evolutiva más amplia.
La evolución mineral complementa los enfoques más tradicionales para enseñar mineralogía al proporcionar una narrativa histórica para cada fase mineral. La historia de 4.5 mil millones de años integra los temas principales de la ciencia planetaria: geodinámica, petrología, geoquímica, termodinámica y geobiología. Como tal, la mineralogía se convierte en la clave para desbloquear la historia de nuestro planeta y, por lo tanto, asume un papel central en las ciencias de la tierra.
Referencias
Robert M. Hazen
Samples of Stars beyond the Solar System
Keller, Messenger, Stadermann, Walker, and Zinner,
Stardust – The Cosmic Seeds of Life
Sun Kwok
Minerals: Their Constitution and Origin
Wenk and Buklah