En la tierra se conocen actualmente 112 elementos, de los
cuales 90 comprendidos entre el hidrógeno y el uranio son elementos naturales,
pero existen el promecio y el tecnecio que no son naturales, y los demás se
obtienen por reacciones nucleares.
El origen del universo nos da respuesta a las preguntas de porqué solo existen 90 elementos naturales y la abundancia de ellos. La teoría más seguida sobre la formación del universo es la del Big-Bang que se basa en un principio donde toda la materia del universo estaba contenida en un núcleo primitivo con una densidad de aproximado 1096 g/cm3 y una temperatura aproximada a 1032 K, se supone que este núcleo explosionó y distribuyó materia y radiación uniformemente a través del espacio. Se produjo así el principio de expansión del universo que al ir expandiendo se enfrió, lo que permitió la formación de las primeras partículas llamadas quarks, y se diferenciaban ya las cuatro fuerzas principales: gravitacional, electromagnética, nuclear fuerte y débil.
Transcurrido un tiempo de aproximadamente 6·10-6 s desde el Big-Bang se cree que la temperatura era de ≈1,4·1012 K, los quarks en estas condiciones interaccionan entre sí y forman protones, neutrones y después se estabilizan los electrones.
Sigue corriendo el tiempo y en un segundo, después de un periodo de extensas aniquilaciones partícula – antipartícula, se forman los fotones electromagnéticos.
A continuación las fuertes fuerzas nucleares hicieron que una gran cantidad de neutrones y de protones se combinaran para dar núcleos de Deuterio (n + p) y de Helio (2n+ 2p).
Durante un tiempo comprendido entre 10 y 500 s, el universo se comporta como un colosal reactor nuclear de fusión, y va a convertir el H en He, la temperatura antes de esto era tan alta que no podía existir He y solo existía H.
Se cree que a los 8 minutos del Big-Bang la composición del universo era ¼ de la masa era He y las ¾ eran H, también se cree que había 10-3% de Deuterio y 10-6% núcleos de Li.
Existen grandes diferencias en la composición de los elementos en el sistema solar pero existe gran uniformidad en conjunto el universo.
El H es el elemento más abundante en el universo constituyendo el 88,6%, después el He que es 8 veces menor que el H (11.3 %) y los demás elementos el 0,1% .
La vida media de un neutrón es de 11,3 minutos descomponiéndose en un protón, electrón y De. Un segundo después el universo estaba formado por un plasma de neutrones, protones, neutrinos. La temperatura era tan alta que no había átomos. Este plasma y las elevadas energías dieron lugar a distintas reacciones nucleares. Como consecuencia de la expansión la temperatura fue disminuyendo y cuando se alcanzó el 109 ºK se dieron lugar unas reacciones nucleares.
De las cuatro reacciones la primera es la limitante, ejerciendo un control sobre las demás, dando lugar a una relación de He/H=1/10 que es la relación existente en las estrellas jóvenes.
Con el tiempo la temperatura disminuye lo suficiente para que las partículas positivas puedan capturar electrones y formar átomos y la novedad es que estas reacciones no se ven afectadas por las radiaciones electromagnéticas los átomos pueden interaccionar entre sí independientemente de la radiación. Esta interacción conduce a la formación de átomos diferentes, los cuales empiezan a condensarse y forman el núcleo de estrellas y la radiación se expande con el universo.
Para un tiempo de 11,3 minutos la mitad del universo eran protones y la temperatura era de 5·108 ºK. Pasado otro tiempo de 30 a 60 minutos los núcleos formados eran los siguientes: 2H; 3He; 4He; 5He. Este último tiene una vida media corta que es de 2,1·10-21, transformándose en el anterior átomo. En este tiempo los núcleos formados son establecidos hasta el 4He. Van evolucionando a átomos y en las estrellas tiene lugar reacciones nucleares que dan lugar a los elementos químicos.
Para justificar esta formación se recurre a los hornos de combustión que actúan como reactores nucleares y en estos se van a formar los elementos.
La primera etapa de formación es el llamado Horno de Hidrógeno y consiste en que se van acumulando los núcleos para formar estrellas densas en las cuales la fuerza de gravedad mantenga en el núcleo unas elevadas temperaturas que van a facilitar algunas reacciones de tipo nuclear. Los átomos que se van a formar en esta etapa son H y He y a partir de estos en el núcleo de las estrellas se van a formar otros elementos.
Par generar otros elementos se requiere la combinación de H-He ó He-He por reacciones termonucleares de fusión de las estrellas con mayor temperatura interna @108K. Ahora se dan en el interior otras reacciones que constituyen el horno de He.
En estrellas mayores con temperatura mayor a ≈ 6·108 K, que además de las reacciones anteriores se pueden dar otras como el Horno de Carbono-Nitrógeno.
El resultado de todas estas reacciones hasta ahora es la transformación de H en He, pero ya vamos obteniendo varios elementos más pesados. Estos elementos más pesados interaccionan entre sí para dar lugar a otros más pesados.
La síntesis de estos elementos va en función de la temperatura que hay en el centro del núcleo de la estrella. Las reacciones de estos elementos pesados, dependen de una compleja relación ente, la temperatura, la estabilidad del mismo y su vida media. La máxima estabilidad de estos sé sitúa alrededor del hierro, y todas las reacciones que se producen hasta el Fe son de tipo exotérmico. Por esto el hierro es más abundante que sus vecinos.
Si las reacciones se produjeran indefinidamente el universo estría comprendido prácticamente de Fe, pero a consecuencia de la expansión del universo la temperatura fue disminuyendo de forma que las reacciones de fusión se hicieron más lentos ó pararon.
En el universo existen elementos más pesados que el Fe, y estos se formaron a partir de la adición de neutrones a los núcleos y posterior emisión electrónica. En entornos de baja densidad neutrónica la adición se producía más lentamente, sin embargo en entornos de alta densidad neutrónica la adición era rápida, como se da en a las Novas se puede adicionar de 10 a 15 neutrones en poco tiempo originando otro tipo de elementos.
Los elementos muy pesados se pueden formar también por este tipo en donde después de la adición neutrónica tiene lugar la perdida de electrones de los núcleos.
Para la explicación del origen de los elementos en la tierra se discuten muchas teorías de las cuales la más aceptada es la siguiente: la tierra en un principio tenía una temperatura muy elevada, por la expansión sufrió un enfriamiento generándose las distintas capas; un núcleo denso, sólido y formado por Fe y Ni; envuelto por una fase líquida(magma); y por último una corteza externa.
La distribución de los elementos en la tierra ha dependido de las fuerzas que han actuado sobre ella. Nos encontramos en la corteza muchos depósitos de materiales (menas), las cuales se justifican se recurre a la tectónica de placas¼. Estos materiales proceden del magma fluido que asciende por grietas existentes en la corteza llegando a la superficie, en esta se solidifican formando filones u otros dispositivos, explicando así las distintas concentraciones de elementos de la corteza.
Los agentes atmosféricos nos dan una reacción la cual ayuda a comprender algunos depósitos de Al no esperados, esta reacción son:
El origen del universo nos da respuesta a las preguntas de porqué solo existen 90 elementos naturales y la abundancia de ellos. La teoría más seguida sobre la formación del universo es la del Big-Bang que se basa en un principio donde toda la materia del universo estaba contenida en un núcleo primitivo con una densidad de aproximado 1096 g/cm3 y una temperatura aproximada a 1032 K, se supone que este núcleo explosionó y distribuyó materia y radiación uniformemente a través del espacio. Se produjo así el principio de expansión del universo que al ir expandiendo se enfrió, lo que permitió la formación de las primeras partículas llamadas quarks, y se diferenciaban ya las cuatro fuerzas principales: gravitacional, electromagnética, nuclear fuerte y débil.
Transcurrido un tiempo de aproximadamente 6·10-6 s desde el Big-Bang se cree que la temperatura era de ≈1,4·1012 K, los quarks en estas condiciones interaccionan entre sí y forman protones, neutrones y después se estabilizan los electrones.
Sigue corriendo el tiempo y en un segundo, después de un periodo de extensas aniquilaciones partícula – antipartícula, se forman los fotones electromagnéticos.
A continuación las fuertes fuerzas nucleares hicieron que una gran cantidad de neutrones y de protones se combinaran para dar núcleos de Deuterio (n + p) y de Helio (2n+ 2p).
Durante un tiempo comprendido entre 10 y 500 s, el universo se comporta como un colosal reactor nuclear de fusión, y va a convertir el H en He, la temperatura antes de esto era tan alta que no podía existir He y solo existía H.
Se cree que a los 8 minutos del Big-Bang la composición del universo era ¼ de la masa era He y las ¾ eran H, también se cree que había 10-3% de Deuterio y 10-6% núcleos de Li.
Existen grandes diferencias en la composición de los elementos en el sistema solar pero existe gran uniformidad en conjunto el universo.
El H es el elemento más abundante en el universo constituyendo el 88,6%, después el He que es 8 veces menor que el H (11.3 %) y los demás elementos el 0,1% .
La vida media de un neutrón es de 11,3 minutos descomponiéndose en un protón, electrón y De. Un segundo después el universo estaba formado por un plasma de neutrones, protones, neutrinos. La temperatura era tan alta que no había átomos. Este plasma y las elevadas energías dieron lugar a distintas reacciones nucleares. Como consecuencia de la expansión la temperatura fue disminuyendo y cuando se alcanzó el 109 ºK se dieron lugar unas reacciones nucleares.
De las cuatro reacciones la primera es la limitante, ejerciendo un control sobre las demás, dando lugar a una relación de He/H=1/10 que es la relación existente en las estrellas jóvenes.
Con el tiempo la temperatura disminuye lo suficiente para que las partículas positivas puedan capturar electrones y formar átomos y la novedad es que estas reacciones no se ven afectadas por las radiaciones electromagnéticas los átomos pueden interaccionar entre sí independientemente de la radiación. Esta interacción conduce a la formación de átomos diferentes, los cuales empiezan a condensarse y forman el núcleo de estrellas y la radiación se expande con el universo.
Para un tiempo de 11,3 minutos la mitad del universo eran protones y la temperatura era de 5·108 ºK. Pasado otro tiempo de 30 a 60 minutos los núcleos formados eran los siguientes: 2H; 3He; 4He; 5He. Este último tiene una vida media corta que es de 2,1·10-21, transformándose en el anterior átomo. En este tiempo los núcleos formados son establecidos hasta el 4He. Van evolucionando a átomos y en las estrellas tiene lugar reacciones nucleares que dan lugar a los elementos químicos.
Para justificar esta formación se recurre a los hornos de combustión que actúan como reactores nucleares y en estos se van a formar los elementos.
La primera etapa de formación es el llamado Horno de Hidrógeno y consiste en que se van acumulando los núcleos para formar estrellas densas en las cuales la fuerza de gravedad mantenga en el núcleo unas elevadas temperaturas que van a facilitar algunas reacciones de tipo nuclear. Los átomos que se van a formar en esta etapa son H y He y a partir de estos en el núcleo de las estrellas se van a formar otros elementos.
Par generar otros elementos se requiere la combinación de H-He ó He-He por reacciones termonucleares de fusión de las estrellas con mayor temperatura interna @108K. Ahora se dan en el interior otras reacciones que constituyen el horno de He.
En estrellas mayores con temperatura mayor a ≈ 6·108 K, que además de las reacciones anteriores se pueden dar otras como el Horno de Carbono-Nitrógeno.
El resultado de todas estas reacciones hasta ahora es la transformación de H en He, pero ya vamos obteniendo varios elementos más pesados. Estos elementos más pesados interaccionan entre sí para dar lugar a otros más pesados.
La síntesis de estos elementos va en función de la temperatura que hay en el centro del núcleo de la estrella. Las reacciones de estos elementos pesados, dependen de una compleja relación ente, la temperatura, la estabilidad del mismo y su vida media. La máxima estabilidad de estos sé sitúa alrededor del hierro, y todas las reacciones que se producen hasta el Fe son de tipo exotérmico. Por esto el hierro es más abundante que sus vecinos.
Si las reacciones se produjeran indefinidamente el universo estría comprendido prácticamente de Fe, pero a consecuencia de la expansión del universo la temperatura fue disminuyendo de forma que las reacciones de fusión se hicieron más lentos ó pararon.
En el universo existen elementos más pesados que el Fe, y estos se formaron a partir de la adición de neutrones a los núcleos y posterior emisión electrónica. En entornos de baja densidad neutrónica la adición se producía más lentamente, sin embargo en entornos de alta densidad neutrónica la adición era rápida, como se da en a las Novas se puede adicionar de 10 a 15 neutrones en poco tiempo originando otro tipo de elementos.
| 36 Fe 26 |
+
|
13
|
1 n 0 |
 |
69 Fe 26 |
|
69 Co 27 |
+
|
0 e -1 |
Los elementos muy pesados se pueden formar también por este tipo en donde después de la adición neutrónica tiene lugar la perdida de electrones de los núcleos.
Para la explicación del origen de los elementos en la tierra se discuten muchas teorías de las cuales la más aceptada es la siguiente: la tierra en un principio tenía una temperatura muy elevada, por la expansión sufrió un enfriamiento generándose las distintas capas; un núcleo denso, sólido y formado por Fe y Ni; envuelto por una fase líquida(magma); y por último una corteza externa.
La distribución de los elementos en la tierra ha dependido de las fuerzas que han actuado sobre ella. Nos encontramos en la corteza muchos depósitos de materiales (menas), las cuales se justifican se recurre a la tectónica de placas¼. Estos materiales proceden del magma fluido que asciende por grietas existentes en la corteza llegando a la superficie, en esta se solidifican formando filones u otros dispositivos, explicando así las distintas concentraciones de elementos de la corteza.
Los agentes atmosféricos nos dan una reacción la cual ayuda a comprender algunos depósitos de Al no esperados, esta reacción son:
4 KalSi3O8 + 4 CO2 + 22 H2O 4 K+ + 4 HCO3- + Al4Si4O10(OH)8 + 8 H4SiO4
La clasificación de los elementos de la tierra podía ser en
4 grandes grupos: 4 K+ + 4 HCO3- + Al4Si4O10(OH)8 + 8 H4SiO4- Siderófilos: se refiere a aquellos elementos amantes del Fe ó parecidos a él, y normalmente se encuentran e el núcleo metálico ó cerca de este, pero también se encuentran en la corteza terrestre pero su aparición es debida a reacciones que los originan.
- Litófilos: son aquellos elementos amantes de las rocas, forman parte de ellas, estos se combinan fácilmente con él O y X y son los más abundantes de la corteza terrestre.
- Calcófilos: Son aquellos que se combinan fácilmente con S, Ar, Se... También forman parte mayoritariamente de la corteza terrestre.
- Atmósfilos: Son aquellos elementos gaseosos que forman parte de la atmósfera terrestre.
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