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Abundancia de los elementos químicos

Los isótopos más abundantes del universo. La abundancia relativa es proporcional al área de cada círculo. H 1 {\displaystyle {\ce {^{1}H}}} (El círculo azul grande) comprende el...

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Un conjunto de círculos anidados coloreados y etiquetados con isótopos.
Los isótopos más abundantes del universo. La abundancia relativa es proporcional al área de cada círculo.H1{\displaystyle {\ce {^{1}H}}}(El círculo azul grande) comprende el 74% de la materia ordinaria del universo. El color corresponde al proceso nucleosintético:
  • Azul: Big Bang
  • Verde: estrellas de baja masa moribundas
  • Amarillo: estrellas masivas en explosión

La abundancia de los elementos químicos es una medida de su presencia en relación con los demás elementos en un entorno determinado. La abundancia se mide de tres maneras: mediante la fracción másica (en contextos comerciales, a menudo denominada fracción en peso ), mediante la fracción molar (fracción de átomos según su número, o a veces fracción de moléculas en gases) o mediante la fracción volumétrica . La fracción volumétrica es una medida común de abundancia en mezclas de gases, como las atmósferas planetarias, y su valor es similar al de la fracción molar molecular para mezclas de gases a densidades y presiones relativamente bajas, así como para mezclas de gases ideales . La mayoría de los valores de abundancia en este artículo se expresan como fracciones másicas.

La abundancia de elementos químicos en el universo está dominada por las grandes cantidades de hidrógeno y helio que se produjeron durante la nucleosíntesis del Big Bang . Los elementos restantes, que constituyen solo alrededor del 2 % del universo, se produjeron principalmente mediante la nucleosíntesis de supernovas . Los elementos con números atómicos pares son generalmente más comunes que sus vecinos en la tabla periódica , debido a su energía de formación favorable, descrita por la regla de Oddo-Harkins .

La abundancia de elementos en el Sol y los planetas exteriores es similar a la del universo. Debido al calentamiento solar, los elementos de la Tierra y los planetas rocosos interiores del Sistema Solar han sufrido un agotamiento adicional de hidrógeno, helio, neón, nitrógeno y carbono volátiles (que se volatiliza como metano ). La corteza, el manto y el núcleo de la Tierra muestran evidencia de segregación química, además de cierta retención por densidad. En la corteza se encuentran silicatos de aluminio más ligeros, con mayor cantidad de silicato de magnesio en el manto, mientras que el núcleo está compuesto de hierro y níquel metálicos. La abundancia de elementos en entornos especializados, como atmósferas, océanos o el cuerpo humano, es principalmente producto de interacciones químicas con el medio en el que se encuentran.

Valores de abundancia

La abundancia de cada elemento se expresa como un número relativo. La astronomía utiliza una escala logarítmica para la abundancia.ϵincógnita{\displaystyle \epsilon _{X}}del elemento X en relación con el hidrógeno, definido por ϵincógnita≡registro⁡(norteincógnita/norteH)+12.00{\displaystyle \epsilon _{X}\equiv \log(N_{X}/N_{H})+12.00} para la densidad numéricanorte{\displaystyle N};ϵH=12.00{\displaystyle \epsilon _ {H}=12,00}en esta escala. [ 1 ] Otra escala es la fracción de masa o, equivalentemente, el porcentaje en masa. [ 2 ]

Por ejemplo, la abundancia de oxígeno en agua pura se puede medir de dos maneras: la fracción másica es de aproximadamente el 89%, porque esa es la fracción de la masa del agua que es oxígeno. Sin embargo, la fracción molar es de aproximadamente el 33% porque solo 1 de cada 3 átomos en el agua, H₂O , es oxígeno. Como otro ejemplo, al observar la abundancia de fracción másica de hidrógeno y helio tanto en el universo en su conjunto como en las atmósferas de planetas gigantes gaseosos como Júpiter , es del 74% para el hidrógeno y del 23-25% para el helio ; mientras que la fracción molar (atómica) para el hidrógeno es del 92%, y para el helio es del 8%, en estos entornos. Al cambiar el entorno dado a la atmósfera exterior de Júpiter , donde el hidrógeno es diatómico mientras que el helio no lo es, cambia la fracción molar molecular (fracción del total de moléculas de gas), así como la fracción de la atmósfera por volumen, de hidrógeno a aproximadamente el 86%, y de helio al 13%. Debajo de la atmósfera exterior de Júpiter, las fracciones de volumen difieren significativamente de las fracciones molares debido a las altas temperaturas ( ionización y desproporción ) y la alta densidad, donde la ley de los gases ideales no es aplicable.

Universo

La abundancia de elementos químicos en el universo está dominada por las grandes cantidades de hidrógeno y helio que se produjeron durante la nucleosíntesis del Big Bang . Los elementos restantes, que constituyen solo alrededor del 2% del universo, se produjeron en gran medida por supernovas y ciertas estrellas gigantes rojas . El litio , el berilio y el boro , a pesar de su bajo número atómico, son raros porque, aunque se producen por fusión nuclear, se destruyen por otras reacciones en las estrellas. [ 4 ] [ 5 ] Su presencia natural es el resultado de la espalación de rayos cósmicos de carbono, nitrógeno y oxígeno en un tipo de reacción de fisión nuclear. Los elementos desde el carbono hasta el hierro son relativamente más abundantes en el universo debido a la facilidad con la que se crean en la nucleosíntesis de supernovas . Los elementos con números atómicos más altos que el hierro (elemento 26) se vuelven progresivamente más raros en el universo, porque absorben cada vez más energía estelar en su producción. Además, los elementos con números atómicos pares son generalmente más comunes que sus vecinos en la tabla periódica , debido a la energía favorable de formación (véase la regla de Oddo-Harkins ), y entre los nucleidos más ligeros, desde el helio hasta el azufre, se encuentran los isótopos más abundantes con igual número de protones y neutrones.

El hidrógeno es el elemento más abundante del universo; el helio ocupa el segundo lugar. Todos los demás son mucho menos comunes. A partir de ahí, el orden de abundancia no sigue correspondiendo al número atómico . El oxígeno tiene un orden de abundancia de 3, pero un número atómico de 8.

Existen 80 elementos estables conocidos , y los 16 más ligeros constituyen el 99,9% de la materia ordinaria del universo. Estos mismos 16 elementos, desde el hidrógeno hasta el azufre, se encuentran en la porción lineal inicial de la tabla de nucleidos (también llamada diagrama de Segrè ), un diagrama que muestra el número de protones y neutrones de toda la materia, tanto ordinaria como exótica, y que contiene cientos de isótopos estables y miles más que son inestables. El diagrama de Segrè es inicialmente lineal porque (aparte del hidrógeno) la gran mayoría de la materia ordinaria (99,4% en el Sistema Solar [ 6 ] ) contiene un número igual de protones y neutrones (Z=N).

La abundancia de los elementos hasta el litio se predice bien mediante el modelo cosmológico estándar , ya que se produjeron en su mayoría poco después (es decir, en unos pocos cientos de segundos) del Big Bang, en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang . Los elementos más pesados ​​se produjeron en su mayoría mucho más tarde, en la nucleosíntesis estelar . [ 6 ] : 275 [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]

En general, los elementos hasta el hierro se forman en estrellas grandes durante su transformación en supernovas o en estrellas más pequeñas durante su muerte. El hierro-56 es particularmente común, ya que es el nucleido más estable (al tener la mayor energía de enlace nuclear por nucleón) y se puede generar fácilmente a partir de partículas alfa (siendo producto de la desintegración del níquel-56 radiactivo , que a su vez se forma a partir de 14 núcleos de helio). Los elementos más pesados ​​que el hierro se forman en procesos de absorción de energía en estrellas grandes, y su abundancia en el universo (y en la Tierra) generalmente disminuye con el aumento del número atómico.

La tabla muestra los diez elementos más comunes en nuestra galaxia (estimados espectroscópicamente ), medidos en partes por millón, por masa. [ 3 ] Las galaxias cercanas que han evolucionado de forma similar presentan un enriquecimiento correspondiente de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. Las galaxias más distantes se observan tal como eran en el pasado , por lo que sus abundancias de elementos parecen más cercanas a la mezcla primordial. Sin embargo, dado que las leyes y los procesos físicos son aparentemente uniformes en todo el universo, se espera que estas galaxias también hayan evolucionado con abundancias de elementos similares.

Como se muestra en la tabla periódica , la abundancia de los elementos concuerda con su origen. El hidrógeno y el helio, muy abundantes, son productos del Big Bang. Los siguientes tres elementos de la tabla periódica ( litio , berilio y boro ) son raros, a pesar de su bajo número atómico. Tuvieron poco tiempo para formarse en el Big Bang. Se producen en pequeñas cantidades por fusión nuclear en estrellas moribundas o por la fragmentación de elementos más pesados ​​en el polvo interestelar, causada por la espalación de rayos cósmicos . En las supernovas , se producen por fusión nuclear, pero luego se destruyen por otras reacciones. [ 4 ]

Tabla periódica que muestra el origen cosmológico de cada elemento.

Los elementos más pesados, comenzando por el carbono , se han producido en estrellas moribundas o supernovas mediante la acumulación de partículas alfa (núcleos de helio), lo que contribuye a una mayor abundancia de elementos con números atómicos pares (que también son más estables). El efecto de que los elementos químicos con números impares sean generalmente más raros en el universo se observó empíricamente en 1914 y se conoce como la regla de Oddo-Harkins . El siguiente gráfico ( escala logarítmica ) muestra la abundancia de elementos en el Sistema Solar .

Abundancia estimada de los elementos químicos en el Sistema Solar (escala logarítmica)

Relación con la energía de enlace nuclear

Se han observado correlaciones débiles entre las abundancias elementales estimadas en el universo y la curva de energía de enlace nuclear (también llamada energía de enlace por nucleón ). En términos generales, la estabilidad relativa de varios nucleidos atómicos para soportar las condiciones extremadamente energéticas de la nucleosíntesis del Big Bang (BBN) ha ejercido una fuerte influencia en la abundancia relativa de los elementos formados en el Big Bang y durante el desarrollo del universo posterior. [ 10 ] Véase el artículo sobre nucleosíntesis para una explicación de cómo ciertos procesos de fusión nuclear en las estrellas (como la combustión del carbono , etc.) crean los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio.

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Otra peculiaridad observada es la alternancia abrupta entre abundancia y escasez relativas de números atómicos adyacentes en las abundancias estimadas de los elementos químicos, donde la abundancia relativa de números atómicos pares es aproximadamente dos órdenes de magnitud mayor que la abundancia relativa de números atómicos impares ( regla de Oddo-Harkins ). Una alternancia similar entre números atómicos pares e impares se puede observar en la curva de energía de enlace nuclear en las proximidades del carbono y el oxígeno, pero aquí termina la débil correlación entre abundancia relativa y energía de enlace. La energía de enlace para el berilio (un número atómico par), por ejemplo, es menor que la energía de enlace para el boro (un número atómico impar), como se ilustra en la curva de energía de enlace nuclear. Además, la alternancia en la energía de enlace nuclear entre números atómicos pares e impares se resuelve por encima del oxígeno a medida que la gráfica aumenta constantemente hasta su pico en el hierro. La fórmula de masa semiempírica (FME), también llamada fórmula de Weizsäcker o fórmula de masa de Bethe-Weizsäcker , proporciona una explicación teórica de la forma general de la curva de energía de enlace nuclear. [ 11 ]

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Sol

La astronomía moderna se basa en la comprensión de la abundancia de elementos en el Sol como parte de los modelos cosmológicos. Los valores de abundancia son difíciles de obtener: incluso las abundancias fotosféricas u observacionales dependen de modelos de atmósferas solares y acoplamiento de radiación. [ 12 ] Estos valores de abundancia astronómica se reportan como logaritmos de la relación con el hidrógeno. El hidrógeno se establece en una abundancia de 12 en esta escala.

La fotosfera del Sol se compone principalmente de hidrógeno y helio; la abundancia de helio varía entre aproximadamente 10,3 y 10,5 dependiendo de la fase del ciclo solar ; [ 13 ] el carbono es 8,47, el neón es 8,29, el oxígeno es 7,69 [ 14 ] y el hierro se estima en 7,62. [ 15 ]

Tierra

Consulte el pie de foto.
Cubo de partes por millón de abundancia relativa por masa de los elementos de toda la Tierra hasta aproximadamente 1 ppm.

La Tierra se formó a partir de la misma nube de materia que formó el Sol, pero los planetas adquirieron composiciones diferentes durante la formación y evolución del Sistema Solar . A su vez, la historia de la Tierra dio lugar a que algunas partes del planeta tuvieran concentraciones distintas de los elementos.

La masa de la Tierra es aproximadamente 5,97 × 1024  kg. En masa, está compuesto principalmente de hierro (32,1 %), oxígeno (30,1 %), silicio (15,1 %), magnesio (13,9 %), azufre (2,9 %), níquel (1,8 %), calcio (1,5 %) y aluminio (1,4 %); el 1,2 % restante consiste en cantidades traza de otros elementos. [ 16 ] La cantidad de oxígeno, silicio, azufre, carbono e hidrógeno en el núcleo terrestre solo puede inferirse a partir de modelos teóricos y, en consecuencia, la abundancia de estos elementos en la Tierra en su conjunto no se conoce con precisión. [ 17 ]

La composición global de la Tierra en términos de masa elemental es aproximadamente similar a la composición bruta del sistema solar, con la principal diferencia de que a la Tierra le falta gran parte de los elementos volátiles hidrógeno, helio, neón y nitrógeno, así como carbono, que se ha perdido en forma de hidrocarburos volátiles .

La composición elemental restante es aproximadamente típica de los planetas interiores "rocosos" , que se formaron "dentro" de la " línea de congelación " cerca del Sol, donde el calor del joven Sol y el viento estelar expulsaron compuestos volátiles al espacio.

La Tierra conserva el oxígeno como el segundo componente más abundante de su masa (y la mayor fracción atómica), principalmente debido a su alta reactividad; esto provocó que se uniera a minerales de silicato que tienen un alto punto de fusión y una baja presión de vapor.

Corteza

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Abundancia (fracción atómica) de los elementos en la corteza continental superior de la Tierra en función del número atómico. Los elementos más raros en la corteza (mostrados en amarillo) son raros debido a múltiples factores: todos menos uno son los elementos siderófilos (amantes del hierro) más densos en la clasificación de Goldschmidt , lo que significa que se mezclan bien con el hierro metálico, agotándolo al reubicarlo a mayor profundidad en el núcleo de la Tierra. Su abundancia en los meteoroides es mayor. El telurio también se ha agotado por la clasificación preacrecional en la nebulosa mediante la formación de telururo de hidrógeno volátil . [ 19 ]

La abundancia de los nueve elementos más abundantes en la corteza terrestre es aproximadamente la siguiente: oxígeno 46%, silicio 28%, aluminio 8,3%, hierro 5,6%, calcio 4,2%, sodio 2,5%, magnesio 2,4%, potasio 2,0% y titanio 0,61%. Otros elementos se encuentran en concentraciones inferiores al 0,15%. Para obtener una lista completa, consulte la sección sobre la abundancia de elementos en la corteza terrestre .

El gráfico de la derecha ilustra la abundancia atómica relativa de los elementos químicos en la corteza continental superior de la Tierra, la parte que es relativamente accesible para mediciones y estimaciones.

Muchos de los elementos que se muestran en el gráfico se clasifican en categorías (parcialmente superpuestas):

  1. elementos formadores de rocas (elementos principales en verde y elementos secundarios en verde claro);
  2. elementos de tierras raras (lantánidos (La–Lu), Sc e Y; etiquetados en azul);
  3. principales metales industriales (producción mundial >~3×10 7 kg/año; etiquetados en rojo);
  4. metales preciosos (marcados en color púrpura);
  5. Los nueve "metales" más raros —los seis elementos del grupo del platino más Au , Re y Te (un metaloide)— se encuentran en el campo amarillo. Estos son raros en la corteza debido a su solubilidad en hierro y, por lo tanto, se concentran en el núcleo terrestre. El telurio es el elemento más empobrecido en la Tierra silicatada en relación con su abundancia cósmica, porque además de estar concentrado como calcogenuros densos en el núcleo, se agotó severamente por la clasificación preacrecional en la nebulosa como telururo de hidrógeno volátil . [ 19 ]

Hay dos discontinuidades donde se encontrarían los elementos inestables tecnecio (número atómico 43) y prometio (número 61). Estos elementos están rodeados de elementos estables, pero sus isótopos más estables tienen vidas medias relativamente cortas (aproximadamente 4 millones de años y 18 años, respectivamente). Por lo tanto, son extremadamente raros, ya que cualquier cantidad primordial de estos elementos se desintegró hace mucho tiempo. Estos dos elementos ahora solo se producen de forma natural mediante la fisión espontánea de elementos radiactivos muy pesados ​​(como el uranio , el torio o las trazas de plutonio que existen en los minerales de uranio), o por la interacción de otros elementos con los rayos cósmicos . Tanto el tecnecio como el prometio se han identificado espectroscópicamente en las atmósferas de las estrellas, donde se producen mediante procesos nucleosintéticos continuos.

También hay discontinuidades en el gráfico de abundancia donde se encontrarían los seis gases nobles , ya que no están unidos químicamente en la corteza terrestre, por lo que su abundancia en la corteza no está bien definida.

Los ocho elementos naturales muy raros y altamente radiactivos ( polonio , astato , francio , radio , actinio , protactinio , neptunio y plutonio ) no están incluidos, ya que cualquiera de estos elementos que estuviera presente en la formación de la Tierra se desintegró hace eones, y su cantidad actual es insignificante y solo se produce por la desintegración radiactiva del uranio y el torio.

El oxígeno y el silicio son los elementos más comunes en la corteza terrestre. En la Tierra y en los planetas rocosos en general, el silicio y el oxígeno son mucho más comunes que su abundancia cósmica. Esto se debe a que se combinan entre sí para formar minerales de silicato . [ 19 ] Otros elementos cósmicamente comunes, como el hidrógeno , el carbono y el nitrógeno, forman compuestos volátiles como el amoníaco y el metano , que se evaporan fácilmente al espacio debido al calor de la formación planetaria o a la luz del Sol.

Elementos de tierras raras

El término «elementos de tierras raras» es históricamente erróneo. Su persistencia refleja más bien desconocimiento que una verdadera rareza. Los elementos de tierras raras más abundantes se concentran en la corteza terrestre en una proporción similar a la de metales industriales comunes como el cromo, el níquel, el cobre, el zinc, el molibdeno, el estaño, el tungsteno o el plomo. Los dos elementos de tierras raras estables menos abundantes ( tulio y lutecio ) son casi 200 veces más comunes que el oro . Sin embargo, a diferencia de los metales base y preciosos comunes, los elementos de tierras raras tienen muy poca tendencia a concentrarse en yacimientos explotables. Por consiguiente, la mayor parte del suministro mundial de elementos de tierras raras proviene de tan solo unas pocas fuentes. Además, los metales de tierras raras son químicamente muy similares entre sí, por lo que resulta bastante difícil separarlos en cantidades de elementos puros.

Las diferencias en la abundancia de los distintos elementos de tierras raras en la corteza continental superior de la Tierra representan la superposición de dos efectos: uno nuclear y otro geoquímico. En primer lugar, los elementos de tierras raras con números atómicos pares ( ⁵⁸Ce , ⁶⁰Nd , ...) presentan mayores abundancias cósmicas y terrestres que los elementos adyacentes con números atómicos impares ( ⁵⁷La , ⁵⁹Pr , ...). En segundo lugar, los elementos de tierras raras más ligeros son más incompatibles (debido a sus mayores radios iónicos) y, por lo tanto, se concentran más en la corteza continental que los elementos de tierras raras más pesados. En la mayoría de los yacimientos de menas de tierras raras, los cuatro primeros elementos —lantano , cerio , praseodimio y neodimio— constituyen entre el 80 % y el 99 % de la cantidad total de metal de tierras raras presente en la mena.

Manto

La abundancia en masa de los siete elementos más abundantes en el manto terrestre es aproximadamente: oxígeno 44,3%, magnesio 22,3%, silicio 21,3%, hierro 6,32%, calcio 2,48%, aluminio 2,29%, níquel 0,19%. [ 20 ]

Centro

Debido a la segregación de masas , se cree que el núcleo de la Tierra está compuesto principalmente de hierro (88,8 %), con cantidades menores de níquel (5,8 %), azufre (4,5 %) y menos del 1 % de oligoelementos. [ 6 ]

Océano

Los elementos más abundantes en el océano en proporción a su masa en porcentaje son el oxígeno (85,84%), el hidrógeno (10,82%), el cloro (1,94%), el sodio (1,08%), el magnesio (0,13%), el azufre (0,09%), el calcio (0,04%), el potasio (0,04%), el bromo (0,007%), el carbono (0,003%) y el boro (0,0004%).

Atmósfera

El orden de los elementos por fracción volumétrica (que es aproximadamente la fracción molar molecular) en la atmósfera es nitrógeno (78,1 %), oxígeno (20,9 %), [ 21 ] argón (0,96 %), seguido (en orden incierto) de carbono e hidrógeno porque el vapor de agua y el dióxido de carbono, que representan la mayor parte de estos dos elementos en el aire, son componentes variables. El azufre, el fósforo y todos los demás elementos están presentes en proporciones significativamente menores.

Según el gráfico de la curva de abundancia, el argón, un componente importante, si no principal, de la atmósfera, no aparece en absoluto en la corteza. Esto se debe a que la atmósfera tiene una masa mucho menor que la corteza, por lo que el argón que permanece en la corteza contribuye poco a su fracción de masa, mientras que, al mismo tiempo, la acumulación de argón en la atmósfera ha alcanzado un nivel suficientemente grande como para ser significativa.

suelos urbanos

Cuerpo humano

Cubo de partes por millón de abundancia relativa por masa de elementos en un ser humano adulto promedio hasta 1 ppm

En términos de masa, las células humanas constan de un 65-90% de agua (H₂O ) , y una porción significativa del resto está compuesta por moléculas orgánicas que contienen carbono. Por lo tanto, el oxígeno contribuye a la mayor parte de la masa del cuerpo humano, seguido del carbono. Casi el 99% de la masa del cuerpo humano está compuesta por seis elementos: hidrógeno (H), carbono (C), nitrógeno (N), oxígeno (O), calcio (Ca) y fósforo (P). [ 22 ] El siguiente 0,75% está compuesto por los siguientes cinco elementos: potasio (K), azufre (S), cloro (Cl), sodio (Na) y magnesio (Mg). Solo se sabe con certeza que 17 elementos son necesarios para la vida humana, y se cree que un elemento adicional (flúor) es útil para la resistencia del esmalte dental. Algunos oligoelementos más pueden desempeñar algún papel en la salud de los mamíferos. El boro y el silicio son notablemente necesarios para las plantas, pero tienen funciones inciertas en los animales. Los elementos aluminio y silicio, aunque muy comunes en la corteza terrestre, son notablemente raros en el cuerpo humano. [ 23 ]

A continuación se muestra una tabla periódica que destaca los elementos nutricionales. [ 24 ]

Véase también

Referencias

Notas a pie de página

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Notas

Notaciones

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  • «¡Imagina el Universo! Diccionario» . 3 de diciembre de 2003. Archivado del original el 3 de diciembre de 2003.
  • Lista de elementos ordenados según su abundancia en la corteza terrestre (solo válida para los veinte elementos más comunes).
  • Abundancia cósmica de los elementos y nucleosíntesis
  • WebElements.com Listas de abundancias elementales para el Universo, el Sol, meteoritos, la Tierra, el océano, el agua de los arroyos, etc.