QUÍMICA INORGÁNICA I LA TABLA PERIÓDICA. Origen estelar de los elementos Semestre Rafael Moreno Esparza. Cómo responder?

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1 QUÍMICA INORGÁNICA I Origen estelar de los elementos Semestre Rafael Moreno Esparza 0 Cómo y Porqué existe el Mundo? Esta es quizá la más importante de todas las preguntas que un ser humano se puede hacer. Es la raíz de la fe y la fantasía, del dogma y del desconcierto, de la poesía Y claro de la búsqueda científica! Pero se puede contestar? Probablemente no. 1 Cómo responder? Y aunque no esperamos contestarla completamente, podemos aproximarnos a la respuesta Empleando una técnica científica para describir y discutir escenarios, estrategias y soluciones de este problema. Esta discusión nos permitirá iluminar aunque sea un poco nuestra comprensión del universo. 2 Que Sabemos del Universo? Que es muy grande. Hay hasta el momento evidencia científica suficiente para pensar que nació en una gran explosión hace mas o menos14000 millones de años. Cuál es esta evidencia? A continuación revisaremos la evidencia existente y algunas de sus consecuencias. Pero para ello debemos presentar algunos términos que nos ayudarán a comprender dicha evidencia. Es decir, hablaremos del sol y las estrellas y el lugar donde vivimos. 3 1

2 Dónde vivimos? Pues en este mugre planeta que hemos llamado la tierra La tierra entonces es un planeta cuya composición es rocosa con clima templado a una distancia intermedia de una estrella. Es especial de muchas maneras: por ejemplo, es el único cuerpo celestial conocido donde el agua puede existir en sus tres fases, sólida, líquida y gaseosa. Lo anterior se debe a la distancia en que se encuentra de una estrella bastante mediocre. La tierra entonces es un planeta cuya composición es rocosa con clima templado a una distancia intermedia de una estrella. 4 5 Produciendo con ello un intervalo de temperatura particular. Es especial de muchas maneras: por ejemplo, es el único cuerpo celestial conocido donde el agua puede existir en sus tres fases, sólida, líquida y gaseosa. Lo anterior se debe a la distancia en que se encuentra de una estrella bastante mediocre. Y donde se encuentra la tierra? Pues dando vueltas como loca alrededor de una estrella a la que llamamos sol a una distancia mas o menos fija

3 El sol es una estrella de tamaño mediano, moderadamente brillante, que nació hace cinco mil millones de años. Le quedan mas o menos otros cinco mil millones de años antes de que se expanda para formar una gigante roja. Tragándose a la tierra y casi todos los planetas, para enfriarse y finalmente convertirse en enana blanca. Y el sol donde está? Pues forma parte deforma parte de lo que llamamos una Nebulosa Que es el lugar de nacimiento de las estrellas. 8 9 A nuestra galaxia (donde se encuentra la tierra y el sistema solar) se le conoce como la via lactea. Pero y las nebulosas donde están? Pues en una Galaxia Que no es más que una colección de miles de millones de estrellas, que están unidas por efecto de la gravedad. Esta galaxia, se encuentra acompañada de algo así como cien mil millones de galaxias, según las últimas evidencias, observadas por el telescopio espacial Hubble

4 Además de las estrellas, los planetas y el polvo cósmico existen una gran cantidad de objetos más o menos exóticos, entre los que se encuentran los quasares y los agujeros negros. 12 Y todo esto con que se come? Es claro que el tamaño del universo conocido es extraordinariamente grande, para medir las distancias dentro de este, debemos emplear una unidad apropiada. Esta se conoce como año luz y representa la distancia que recorre un objeto a la velocidad de la luz durante un año. El universo es entonces un sistema extraordinariamente vasto. Pero como llegó a tener existencia? Tenemos varias teorías y presentaré la más importante. 13 A la teoría que explica la expansión del Universo y por tanto su origen Se le conoce como la teoría del Big Bang Y propone que en el pasado existió un sistema primigenio denso y caliente, donde se originan los elementos químicos primordiales y todos los objetos astronómicos que se observan en la esfera celeste (estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, etc.). Supone que toda la materia del universo estuvo en un comienzo, concentrada en un mismo lugar del espacio. Esta masa de volumen pequeño (comparado con la extensión del universo) fue bautizada como huevo cósmico por Gamow o átomo primitivo por Lemaître. Si toda la materia existente en el universo estuvo concentrada en una sola estructura, su densidad debió ser inimaginablemente grande. De igual forma, se estima que su temperatura alcanzó unos 100 mil millones de grados Celsius. En tales condiciones, ni siquiera existirían los átomos como los ha definido la química

5 Estas condiciones originaron que es sistema fuese muy inestable obligándolo a explotar Al explotar, la energía fue transformándose paulatinamente en materia, a medida que se alejaba es todas direcciones. En un instante nacían el tiempo y el espacio. Al transcurrir los primeros tres minutos, empiezan a aparecer ya los núcleos de los átomos más sencillos, hidrógeno y helio. Los átomos más pesados, como el hierro, el carbono, el cobre y el resto de los elementos de la tabla periódica, fueron creados, según se cree, en el interior de las estrellas de gran masa, quienes los esparcieron por el cosmos al explotar como supernovas. 16 Los cálculos matemáticos elaborados empleando esta teoría sugieren que la formación de los átomos de hidrógeno y helio se hizo desde un principio, en razón de cuatro átomos de hidrógeno por uno de helio. Las mediciones actuales confirman un porcentaje de 75% para el hidrógeno y 25% para el helio. Al mismo tiempo, la temperatura fue descendiendo gradualmente y la velocidad de expansión de la materia fue cada vez menor. Los fragmentos del huevo cósmico diseminados en todas direcciones, se fueron condensando y formaron lo que hoy son galaxias, estrellas, planetas y todos los cuerpos celestes conocidos. 17 Debieron pasar cientos de miles de años desde la gran explosión para que el choque entre las partículas elementales disminuyera, lo que permitió que los núcleos atómicos capturaran sus electrones. La relación entre la expansión y el enfriamiento del universo es tan estrecha, que los físicos han logrado, calcular con gran exactitud la temperatura promedio a la que debería encontrarse el universo en la actualidad. Tal temperatura es de 3 K o -270 C bajo cero. Ahora bien, un cuerpo a una temperatura determinada, emite radiaciones electromagnéticas características de esa temperatura. 18 Y era de esperarse que existiese algún tipo de radiación que confirmase los 3 K calculados para el universo. En la primavera de 1964 los astrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson, efectuando mediciones de ondas de radio en New Jersey, con una antena, descubrieron una radiación de fondo que interfería con su trabajo y que no podían eliminar, ya que parecía provenir de todo el firmamento. Inmediatamente dieron la noticia a los físicos de la Universidad de Princeton que trabajaban en la teoría del Big Bang. 19 5

6 Ellos confirmaron que dicha radiación era el fósil físico buscado por los científicos que correspondería a la radiación electromagnética que emite un cuerpo a 3 K Naturalmente, este descubrimiento llamado radiación térmica cosmológica, es uno de los más importantes de la radio astronomía, y significó un fuerte respaldo a la teoría del Big Bang. Entonces, la teoría del Big Bang explica la evolución del universo a partir del primer segundo, pero no explica cómo se generó el universo ni qué ocurrió antes del primer segundo. 20 Existen varias hipótesis sobre este evento, entre las cuales el modelo de inflación es de interés ya que resuelve algunas dificultades teóricas inherentes en la teoría del Big Bang. Mientras que la teoría del Big Bang goza de un sólido soporte observacional, el modelo de inflación requiere mayor evidencia para ser aceptado definitivamente. Lo bueno es que no se contradicen el uno al otro y son complementarios. 21 Evolución Estelar Una estrella se forma cuando la gravedad logra concentrar en una región suficiente masa (a la temperatura adecuada) para comenzar la fisión nuclear. Una estrella pasa la mayor parte de la vida consumiendo hidrógeno para producir helio mediante la fusión nuclear. Cuando el material fisionable se agota la estrella pierde la presión interna producida por la fusión nuclear y se puede colapsar inmediatamente terminando en una enana blanca. Evolución Estelar Evolución Estelar Hay unas estrellas más brillantes y otras menos brillantes que el Sol. También hay estrellas más calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillo de una estrella están relacionados, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como función de la temperatura. En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo

7 Evolución Estelar Diagrama Hertzprung-Russell Relaciona el brillo de una estrella con la temperatura. Gigante roja Ayuda a conocer la edad de las estrellas. Secuencia principal Luminosidad El sol Enanas blancas 1/Temperatura 24 Evolución Estelar Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de hidrógeno en helio. A medida que la estrella consume hidrógeno se va formando un núcleo de helio donde también se pueden producir elementos más pesados. Durante esta etapa la estrella se hace más caliente y más brillante. En el diagrama Hertzprung-Russell las estrellas que pasan por esta etapa aparecen en la región llamada Secuencia Principal. 25 Evolución Estelar Más adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Entre mayor sea la masa original de la estrella más rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar. Dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida. 26 Formación del Universo. Se puede pensar que el universo ha pasado por estas tres etapas: Big Bang Etapa oscura Primeras estrellas Aproximadamente hace 200 millones de años 27 7

8 Reacciones termonucleares El proceso de fusión nuclear en el interior de las estrellas, que se encuentran en la secuencia principal, produce la formación de helio a partir de la unión de núcleos de hidrógeno. Este proceso de fusión puede ocurrir a través de la formación de deuterio ( 2 H) y posteriormente el núcleo del deuterio puede colisionar con otro protón para formar un núcleo de 3 He. Algunas reacciones más complejas en las estrellas implican la producción de carbono (C), además del helio. 28 Reacciones termonucleares El proceso de fusión nuclear en el interior de las estrellas, que se encuentran en la secuencia principal, produce la formación de helio a partir de la unión de núcleos de hidrógeno. Este proceso de fusión puede ocurrir a través de la formación de deuterio ( 2 H) y posteriormente el núcleo del deuterio puede colisionar con otro protón para formar un núcleo de 3 He. Algunas reacciones más complejas en las estrellas implican la producción de carbono (C), además del helio. Cuando una estrella de masa grande evoluciona hacia una gigante roja, y finalmente a una supernova, es cuando se forman los elementos más pesados de la tabla periódica de los elementos. 29 Reacciones termonucleares Ciclo protón-protón Temperatura 10 millones de grados Reacciones termonucleares Ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno 80 millones de grados

9 Nucleosíntesis de elementos. Captura de 4 He (liberación de energía) Cuando se acabe el H. Temperatura: menos de 80 millones de grados Berilio: Carbono: Oxígeno: Neón: Magnesio:.. Hierro 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C + γ 12 C + 4 He 16 O + γ 16 O + 4 He 20 Ne + γ 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ 52 Cr + 4 He 56 Fe + γ Nucleosíntesis de elementos. de los elementos en el universo de los elementos Átomos por átomos de H H He C O S i 10 8 N S c Fe Ni Cu Ag Au Th Número atómico En el sistema solar En la corteza terrestre relativa de los elementos en el sistema solar Elementos formadores de roca Tierras raras Metales de uso industrial en negrita Metales caros Número atómico 34 Número atómico 35 9

10 Precio vs En el océano: relativa de los elementos en el océano Precio (US) En el océano: Comparación Corteza Océano Plantas Elemento