Lección 1: Origen de los Elementos Químicos PDF

Lección 1 Origen de los elementos químicos 1.1  OBJETIVOS ❖ Proporcionar una visión general acerca de la Teoría del Big Bang. ❖ Estudio de la nucleosíntesis de los elementos. ❖ Constitución de la Tierra....

Lección 1 Origen de los elementos químicos 1.1  OBJETIVOS ❖ Proporcionar una visión general acerca de la Teoría del Big Bang. ❖ Estudio de la nucleosíntesis de los elementos. ❖ Constitución de la Tierra. 1.2  Índice ❖ Origen del Universo: Teoría del Big Bang ❖ Nucleosíntesis de los elementos ligeros ❖ Nucleosíntesis de los elementos pesados 1.3 Tabla Periódica 1.4  Nitrogenoideos Cabonoideos Tabla Periódica nobles Gases Halógenos Anfígenos Térreos Grupo 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 1 2 Periodo 1 H He Hidrógeno Helio 3 4 5 6 7 8 9 10 2 Li Be B C N O F Ne Litio Berilio Boro Carbono Nitrógeno Oxígeno Flúor Neón 11 12 13 14 15 16 17 18 3 Na Mg Al Si P S Cl Ar Sodio Magnesio Aluminio Silicon Fosforo Azufre Cloro Argón 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 4 K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr Potasio Calcio Escandio Titanio Vanadio Chromio Manganeso Hierro Cobalto Níquel Cobre Zinc Galio Germanio Arsénico Selenio Bromo Kriptón 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 5 Rb Sr Y Zr Nb Mo Tc ☢ Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe Rubidio Estroncio Itrio Zirconio Niobio Molibdeno Tecnecio Rutenio Rodio Palladio Plata Cadmio Indio Estaño Antimonio Telurio Iodo Xenón 55 56 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 6 Cs Ba * Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po ☢ At ☢ Rn ☢ Cesio Bario Lutecio Hafnio Tantalo Wolframio Renio Osmio Iridio Platino Gold Mercurio Talio Lead Bismuto Polonio Astato Radón 87 88 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 7 Fr ☢ Ra ☢ ** Lr ☢ Rf ☢ Db ☢ Sg ☢ Bh ☢ Hs ☢ Mt ☢ Ds ☢ Rg ☢ Cn ☢ Nh ☢ Fl ☢ Mc ☢ Lv ☢ Ts ☢ Og ☢ Francio Radio Laurencio Rutherfordio Dubnio Seaborgio Bohrio Hassio Meitnerio Darmstadio Roentgenio Copernicio Nihonio Flerovio Moscovio Livermorio Téneso Oganesón 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 *Lantánidos * La Ce Pr Nd Pm ☢ Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb Lantano Cerio Praseodimio Neodimio Prometio Samario Europio Gadolinio Terbio Disprosio Holmio Erbio Tulio Iterbio 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 **Actínidos ** Ac ☢ Th ☢ Pa ☢ U ☢ Np ☢ Pu ☢ Am ☢ Cm ☢ Bk ☢ Cf ☢ Es ☢ Fm ☢ Md ☢ No ☢ Actinio Torio Protactinio Uranio Neptunio Plutonio Americio Curio Berkelio Californio Einstenio Fermio Mendelevio Nobelio 1.5  Hidrógeno Tabla Periódica Térreos Cabonoideos Nitrogenoideos Anfígenos Halógenos Gases nobles 1.6 Abundancia de los elementos en el Universo A= Z + neutrones A 1.7  Partículas subatómicas con relevancia en química Partícula Símbolo Masa/u Nº másico, Carga/ Espín u* e** Electrón 𝑒− 5.48610-4 0 -1 1 2 1 Protón p 1.0073 1 +1 2 1 Neutrón n 1.0087 1 0 2 Fotón  0 0 0 1 2 Neutrino 0 0 0 1 2 Positrón 𝑒+ 5.48610-4 0 +1 1 2 Partícula   Núcleo de 42𝐻𝑒 2+ 4 +2 0 Partícula   Electrón expulsado del núcleo 0 -1 1 2 *1 u = 1.660510-27 kg **1 e = 1.60210-19 C 1.8  Origen del Universo La teoría más aceptada hoy en día sobre el origen del Universo es la Teoría de la Gran Explosión, el famoso Big Bang En medio de la nada apareció una mota de luz muy brillante e increíblemente caliente. En su interior nació el espacio y con él empezó a funcionar el reloj cósmico, hace unos 13,700 millones de años). ❖ 1929 E. Hubble, basándose en el corrimiento hacia el rojo de los espectros de absorción de la luz proveniente de las galaxias distantes ❖ 1948 Alpher R. A., Bethe H. A. y de Gamov G. (α, β y γ) predicen la radiación cósmica de fondo, proponen la teoría del Big Bang. ❖ 1965 A. Penzias y R. Wilson descubren la radiación cósmica de fondo. ❖ La abundancia actual de dos elementos químicos ligeros expresada en porcentaje de masa es de 73.9% de hidrógeno y 24.0% de helio. Es decir, hay aproximadamente 11 átomos de hidrógeno por cada uno de helio. El 2.1% de la masa restante 1.9  Origen del Universo ❖ Se supone que toda la materia del Universo estaba contenida en un núcleo primario, de gran densidad y alta temperatura; el cual por alguna razón explotó y comenzó la creación del espacio, distribuyendo la materia uniformemente a través del espacio. ❖ Se ha calculado que en un inicio la densidad del Universo era ≈1096 g/cm3, y la temperatura 1032 K ❖ Después de transcurridos t=10-36 segundos, el Universo era 100 millones de veces mayor y la temperatura T≈1028 K. 1.10  Origen del Universo ❖ Muy pronto, las condiciones fueron las adecuadas para que los protones y neutrones se combinaran (Fuerzas intensas) y así formaron núcleos de deuterio y helio. Posteriormente, los electrones se unieron a los núcleos (Fuerzas electromagnéticas) para formar los átomos. ❖ De pronto el Universo se expandió: ❖ En un instante creció hasta hacerse 1050 veces mayor y se enfrió hasta ~ 0 K. Este evento se conoce como la Inflación Cósmica. ❖ La inflación desapareció tan rápido como había empezado y entonces la temperatura volvió a subir, apareciendo numerosos pares partícula- antipartícula ❖ Transcurrido un segundo, la temperatura del Universo era ~1010 K y se había poblado de: fotones (), positrones (e+), neutrinos (), antineutrinos (ത), protones (p+), neutrones (n) y electrones (e–). 1.11  Origen del Universo ❖ Nucleosíntesis primigenia Ocurrió en los primeros 4 minutos después de la gran explosión. En esta etapa se formaron casi exclusivamente hidrógeno y helio. ❖ Nucleosíntesis estelar Ocurre en el interior de las estrellas y a lo largo de su existencia. Se producen la mayoría de los elementos químicos. ❖ Nucleosíntesis interestelar Ocurre principalmente en los rayos cósmicos y produce unos cuantos elementos que no se forman en las estrellas. 1.12  Nucleosíntesis primigenia ❖ En esas condiciones 1010 K ❖ Los neutrones libres, cuya vida media es de 11 minutos, se desintegraban. 𝑛 𝑝+ + 𝑒 − + ത ❖ Las partículas elementales se encontraban en equilibrio 𝑝+ + 𝑒 − 𝑛+ 𝑛 + 𝑒− 𝑝+ + ത ❖ A T=109 K ❖ los protones y los neutrones empezaron a fusionarse para dar origen a los primeros núcleos de deuterio (2H), el cual en esas condiciones era muy inestable y se desintegraba casi tan pronto como se formaba. 𝑝+ + 𝑛 2𝐻 + γ 1 2 3 1𝐻 + 21𝐻 1𝐻 + 𝑝+ 1.13  Nucleosíntesis primigenia Núcleo de deuterio Núcleo de helio Protones y neutrones se unen por la atracción nuclear fuerte. 1.14  Nucleosíntesis primigenia ❖ A 4108 8M ʘ y T entre 5×108 K y 2×109 K se dan los siguientes procesos: 20 𝑁𝑒 + 4𝐻𝑒 28 𝑆𝑖 + 4𝐻𝑒 23 𝑁𝑎 + 1𝐻 31 𝑃 + 1𝐻 2 12𝐶 2 16𝑂 23 31 𝑀𝑔 + 𝑛 𝑆+𝑛 24 32 𝑀𝑔 + 𝛾 𝑆+ 𝛾 1.21  Nucleosíntesis estelar ❖ Proceso e (equilibrio posterior a la fotodesintegración en supernovas) ❖ Las estrellas con masas en el rango de 10-50 Mʘ consumen su hidrógeno mucho más rápidamente que las estrellas más pequeñas y, por tanto, pasan menos tiempo en la secuencia principal. ❖ Las reacciones del helio comienzan en su interior mucho antes de que se agote el hidrógeno y en la parte media de su vida pueden expandirse sólo ligeramente. ❖ Se vuelven inestables y explotan violentamente, emitiendo enormes cantidades de material al espacio interestelar 56 Cuando colapsa una supernova, su núcleo de 𝐹𝑒 + 𝛾 13 4𝐻𝑒 + 4𝑛 hierro se desintegra por la radiación gama 4 generada durante la implosión, liberando 𝐻𝑒 + 𝛾 2 1𝐻 + 2𝑛 1 neutrones rápidos. 𝐻 + 𝑒− 𝑛+ 1.22  Nucleosíntesis estelar ❖ Proceso  (captura de partículas  de alta energía) ❖ Tras el agotamiento del helio y el carbono en las enanas blancas se produce la contracción del núcleo, la temperatura se eleva por encima de 109 K, entonces los rayos  del conjunto estelar se vuelven lo suficientemente energéticos como para promover la reacción (endotérmica) 20𝑁𝑒 + 𝛾 16 𝑂 + 4𝐻𝑒 ❖ Algunas de las partículas  liberadas también pueden reaccionar con 12C para dar más 16O ❖ La partícula  liberada puede penetrar la barrera coulómbica de otros núcleos de neón para formar 24Mg en una reacción fuertemente exotérmica. 20 𝑁𝑒 + 4𝐻𝑒 24 𝑀𝑔 + 𝛾 o bien 2 20𝑁𝑒 16 𝑂 + 24𝑀𝑔 + 𝛾 24 28 ❖ El 24Mg formado puede reaccionar 𝑀𝑔 + 4𝐻𝑒 𝑆𝑖 + 𝛾 del mismo modo se produce 32S, 36Ar y 40Ca ❖ El proceso  directo se detiene en 40Ca ya que 44Ti* es inestable a la desintegración por captura electrónica. 40 20𝐶𝑎 + 4𝐻𝑒 44 ∗ 22𝑇𝑖 +𝛾 44 ∗ 21𝑆𝑐 44 20𝐶𝑎 + 𝛽+ + 44 ∗ 22𝑇𝑖 + 𝑒− 44 ∗ 21𝑆𝑐 + 44 20𝐶𝑎 + 42𝐻𝑒 48 22𝑇𝑖 +𝛾 1.23  Nucleosíntesis estelar ❖ Proceso P (captura de protones en las supernovas) ❖ La reacción (p, ) justifica la presencia de isótopos ricos en protones que aparecen en menor abundancia que los isótopos normales, ricos en neutrones. 84 85 38𝑆𝑟 +𝑝 39𝑌 +𝛾 ❖ Proceso S captura de neutrones lenta en la desintegración explosiva de supernovas 13 16 25 ❖ La fuente de neutrones es: 6𝐶 + 42𝐻𝑒 8𝑀𝑔 +𝑛 y 22 10𝑁𝑒 + 42𝐻𝑒 12𝑀𝑔 +𝑛 ❖ El proceso S del Bi para transformar 4 neutrones en una partícula  es: 209 210 206 209 83𝐵𝑖 +𝑛 83𝐵𝑖 +𝛾 82𝑃𝑏 + 3𝑛 82𝑃𝑏 210 210 209 209 83𝐵𝑖 84𝑃𝑜 + 𝑒− + 𝜐 82𝑃𝑏 83𝐵𝑖 + 𝑒− + 𝜐 210 206 84𝑃𝑜 82𝑃𝑏 + 42𝐻𝑒 4 4𝑛 2𝐻𝑒 + 2𝑒 − + 2𝜐 + 𝛾 209 ❖ El 83𝐵𝑖 regenerado puede comenzar un nuevo ciclo 1.24  Nucleosíntesis estelar ❖ Proceso r (captura rápida de neutrones en la desintegración explosiva de supernovas) ❖ es un conjunto de reacciones nucleares que es responsable de la creación de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos más pesados que el hierro; los "elementos pesados", siendo la otra mitad producida por el proceso p y el proceso s. 56 59 59 26𝐹𝑒 + 3𝑛 26𝐹𝑒 27𝐶𝑜 + 𝛽− ❖ En un segundo, un núcleo de Fe puede capturar hasta 200 neutrones. Algunos de éstos se convierten en protones por decaimiento β− dando origen a nuevos elementos de mayor masa. Nucleosíntesis interestelar ❖ Ocurre por colisiones entre partículas del espacio interestelar ❖ Proceso X (fragmentación) 12 6𝐶 +𝑝 11 5𝐵 + 2𝑝 10 5𝐵 + 32𝐻𝑒 9 4𝐵𝑒 + 32𝐻𝑒 + 𝑝 7 3𝐿𝑖 + 42𝐻𝑒 + 2𝑝 6 3𝐿𝑖 + 42𝐻𝑒 + 32𝐻𝑒 1.25 Abundancia de los elementos en el Universo A= Z + neutrones A 1.26  Estabilidad de los núcleos atómicos LA ESTABILIDAD DE LOS NÚCLEOS ATÓMICOS: Definimos la energía de ligadura (binding energy): B = 𝑍 × 𝑚𝑝 + 𝐴 − 𝑍 × 𝑚𝑛 −𝑚 𝐴, 𝑍 × 𝑐2 mp - masa del protón mn - masa del neutrón A - número másico (número de protones + neutrones) Z - número atómico (número de protones) m(A,Z) - masa del núcleo con A y Z 1.27  Estabilidad de los núcleos atómicos Energía de ligadura por nucleón (B/A) Energía de ligadura por nucleón B/A; MeV/nucl Masa atómica, A (uma) 1.28 Estabilidad de los núcleos atómicos Energía de ligadura por nucleón (B/A) 1.29  Constitución de la Tierra Componente Grosor Densidad Fracción de Principales promedio promedio la masa total constituyentes (Km) (miles de (%) Kg/m3) nitrógeno y Atmósfera 0.00009 oxígeno Océanos 4 1.03 0.024 agua silicatos y otros Corteza 17 2.8 0.5 óxidos complejos silicatos de Manto 2880 4.5 67.2 magnesio Ni, Fe y S Núcleo 3470 11.0 30.2 (líquidos) Fe y Ni (sólidos) 1.30  La Composición de la Tierra Al Global Ca Resto - Fe-Ni se concentran en el Ni 1.7% 1.6% 3.5% 1.8% núcleo Si O 29.7% 14.2% - Oxígeno y Sílice en las capas más externas - Solo O, Si, Al, Fe, Ca, Mg, Na, Mg 15.4% K, Ti, H, Mn y P tienen abundancias > 0.1% en la Na CORTEZA 0.2% Fe 31.9% Al Resto Manto+Corteza Resto Ti K Corteza Ca H 2.4% 1.0% Al 0.8% 0.9% 1.7% 2.5% 0.1% Ni Ca 8.0% 0.2% Ni 5.1% Si O 0.1% O 20.9% 43.8% 45.2% Si Mg 27.2% 22.7% Na Fe Mg Na Fe 0.3% 6.3% 2.8% 2.3% 5.8% 1.31 Abundancia de los elementos en la Tierra Azufre Abundancia relativa en peso de los elementos en toda la Tierra y en la Corteza, en ésta última se observa una disminución en hierro y un aumento en oxígeno, silicio, aluminio, calcio, potasio y sodio. 1.32