Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica
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Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar El origen de los elementos Química Inorgánica I Curso Intersemestral 1 Sigfrido Escalante Tovar jun-2016 Fuentes y referencias Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Lo que aquí se presenta está constituido por material original, así como por material obtenido de fuentes diversas tales como: “Chemistry of the elements”, N.N. Greenwood and A. Earnshaw. Pergamon Press, Oxford, 1984. Capítulo 1. - “The Elements” P.A. Cox, Oxford Science Publications, Oxford, 1994. Caps. 2 y 3. - Viola, V. E. Journal of Chemical Education, 67-9, 1990. - Escalante, S., Carigi, L., Gasque, L., ¿Cómo Ves?, Año 13, Num.153, 2011. - Escalante, S., Gasque, L., Educación Química, 23(1), 62-68, 2012. - http://hubblesite.org/ , http://www.nasa.gov/home/index.html - - Además de material aportado por el profesor Rodrigo Castañeda Rivera. Algunas otras fuentes se citan en la diapositiva correspondiente. Si deseas saber más asómate a estas referencias. 2 El Universo, lo pequeño Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Átomos Quarks Molécula El átomo El átomo y sus componentes 3 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancias en el Universo. Validan los modelos de nucleosíntesis. M par M= protones + neutrones M impar 4 El Universo, lo grande Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 5 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar La Vía Láctea 6 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar La gran explosión 7 El Universo, su origen y evolución Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar La teoría más aceptada hoy en día sobre el origen del Universo es la Teoría de la Gran Explosión, el famoso Big Bang. ¿Qué evidencias experimentales se tienen para apoyar esta teoría? Hay 3 evidencias: 1- El alejamiento continuo de todas las galaxias. 2- La existencia de una radiación de fondo uniformemente distribuida. 3- La abundancia y distribución actual de los elementos en el Universo. 8 Las tres modalidades de nucleosíntesis. Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar • 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. 9 Nucleosíntesis primigenia Núcleo de deuterio Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Núcleo de helio Protones y neutrones se fueron uniendo por medio de la atracción nuclear fuerte. 10 Nucleosíntesis primigenia • p+ + n 2H + g Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar formación de núcleos de deuterio (un protón y un neutrón) • 2H + 2H 3H + p+ formación de núcleos de tritio (un protón y dos neutrones) • 2H + 2H 3He + n formación de 3He (dos protones y un neutrón) • 3He • 3H • 4He + 3H 7Be formación de núcleos de 7Be (cuatro protones y tres neutrones) • 7Be + e- formación de núcleos de 7Li (tres protones y cuatro neutrones) + n 4He + g + p+ 4He 7Li formación de núcleos de helio (dos protones y dos neutrones) +g +n Casi todo el 7Li que se conoce hoy en el Universo, que no es mucho, provino de esta reacción. Hay que notar que los núcleos con masa 5 y 8 por ser inestables no se formaron en esta etapa. Tiempo: Temperatura: entre 1 segundo y 4 minutos después de la Gran Explosión entre 4 x 108 y 109 K 11 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar De las nebulosas se forman las estrellas actuales. La atracción gravitatoria las va compactando y la presión en su centro eleva la temperatura hasta los millones de grados. Entonces las reacciones de fusión se vuelven posibles y la nebulosa se enciende convirtiéndose en estrella. 12 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Las etapas de una estrella EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Nebulosa planetaria Estrella pequeña Gigante roja Supergigante roja Enana blanca Superrnova Estrella grande Estrella de neutrones Nube estelar que contiene protoestrellas LAS IMÁGENES NO ESTÁN A ESCALA http://essayweb.net/astronomy/blackhole.shtml Hoyo negro 13 El Sol Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 14 Lee más en: http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/gif/ Nucleosíntesis estelar Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Dependiendo de la masa, la densidad, la temperatura y la generación de la estrella, podrán darse todos o algunos de los siguientes procesos. • Procesos exotérmicos: procesos PP (fusión protón-protón) ciclo CNO (obtención de He catalizada por C, N y O) proceso triple a (fusión de He para obtener C y O) “combustión” de C, O, Ne, Mg, Si. proceso e (equilibrio posterior a la fotodesintegración en supernovas) • Otros procesos: proceso a (captura de partículas a de alta energía) proceso P (captura de protones en las supernovas) proceso S (captura lenta de neutrones en estrellas) proceso R (captura rápida de neutrones en supernovas) 15 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Fusión nuclear Interacciones protón-protón (PPI) + + + + + + n 1H protón + 1H protón 2H deuterón + e+ positrón + ne neutrino Esta reacción sólo ocurre a T > 107 K. Su duración media es de 1.4 1010 años. Libera una energía de 1.44 Mev. La ocurrencia de otros procesos depende de la masa de la estrella y de su temperatura. Los elementos más allá del hierro se forman por reacciones endotérmicas ya que 56Fe es el núclido más estable al tener la mayor energía por nucleón. 16 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Fusión nuclear Interacciones protón-deuterón. + + + + + n n 1H protón + 2H + 3He deuterón g + helio 3 g fotón (g) Esta otra reacción del la cadena PP1 tiene una vida media de sólo 0.6 s. Libera una energía de 5.49 Mev. Las reacciones nucleares frecuentemente se escriben de forma diferente, por ejemplo: 1H 14N + 2H + 4He 3He 17O +g puede escribirse como: + 1H puede escribirse como: 2H(p, g) 3He 14N(a,p) 17O 17 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Nucleosíntesis estelar exotérmica: cadena PPI. 1.44 Mev 5.49 Mev 12.86 Mev 5.49 Mev 1.44 Mev 41H 4He + 2e+ + 2ne + 26.72 Mev *1 Mev ~ 100 GJ mol-1 18 Nucleosíntesis estelar Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar cadenas PPI, PPII y PPIII. Fusión exotérmica que involucra protones T= 107 K. • PPI: 41H 4He + 2e+ + 2n • PPII: 3He + 4He 7Be + g 7Be + e- 7Li + n 7Li + 1H 2 4He • PPIII: 7Be + 1H 8B + g 8B 8Be + e+ + g + n 8Be 24He + e+ + n 26.72 Mev 19 La “combustión” de hidrógeno en el Sol Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Cada segundo, en el centro del Sol, se fusionan 600 x106 toneladas de hidrógeno que producen 595.5 x106 ton. de helio. Las 4.5 x 106 toneladas que restan se convierten en fotones g de alta energía que tardan un millón de años en salir a la superficie del Sol. Cada vez que se fusiona una mol de H se liberan 2.53 x 109 kJ mol-1. Cada vez que se realiza en la Tierra la combustión de 1 mol de H2. Se liberan tan sólo 244 kJ mol-1. ¿Notan la diferencia entre reacción química y reacción nuclear? 20 Lee más en: http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/gif/ Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Nucleosíntesis estelar Proceso triple alfa: fusión de helio para dar carbono y oxígeno. T= 108 K 7.148 Mev 7.281 Mev 4He + 4He 8Be + 4He 12 C +g + 4He 16 O+g Si la estrella es de baja masa los procesos de fusión terminan aquí. Cuando se agotan el hidrógeno y el helio, la estrella termina como un núcleo de carbón y algo de oxígeno quedando como una enana blanca. 21 Ciclo catalítico CNO Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Fusión de protones para dar helio mediada por carbono y nitrógeno. Se realiza en estrellas que ya contienen carbón y nitrógeno y de masa M > 1.3Mʘ pues la temperatura requerida es entre 13 x 106 y 1.6 x 107 K. Densidad= 100 g cm-3. Se le llama catalítico porque el carbono inicial es regenerado en la última reacción. A temperaturas mayores a 17 x 106 K este proceso domina sobre las cadenas de tipo PP en la conversión de hidrógeno a helio. Reacciones nucleares de la ruta principal 12C + 1H E (Mev) Vida media (t1/2)* 1.95 1.3 x 107 años 2. 22 7.54 7.35 minutos 3 x 106 años 3 x 105 años + e+ + n 2.70 82 segundos 12C 4.96 105 años 13N + g 13C + e+ + n 13C + 1H 14N + g 14N + 1H 15O + g 13N 15O 15N 15N + 1H + 4He 22 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Nucleosíntesis estelar “Combustión” de helio para dar carbono y oxígeno. T= 108 K “combustión” de helio 12C + 4He + 4He 20Ne + 4He 16O 16O E (Mev) + g 7.148 + g 24Mg + g 20Ne 4.75 9.31 En estrellas de masa> 8Mʘ y T entre 5 108 K y 2 109 K se dan los siguientes procesos: 20Ne 2 12C 23Na 28Si + 4He + 1H 2 16O 31P + 4He + 1H 23Mg + n 31S + n 23Mg + g 32S + g “Combustión” de carbono “Combustión” de oxígeno 23 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Estructura de una estrella masiva. (M > 10Mʘ) 1.4 x 106 K estructura de “cebolla” 1 x 108 K 5 x 108 K 1 x 109 K 1.4 x 109 K 4 x 109 K 4 x 109 K 24 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Las supernovas 25 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Fotodesintegración endotérmica en supernovas. + g 13 4He + 4 n 4He + g 2 1H + 2 n 1H + e- n + n 56Fe 124 Mev Cuando colapsa una supernova, su núcleo de hierro se desintegra por la radiación gama generada durante la implosión, liberando neutrones rápidos. T > 3 x 109 K, M= 10, 20, 40, 50 Mʘ 26 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Proceso R Captura rápida de neutrones en la desintegración explosiva de supernovas. Fotodesintegración: 56Fe → 13α + 4n Captura: 56Fe + 3n 59Fe 59Co + b- En un segundo, un núcleo de Fe puede capturar hasta 200 neutrones. Algunos de éstos se convierten en protones por decaimiento βdando origen a nuevos elementos de mayor masa. Reacciones de este tipo ayudan a explicar el origen y la abundancia de elementos cuya masa atómica oscila entre 63 y 209. 27 Nucleosíntesis interestelar Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Ocurre por colisiones entre partículas que viajan por el espacio interestelar. • Proceso X (espalación, astillamiento o fragmentación) 12C + p+ 11B + 2p 10B + 3He 9Be + 3He + p+ 7Li + 4He + 2 p+ 6Li + 4He + 3He –16.0 MeV –19.7 MeV –26.3 MeV –24.6 MeV –24.2 MeV Esto explica el origen y la abundancia de estos escasos elementos. 28 Abundancias en Los rayos cósmicos Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 29 Cox, Fig. 3.8 Elementos en los rayos cósmicos. Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancias en el Universo M= protones + neutrones M par M impar 30 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancias en el sistema solar 31 Resumen muy resumido Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancia solar de elementos captura de neutrones fusión nuclear Número atómico (Z) 32 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancias en La Tierra 33 La Tierra Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar masa de La Tierra: 5.9723 X 1024 Kg masa de la hidrósfera: 1.664 x 1021 Kg masa de la atmósfera: 5.136 x 1018 Kg masa de La Luna: 0.073483 x 1024 Kg densidad media de La Tierra: 5.15 g/cm3 CRC “Handbook of Chemistry and Physics”, 88th ed. 2007, CRC Press 34 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Abundancias en la corteza terrestre 35 Diagrama de Segré Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Estabilidad nuclear (diagrama de Segré) La estabilidad de los núcleos se va modificando al aumentar el número de nucleones (protones + neutrones). Por encima del calcio (Z=20), la estabilidad de los núcleos se aleja de la relación N=Z, donde el cociente N/Z = 1. Si N/Z está entre 1 y 1.6, los núcleos serán estables. Si N/Z < 1 ó > 1.6 los núcleos serán inestables y por lo tanto radiactivos. Se estabilizarán por decaimiento alfa, beta o gama con vidas medias de decaimiento que dependerán de varios factores. Los núcleos a la derecha de la banda de estabilidad tienen N/Z < 1 y decaerán por emisión β+ o EC. Los núcleos a la izquierda tienen N/Z > 1.6 y decaerán por emisión β- o emisión α si Z > 82. 36 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Estabilidad nuclear Número de protones (Z) Número de neutrones (N) Número de núcleos estables conocidos Impar Impar Impar Par 4 50 Par Par Impar Par 57 168 Establidad Los núcleos que contienen números pares de protones o neutrones son más estables que los que contienen número impares. 37 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Energía de amarre de los núcleos atómicos 56Fe 38 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Estabilidad de los núcleos Números mágicos: 2, 8, 20, 28, 50, 82 y 126. Los núcleos que tienen este número de protones o neutrones son más estables que los demás. Formas de decaimiento de núcleos inestables - Decaimiento a : emisión de un 4He. Z decrece. - Decaimiento b- : emisión de un electrón, resulta de la conversión de un neutrón en un protón. Z crece. - Decaimiento b+ : emisión de un positrón (e+), también provoca la conversión de un protón en un neutrón. Z decrece. - EC: captura de un electrón (1s), provoca la conversión de un protón en un neutrón. Z decrece. 39 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Secuencia principal de decaimiento del uranio 40 Los átomos más pesados tienen vidas medias más cortas Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 41 Nucleosíntesis artificial Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Ocurre hoy en día como resultado de actividades humanas en: • los reactores nucleares de fisión. • las explosiones de bombas nucleares. • los experimentos con aceleradores de partículas de Darmastadt en Alemania, Dubna en Rusia y Berkeley en Estados Unidos. 42 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Los elementos del futuro Desc. lab. Símbolo/Nombre 109 ago-1982 Darmstadt Alemania Mt Meitnerio 58Fe+209Bi 110 nov-94 ago-2003 Ds Darmstadtio 62Ni+208Pb 111 dic-1994 2003 Darmstadt Alemania Rg Roentgenio 64Ni+209Bi 112 1996 ago-2009 Darmstadt Alemania Cp Copernicio California EEUU Uut 1999 Dubna Rusia Fl Flerovio feb-2004 Dubna Rusia Uup Dubna Rusia Lv Livermorio Z 113 114 115 116 117 2010 may-2014 Rusia Darmstadt Uus 118 ¿ jun-1999 ? California EEUU Uuo Reacción 268Mt 269Ds 272Uuu t1/2 (s) ( aprox.) 3.7 ms 100 años (teo.) 17 ms 3.6 seg 0.6 ms, 29 s 3s 20Ca+243Am 288Uup 100 ms 50 s 48Ca+249Bk 270Uus ¡ 80 ms ! ? 43 Los elementos del futuro Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 44 http://en.wikipedia.org/wiki/File:Periodic_Table_Radioactivity.svg Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Los elementos del futuro n 118Uuo: 8s 5g 6f 7d 8p 6g 7f 8d [Rn]5f146d107s27p6 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar La historia de La Tierra • Su composición actual es resultado de diversos procesos geoquímicos. 46 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar La distribución terrestre • Siderófilos: se refiere a aquellos elementos afines al Fe ó parecidos a él, y normalmente se encuentran e el núcleo metálico ó cerca de éste. También se encuentran en la corteza terrestre pero su aparición es debida a reacciones que los originan. • Litófilos: son aquellos elementos presentes en las rocas. Se combinan fácilmente con el O para formar óxidos, silicatos, sulfatos y carbonatos. Son los más abundantes de la corteza terrestre. • Calcófilos: Son aquellos que se combinan fácilmente con S, As, Se... También forman parte mayoritariamente de la corteza terrestre. • Atmófilos: Son aquellos elementos gaseosos que forman parte de la atmósfera terrestre. 47 Clasificación geoquímica de los elementos Atmófilos en forma elemental en la atmósfera Litófilos Óxidos, silicatos, sulfatos, carbonatos (oxo-aniones) Siderófilos Son diferentes los de la corteza que los del núcleo terrestre. Corteza: los metales nobles Núcleo: cualquier metal menos activo que Fe Calcófilos Se presentan nativos así como en sulfuros, teluros y arsenuros. 48 ¿Y en México, cómo resultó la distribución de los elementos? Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar 49 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Los elementos en México • • • • Primer productor de plata: Ag Segundo lugar mundial en fluorita: CaF2 Tercer lugar en cadmio: Cd Cuarto lugar en grafito: C Investiguen otros: Cu, La, Mn, Fe … Para información relacionada con las ciencias de La Tierra ver: http://www.usgs.gov/ Para este tema en particular consulten la sección de minerales. 50 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Compuestos reportados: al 24-nov-2010 : 56 198 700 a las 19:15 hrs. al 22-ago-2011 : 62 133 210 a las ?? al 30-ene-2013: 70 493 385 a las 18:10 hrs. al 1-ago-2014: 89 368 817 a las 20:00 hrs. y sigue creciendo, 20 nuevos compuestos por minuto. http://www.cas.org/ 51 Facultad de Química Departamento de Química Inorgánica y Nuclear Dr. Sigfrido Escalante Tovar Esta presentación está disponible en formato PDF bajo el nombre: CURSO INTERSEMESTRAL NUCLEOSINTESIS en la siguiente página: http://depa.fquim.unam.mx/amyd/index.php en: Departamento de Química Inorgánica Química Inorgánica I Profesor: Sigfrido Escalante Tovar 52
