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

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1 QUÍMICA INORGÁNICA I LA TABLA PERIÓDICA Origen estelar de los elementos Semestre Rafael Moreno Esparza 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 0 Cómo y por qué 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 cientfica! Pero se puede contestar? Probablemente no. Y aunque no esperamos contestarla completamente, podemos aproximarnos a la respuesta Empleando una técnica cientfica para describir y discuyr escenarios, estrategias y soluciones de este problema. Esta discusión nos permiyrá iluminar aunque sea un poco nuestra comprensión del universo. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 1 Que Sabemos del Universo? Que es muy grande. Hay hasta el momento evidencia cientfica suficiente para pensar que nació en una gran explosión hace mas o menos millones de años. Cuál es esta evidencia? A conynuación 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 2 1

2 La Evidencia Dónde vivimos? Pues en este mugre planeta que hemos llamado la tierra La Evidencia La Yerra 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 celesyal conocido donde el agua puede exisyr 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 Evidencia Es especial de muchas maneras: por ejemplo, es el único cuerpo celesyal conocido donde el agua puede exisyr 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 Yerra? Pues dando vueltas como loca alrededor de una estrella a la que llamamos sol a una distancia mas o menos fija. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 3 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 4 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 5 2

3 La Evidencia La Evidencia Produciendo con ello un intervalo de temperatura parycular. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA La Evidencia 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 Yerra y casi todos los planetas, para enfriarse y finalmente converyrse en enana blanca. 6 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 7 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 8 3

4 La Evidencia La Evidencia La Evidencia A nuestra galaxia (donde se encuentra la Yerra y el sistema solar) se le conoce como la via lactea. Esta galaxia, se encuentra acompañada de algo así como cien mil millones de galaxias, según las úlymas evidencias, observadas por el telescopio espacial Hubble. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 9 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 10 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 11 4

5 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 12 La Teoría 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 exisyó 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 13 La Teoría Esta masa de volumen pequeño (comparado con la extensión del universo) fue bauyzada 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 esyma que su temperatura alcanzó unos 100 mil millones de grados Celsius. En tales condiciones, ni siquiera exisyrían los átomos como los ha definido la química. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 14 5

6 La Teoría Estas condiciones originaron que es sistema fuese muy inestable obligándolo a explotar Al explotar, la energía fue transformándose paulaynamente 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 15 La Teoría Los cálculos matemáycos 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 Yempo, 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 16 La Teoría Debieron pasar cientos de miles de años desde la gran explosión para que el choque entre las partculas elementales disminuyera, lo que permiyó que los núcleos atómicos capturaran sus electrones. La relación entre la expansión y el enfriamiento del universo es tan estrecha, que los jsicos han logrado, calcular con gran exacytud 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 electromagnéycas caracterísycas de esa temperatura. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 17 6

7 La Teoría Y era de esperarse que exisyese algún Ypo 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 noycia a los jsicos de la Universidad de Princeton que trabajaban en la teoría del Big Bang. La Teoría Ellos confirmaron que dicha radiación era el fósil Gísico buscado por los cientficos que correspondería a la radiación electromagnéyca 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 paryr del primer segundo, pero no explica cómo se generó el universo ni qué ocurrió antes del primer segundo. La Teoría Existen varias hipótesis sobre este evento, entre las cuales el modelo de inglación 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 inglación requiere mayor evidencia para ser aceptado definiyvamente. Lo bueno es que no se contradicen el uno al otro y son complementarios. Una estrella se forma cuando la gravedad logra concentrar en una región suficiente masa (a la temperatura adecuada) para comenzar la fisión nuclear. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 18 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 19 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 20 7

8 Evolución Estelar 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. Hay unas estrellas más brillantes y otras menos brillantes que el Sol. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 21 Evolución Estelar 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 Ypo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 22 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 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 23 8

9 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 24 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 combusyble 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. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 25 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 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 26 9

10 Nucleosíntesis del Big Bang La nucleosíntesis del Big Bang ocurrió en los primeros tres minutos del Universo y es responsable de las relaciones de abundancia del 1 H (proyo), 2 H (deuterio), 3 He y 4 He, en el Universo. Aunque el 4 He se produce por otros mecanismos y lo mismo pasa con el 1 H, se piensa que gran parte de la masa de estos isótopos fueron producidas durante el Big Bang. Se cree que estos elementos, se formaron cuando el Universo tenía entre 100 y 300 segundos, después de que el plasma quark-gluón primigenio se congelara para formar protones y neutrones. Nucleosíntesis del Big Bang Debido al periodo tan corto en que ocurrió la nucleosíntesis antes de detenerse debido a la expansión y el enfriamiento, no se formaron elementos más pesado que el liyo. Los elementos formados durante este periodo estaban en estado de plasma y no se pudieron enfriar al estado de átomos neutros hasta mucho después. Una vez que el universo se enfría suficiente y se forman las primeras estrellas, empezarán a ocurrir otros procesos de nucleosíntesis en dichas estrellas. Dependiendo del tamaño de las estrellas se presentarán diferentes procesos de nucleosíntesis. Nucleosíntesis estelar La nucleosíntesis estelar ocurre durante el proceso de evolución estelar. Es responsable de la generación de la mayor parte de los elementos ligeros y medianos y de una minoría de los elementos pesados por procesos de fusión nuclear a paryr del H y del He. El proceso de fusión nuclear en el interior de las estrellas, que se encuentran en la secuencia principal, produce la formación de helio a paryr de la unión de núcleos de hidrógeno. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 27 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 28 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 29 10

11 Nucleosíntesis estelar 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. Nucleosíntesis Es el proceso mediante el cual se forman nuevos elementos químicos a paryr de reacciones atómicas. Se lleva en el interior de las estrellas y durante la explosiones de supernovas. Lentamente el hidrógeno y el helio se convierten en elementos más pesados. Los fotones (γ) se convertan en electrones (e - ) y positrones (e + ) (proceso conocido como producción de pares) Nucleosíntesis Estos fotones no podían producir partculas más pesadas (como nucleones por ejemplo) por no poseer suficiente energía Los electrones y positrones terminarían por colisionar con sus respecyvas anypartculas y converyrse de nuevo en fotones (a lo que nos referiremos como aniquilación) 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 30 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 31 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 32 11

12 Nucleosíntesis La segunda interacción fue la conversión de protones en neutrones y viceversa Esas partculas atómicas pesadas estaban ya presentes "en el principio y se transmutaban una en otra conynuamente mediante las siguientes reacciones; Procesos exotérmicos: combussón de H y He Hay básicamente cuatro grupos de reacciones de combusyón de hidrógeno a helio las cuales son llevados a cabo a través de dos mecanismos importantes: Las cadenas protón-protón (responsables de tres grupos de reacciones llamados cadenas PPI, PPII y PPIII) El ciclo carbono-nitrógeno (un grupo llamado PPIV o ciclo CN) que es ahora reconocido por incluir otro grupo de reacciones que involucran oxígeno, por lo que también es llamado el biciclo carbono-nitrógenooxígeno (biciclo CNO). Procesos exotérmicos: combussón de H y He La cadena PPI: La cadena PPII: 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 33 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 34 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 35 12

13 Procesos exotérmicos La cadena PPIII: Reacciones termonucleares Ciclo protón-protón Temperatura 10 millones de grados CombusSón de H, inicio estelar Una estrella al inicio solo Yene H y debido a la gravedad inicia la secuencia de reacciones debido a que los átomos de H están siendo comprimidos 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 36 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 37 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 38 13

14 CombusSón de He, gigantes rojas Cuando se ha terminado el H y solo queda Helio y elementos más pesados, inicia esta secuencia: CombusSón de He, gigantes rojas La combusyón de carbono es la siguiente era termonuclear principal y es la primera de varias secuencias de reacciones nucleares consideradas responsables de en parte de la síntesis de los elementos en estrellas normales. Procesos exotérmicos Biciclo CNO: 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 39 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 40 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 41 14

15 Reacciones termonucleares Ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno 80 millones de grados CombusSón de C y O El contenido energéyco de estos procesos es: Agotamiento del C Después del agotamiento de 12 C, la contracción gravitacional produce dos procesos: la fotodesintegración de neón la combusyón de oxígeno. 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 42 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 43 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 44 15

16 Nucleosíntesis: Proceso explosivo En la estrella estable hidrostáycamente que ha completado su combusyón de oxígeno el proceso nuclear principal siguiente que comienza es la combusyón de silicio al cuasi-equilibrio Debido a la gran carga eléctrica sobre núcleos como silicio, este llega a ser muy dijcil la reacción de fusión entre dos núcleos de 28 Si. Sin embargo, una amplia variedad de reacciones nucleares alternayvas llegan a ser posibles en etapas avanzadas de la evolución estelar Estas reacciones involucran la eyección de partculas α por fotones de alta energía presentes en el centro de la estrella y el proceso inverso en el que la partcula α es capturada por los núcleos circundantes Nucleosíntesis: Proceso explosivo 28 (α,γ) Si 32 (α,γ) S 36 (α,γ) Ar β Ni + β + 56 Fe Esta cadena de reacciones complejas puede resumirse así: Las reacciones de este proceso pueden ir en cualquier dirección, pero las reacciones que van hacia la derecha se ven favorecidas (por ser exotérmicas) Nucleosíntesis de elementos. Captura de 4 He (liberación de energía) Cuando se acabe el H. Temperatura: menos de 80 millones de grados 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 45 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 46 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 47 16

17 Nucleosíntesis de elementos. Abundancia de los elementos en el universo Abundancia de los elementos Átomos por átomos de H H H e C O S i 10 8 N S c F e N i C u A g Número atómico 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 48 A u T h Abundancia En el sistema solar Abundancia Abundancia relasva de los elementos en el sistema solar Número atómico 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 49 Abundancia En la corteza terrestre Abundancia Elementos formadores de roca Metales de uso industrial en negrita Tierras raras Metales caros Número atómico 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 50 17

18 Abundancia Precio vs Abundancia Abundancia En el océano: Abundancia En el océano: Abundancia Abundancia Abundancia relasva de los elementos en el océano Abundancia Precio (US) 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 51 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 52 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 53 18

19 Abundancia Comparación Corteza Océano Plantas Elemento 16/08/18 LA TABLA PERIÓDICA 54 19