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QUQUÍMICAÍMICAINORGÁNICA IINORGÁNICA I

LA TABLA PERILA TABLA PERIÓDICAÓDICAOrigen estelar de los elementosOrigen estelar de los elementos

Semestre 2009-1

Rafael Moreno Esparza1/10/08 LA TABLA PERIÓDICA 1

¿Cómo y Porqué existe el Mundo?¿Cómo y Porqué existe el Mundo?• Esta es quizá la más importante de

todas las preguntas que un serhumano se puede hacer.

• Es la raíz de la fe y la fantasía, deldogma y del desconcierto, de lapoesía

• ¡Y claro de la búsqueda científica!• Pero ¿se puede contestar?

• Probablemente no.

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¿C¿Cómo responderómo responder??• Y aunque no esperamos contestarla

completamente, podemosaproximarnos a la respuesta

• Empleando una técnica científica paradescribir y discutir escenarios,estrategias y soluciones de esteproblema.

• Esta discusión nos permitirá iluminaraunque sea un poco nuestracomprensión del universo.

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¿Que Sabemos del Universo?¿Que Sabemos del Universo?•• Que es muy grandeQue es muy grande..• Hay hasta el momento evidencia científica

suficiente para pensar queque nació en una grannació en una granexplosiónexplosión hace mas o menos14000 millones deaños.

•• ¿Cuál es esta evidencia?¿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 dichaevidencia.

• Es decir, hablaremos del sol y las estrellas y ellugar donde vivimos.

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La EvidenciaLa Evidencia•• ¿Dónde vivimos?¿Dónde vivimos?• Pues en este

mugre planetaque hemosllamadola tierra

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La EvidenciaLa Evidencia• La tierra entonces es un planeta cuya

composición es rocosa con clima templado auna distancia intermedia de una estrella.

• Es especial de muchas maneras: por ejemplo,es el único cuerpo celestial conocido donde elagua puede existir en sus tres fases, sólida,líquida y gaseosa.

• Lo anterior se debe a la distancia en que seencuentra de una estrella bastante mediocre.

• La tierra entonces es un planeta cuyacomposición es rocosa con clima templado auna distancia intermedia de una estrella.

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La EvidenciaLa Evidencia• Es especial de muchas maneras: por ejemplo,

es el único cuerpo celestial conocido donde elagua puede existir en sus tres fases, sólida,líquida y gaseosa.

• Lo anterior se debe a la distancia en que seencuentra 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 unadistancia mas o menos fija.

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La EvidenciaLa Evidencia• Produciendo con ello un intervalo de

temperatura particular.

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La EvidenciaLa Evidencia• El sol es una estrella de tamaño mediano,

moderadamente brillante,que nació hace cinco milmillones de años.

• Le quedan mas o menosotros cinco mil millonesde años antes de que seexpanda para formaruna gigante roja.

• Tragándose a la tierra y casitodos los planetas, para enfriarsey finalmente convertirse en enana blanca.

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La EvidenciaLa Evidencia• ¿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.

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La EvidenciaLa Evidencia• ¿Pero y las nebulosas donde están?• Pues en una Galaxia• Que no es más

que una colecciónde miles de millonesde estrellas, queestán unidas porefecto de la gravedad.

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La EvidenciaLa Evidencia• A nuestra galaxia (donde se encuentra la tierra

y el sistema solar) se le conoce como la vialactea.

• Esta galaxia, se encuentra acompañada dealgo así como cien mil millones de galaxias,según las últimas evidencias, observadas por eltelescopio espacial Hubble.

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La EvidenciaLa Evidencia• Además de las estrellas, los planetas y el polvo

cósmico existen una gran cantidad de objetosmás o menos exóticos, entre los que seencuentran los quasares y los agujeros negros.

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¿Y todo esto con que se come?¿Y todo esto con que se come?• Es claro que el tamaño del universo conocido

es extraordinariamente grande, para medirlas distancias dentro de este, debemosemplear una unidad apropiada.

• Esta se conoce como año luz y representa ladistancia que recorre un objeto a la velocidadde la luz durante un año.

• El universo es entonces un sistemaextraordinariamente vasto.

• ¿Pero como llegó a tener existencia?• Tenemos varias teorías y presentaré la más

importante.

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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 existió un sistema

primigenio denso y caliente, donde seoriginan los elementos químicos primordialesy todos los objetos astronómicos que seobservan en la esfera celeste (estrellas,galaxias, cúmulos de galaxias, etc.).

• Supone que toda la materia del universoestuvo en un comienzo, concentrada en unmismo lugar del espacio.

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La Teoría• Esta masa de volumen pequeño (comparado

con la extensión del universo) fue bautizadacomo huevo cósmico por Gamow o átomoprimitivo por Lemaître.

• Si toda la materia existente en el universoestuvo concentrada en una sola estructura,su densidad debió ser inimaginablementegrande.

• De igual forma, se estima que su temperaturaalcanzó unos 100 mil millones de gradosCelsius.

• En tales condiciones, ni siquiera existirían losátomos como los ha definido la química.

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La Teoría• Estas condiciones originaron que es sistema

fuese muy inestable obligándolo a explotar• Al explotar, la energía fue transformándose

paulatinamente en materia, a medida que sealejaba 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 losátomos más sencillos, hidrógeno y helio.

• Los átomos más pesados, como el hierro, elcarbono, el cobre y el resto de los elementos dela tabla periódica, fueron creados, según se cree,en el interior de las estrellas de gran masa,quienes los esparcieron por el cosmos al explotarcomo supernovas.

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La Teoría• Los cálculos matemáticos elaborados empleando

esta teoría sugieren que la formación de losátomos de hidrógeno y helio se hizo desde unprincipio, en razón de cuatro átomos dehidrógeno por uno de helio.

• Las mediciones actuales confirman un porcentajede 75% para el hidrógeno y 25% para el helio.

• Al mismo tiempo, la temperatura fuedescendiendo gradualmente y la velocidad deexpansión de la materia fue cada vez menor.

• Los fragmentos del huevo cósmico diseminadosen todas direcciones, se fueron condensando yformaron lo que hoy son galaxias, estrellas,planetas y todos los cuerpos celestes conocidos.

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La Teoría• Debieron pasar cientos de miles de años desde la

gran explosión para que el choque entre laspartículas elementales disminuyera, lo quepermitió que los núcleos atómicos capturaran suselectrones.

• La relación entre la expansión y el enfriamientodel universo es tan estrecha, que los físicos hanlogrado, calcular con gran exactitud latemperatura promedio a la que deberíaencontrarse 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 radiacioneselectromagnéticas características de esatemperatura.

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La Teoría• Y era de esperarse que existiese algún tipo de

radiación que confirmase los 3 K calculadospara el universo.

• En la primavera de 1964 los astrónomosestadounidenses Arno Penzias y RobertWilson, efectuando mediciones de ondas deradio en New Jersey, con una antena,descubrieron una radiación de fondo queinterfería con su trabajo y que no podíaneliminar, ya que parecía provenir de todo elfirmamento.

• Inmediatamente dieron la noticia a los físicosde la Universidad de Princeton que trabajabanen la teoría del Big Bang.

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La Teoría• Ellos confirmaron que dicha radiación era el

fósil físico buscado por los científicos quecorrespondería a la radiación electromagnéticaque emite un cuerpo a 3 K

• Naturalmente, este descubrimiento llamadoradiación térmica cosmológica, es uno de losmás importantes de la radio astronomía, ysignificó un fuerte respaldo a la teoría del BigBang.

• Entonces, la teoría del Big Bang explica laevolución del universo a partir del primersegundo, pero no explica cómo se generó eluniverso ni qué ocurrió antes del primersegundo.

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La Teoría• Existen varias hipótesis sobre este

evento, entre las cuales el modelo deinflación es de interés ya que resuelvealgunas dificultades teóricas inherentesen la teoría del Big Bang.

• Mientras que la teoría del Big Banggoza de un sólido soporteobservacional, el modelo de inflaciónrequiere mayor evidencia para seraceptado definitivamente.

• Lo bueno es que no se contradicen eluno al otro y son complementarios.

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Evolución EstelarEvolución Estelar• Una estrella se forma cuando la gravedad

logra concentrar en una región suficientemasa (a la temperatura adecuada) paracomenzar la fisión nuclear.

• Una estrella pasa la mayor parte de la vidaconsumiendo hidrógeno para producir heliomediante la fusión nuclear.

• Cuando el material fisionable se agota laestrella pierde la presión interna producidapor la fusión nuclear y se puede colapsarinmediatamente terminando en una enanablanca.

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Evolución EstelarEvolución 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 unagráfica del brillo como función de la temperatura.

• En 1911 el astrónomoEjnar Hertzprung usó estetipo de diagrama por primeravez.

• Más tarde en 1913 y de formaindependiente Henry Norris Russell hizo lo mismo.

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Evolución EstelarEvolución Estelar• Diagrama Hertzprung-Russell• Relaciona el brillo de una estrella con la

temperatura.• Ayuda a conocer

la edad de lasestrellas.

El sol

Gigante roja

Enanas blancas

Secuencia principalLu

min

osid

ad

1/Temperatura

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Evolución EstelarEvolución Estelar• Para una estrella comparable al Sol, la mayor

parte de la vida de la estrella ocurre durantela fase de fusión de hidrógeno en helio.

• A medida que la estrella consume hidrógenose va formando un núcleo de helio dondetambién se pueden producir elementos máspesados.

• Durante esta etapa la estrella se hace máscaliente y más brillante.

• En el diagrama Hertzprung-Russell lasestrellas que pasan por esta etapa aparecenen la región llamada Secuencia Principal.

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Evolución EstelarEvolución Estelar• Más adelante cuando se agota el hidrógeno

estas estrellas abandonan la secuenciaprincipal y se convierten en gigantes rojas.

• Entre mayor sea la masa original de la estrellamás rápidamente quema su combustible ypor lo tanto más corto es su paso por lasecuencia principal en la evolución estelar.

• Dependiendo de la masa original de laestrella, estas son las etapas finales a las quepuede llegar una estrella al final de su vida.

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Formación del Universo.• Se puede pensar que el universo ha pasado

por estas tres etapas:

Big Bang

Etapa oscura

Primeras estrellasAproximadamente hace

200 millones de años

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Reacciones termonucleares• El proceso de fusión nuclear en el interior de

las estrellas, que se encuentran en lasecuencia principal, produce la formación dehelio a partir de la unión de núcleos dehidrógeno.

• Este proceso de fusión puede ocurrir a travésde la formación de deuterio (2H) yposteriormente el núcleo del deuterio puedecolisionar con otro protón para formar unnúcleo de 3He.

• Algunas reacciones más complejas en lasestrellas implican la producción de carbono(C), además del helio.

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Reacciones termonucleares• El proceso de fusión nuclear en el interior de las

estrellas, que se encuentran en la secuenciaprincipal, produce la formación de helio a partirde la unión de núcleos de hidrógeno.

• Este proceso de fusión puede ocurrir a través dela formación de deuterio (2H) y posteriormenteel núcleo del deuterio puede colisionar con otroprotón para formar un núcleo de 3He.

• Algunas reacciones más complejas en las estrellasimplican la producción de carbono (C), ademásdel helio.

• Cuando una estrella de masa grande evolucionahacia una gigante roja, y finalmente a unasupernova, es cuando se forman los elementosmás pesados de la tabla periódica de loselementos.

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Reacciones termonucleares• Ciclo protón-protón• Temperatura 10 millones de grados

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Reacciones termonucleares• Ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno• 80 millones de grados

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Nucleosíntesis de elementos.• Captura de 4He (liberación de energía)• Cuando se acabe el H.• Temperatura: menos de 80 millones de

grados

Berilio: 4He + 4He → 8BeCarbono: 8Be + 4He → 12C + γOxígeno: 12C + 4He → 16O + γNeón: 16O + 4He → 20Ne + γMagnesio: 20Ne +4 He→ 24Mg + γ………..Hierro 52Cr + 4He → 56Fe + γ

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Nucleosíntesis de elementos.• Abundancia de los elementos en el universo

0 20 40 60 80 100

ThAu

AgCu

NiS i

S c

O

NFe

C

He

H

Abun

danc

ia d

e lo

s ele

men

tos

Átom

os p

or 1

012 á

tom

os d

e H1012

1010

108

106

104

102

Número atómico

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Abundancia• En el sistema solar

Abundancia relativa de los elementos en el sistema solar

Número atómico

Abun

danc

ia

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Abundancia• En la corteza terrestre

Elementos formadores de roca

Tierras raras

Metales de uso industrial

en negrita Metales caros

Abu

ndan

cia

Número atómico

10

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Abundancia• Precio vs Abundancia

Precio (US)

Abun

danc

ia

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Abundancia• En el océano:

Abundancia relativa Abundancia relativa de los elementos en el ocde los elementos en el océanoéano

Abun

danc

ia

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Abundancia• En el océano:

Abun

danc

ia

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Abundancia• Comparación

Elemento

OcéanoCorteza Plantas