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Grupo del hierro

En química y física , el grupo del hierro se refiere a los elementos que están relacionados de alguna manera con el hierro ; principalmente en el periodo (fila) 4 de la tabla pe...

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En química y física , el grupo del hierro se refiere a los elementos que están relacionados de alguna manera con el hierro ; principalmente en el periodo (fila) 4 de la tabla periódica. El término tiene diferentes significados según el contexto.

En química, el término está en gran parte obsoleto, pero a menudo se refiere al hierro , cobalto y níquel , también llamados la tríada de hierro ; [ 1 ] A veces puede referirse a otros elementos que se asemejan al hierro en algunos aspectos químicos, como los elementos estables del grupo 8 ( Fe , Ru , Os ) . [ 2 ] [ 3 ]

En astrofísica y física nuclear , el término sigue siendo bastante común y generalmente se refiere a esos tres elementos más el cromo y el manganeso : cinco elementos excepcionalmente abundantes, tanto en la Tierra como en otras partes del universo, en comparación con sus vecinos en la tabla periódica. El titanio y el vanadio también se producen en supernovas de tipo Ia . [ 4 ]

Química general

En química, el "grupo del hierro" solía referirse al hierro y a los dos elementos siguientes de la tabla periódica , a saber, el cobalto y el níquel . Estos tres comprendían la "triada del hierro". [ 1 ] Son los elementos superiores de los grupos 8, 9 y 10 de la tabla periódica ; o la fila superior del "grupo VIII" en el antiguo sistema IUPAC (anterior a 1990), o del "grupo VIIIB" en el sistema CAS . [ 5 ] Estos tres metales (y los tres del grupo del platino , inmediatamente debajo de ellos) se separaron de los demás elementos porque tienen similitudes obvias en su química, pero no están obviamente relacionados con ninguno de los otros grupos. El grupo del hierro y sus aleaciones exhiben ferromagnetismo .

Las similitudes en química fueron señaladas como una de las tríadas de Döbereiner y por Adolph Strecker en 1859. [ 6 ] De hecho, las "octavas" de Newlands (1865) fueron duramente criticadas por separar el hierro del cobalto y el níquel. [ 7 ] Mendeleev enfatizó que los grupos de "elementos químicamente análogos" podían tener pesos atómicos similares , así como pesos atómicos que aumentan en incrementos iguales, tanto en su artículo original de 1869 [ 8 ] como en su Conferencia Faraday de 1889. [ 9 ]

Química analítica

En los métodos tradicionales de análisis inorgánico cualitativo, el grupo del hierro está formado por aquellos cationes que

Los principales cationes del grupo del hierro son el propio hierro (Fe²⁺ y Fe³⁺ ) , el aluminio (Al³⁺ ) y el cromo (Cr³⁺ ) . [ 10 ] Si hay manganeso presente en la muestra, a menudo se precipita una pequeña cantidad de dióxido de manganeso hidratado con los hidróxidos del grupo del hierro. [ 10 ] Entre los cationes menos comunes que precipitan con el grupo del hierro se incluyen el berilio , el titanio , el circonio , el vanadio , el uranio , el torio y el cerio . [ 11 ]

Astrofísica

El grupo del hierro en astrofísica es el grupo de elementos desde el cromo hasta el níquel , que son sustancialmente más abundantes en el universo que los que vienen después de ellos, o inmediatamente antes de ellos, en orden de número atómico . [ 12 ] El estudio de las abundancias de los elementos del grupo del hierro en relación con otros elementos en estrellas y supernovas permite refinar los modelos de evolución estelar .

Abundancias de los elementos químicos en el Sistema Solar. La escala del eje vertical es logarítmica. El hidrógeno y el helio son los más comunes, provenientes del Big Bang . Los siguientes tres elementos (Li, Be, B) son raros porque se sintetizaron escasamente en el Big Bang y también en las estrellas. Las dos tendencias generales en los elementos restantes producidos por las estrellas son: (1) una alternancia en la abundancia de los elementos según tengan números atómicos pares o impares, y (2) una disminución general en la abundancia, a medida que los elementos se vuelven más pesados. El "pico del hierro" puede observarse en los elementos cercanos al hierro como un efecto secundario, aumentando las abundancias relativas de los elementos con núcleos más fuertemente ligados.

La explicación de esta abundancia relativa se puede encontrar en el proceso de nucleosíntesis en ciertas estrellas, específicamente aquellas con más de aproximadamente 8–11 masas solares . Al final de sus vidas, una vez que se han agotado otros combustibles, dichas estrellas pueden entrar en una breve fase de " combustión de silicio ". [ 13 ] Esto implica la adición secuencial de núcleos de helio 4 2 He (un " proceso alfa ") a los elementos más pesados ​​presentes en la estrella, comenzando desde 28 14 Si : 

Todas estas reacciones nucleares son exotérmicas : la energía que se libera compensa parcialmente la contracción gravitacional de la estrella. Sin embargo, la serie termina en 56 28 Ni , ya que la siguiente reacción en la serie

es endotérmico. Sin ninguna otra fuente de energía que lo sostenga, el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo mientras que las regiones exteriores son expulsadas en una supernova de tipo  II . [ 13 ]

El níquel-56 es inestable con respecto a la desintegración beta , y el producto estable final de la combustión del silicio es 56 26 Fe .

A menudo se afirma erróneamente que el hierro-56 es excepcionalmente común porque es el nucleido más estable. [ 12 ] Esto no es del todo cierto: el 62 28 Ni y el 58 26 Fe tienen energías de enlace por nucleón ligeramente mayores , es decir, son ligeramente más estables como nucleidos, como se puede ver en la tabla de la derecha. [ 17 ] Sin embargo, no existen rutas nucleosintéticas rápidas para estos nucleidos.

De hecho, existen varios nucleidos estables de elementos, desde el cromo hasta el níquel, cerca de la parte superior de la curva de estabilidad, lo que explica su abundancia relativa en el universo. Los nucleidos que no se encuentran en la vía directa del proceso alfa se forman mediante el proceso s , que consiste en la captura de neutrones lentos dentro de la estrella.

La curva de energía de enlace por nucleón (calculada a partir del defecto de masa nuclear ) en función del número de nucleones en el núcleo. El hierro-56 está marcado cerca de la parte superior de la curva: se puede observar que el "pico" es bastante plano, lo que explica la existencia de varios elementos comunes alrededor del hierro.

Véase también

Notas y referencias

Notas

  1. ↑ En estrellas más ligeras, con menor presión gravitacional, el proceso alfa es mucho más lento y se detiene efectivamente en esta etapa, ya que el titanio-44 es inestable con respecto a la desintegración beta (t 1/2  = 59,1 años).

Referencias

  1. 1 2 M. Green, ed. (2002): Química organometálica , volumen 10, página 283. Royal Society of Chemistry; 430 páginas, ISBN 9780854043330
  2. ↑ Collman, James P.; McDevitt, John T.; Yee, Gordon T.; Leidner, Charles R.; McCullough, Laughlin G.; Little, William A.; Torrance, Jerry B. (1986). "Polímeros conductores derivados de metaloporfirinas de hierro, rutenio y osmio: El enfoque shish-kebab" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 83 (13): 4581– 4585. Bibcode : 1986PNAS...83.4581C . doi : 10.1073/pnas.83.13.4581 . PMC 323784. PMID 16593717 .  
  3. ↑ Geoffroy, Gregory L.; Gladfelter, Wayne L. (1977). "Síntesis de clústeres tetraédricos de metales mixtos de la tríada de hierro. Preparación y caracterización de tridecacarbonildihidroironosmiodirutenio y tridecacarbonildihidroirodiosmiorutenio". Journal of the American Chemical Society . 99 (23): 7565– 7573. Bibcode : 1977JAChS..99.7565G . doi : 10.1021/ja00465a027 .
  4. ↑ Bravo, E. (2013). "Perspectivas sobre las supernovas termonucleares a partir del proceso incompleto de combustión de Si" . Astronomía y Astrofísica . 550 : A24. arXiv : 1212.2410 . Bibcode : 2013A y A...550A..24B . doi : 10.1051/0004-6361/201220309 . hdl : 2117/17442 . S2CID 49331289 . 
  5. ↑ Sherwood Taylor, F. ( 1942), Química inorgánica y teórica (6.ª ed.), Londres: Heinemann, págs. 151–54 , 727–28  .
  6. ↑ Strecker, A. (1859), Theorien und Experimente zur Bestimmung der Atomgewichte der Elemente , Braunschweig: Friedrich Vieweg.
  7. ↑ "Actas de las Sociedades [ Informe sobre la Ley de Octavas ] " , Chemical News , 13 : 113, 1866.
  8. ↑ Mendelejeff, D. (1869), "Sobre la relación de las propiedades de los elementos con sus pesos atómicos" , Z. Chem. , 12 : 405–6.
  9. ↑ Mendeléeff, D. (1889), "La ley periódica de los elementos químicos" , J. Chem. Soc. , 55 : 634–56 , doi : 10.1039/ct8895500634.
  10. 1 2 Vogel, Arthur I. (1954), A Textbook of Macro and Semimicro Qualitative Inorganic Analysis (4.ª ed.), Londres: Longman, págs. 260–278 , ISBN   0-582-44367-9{{citation}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda ) .
  11. ↑ Vogel, Arthur I. (1954), A Textbook of Macro and Semimicro Qualitative Inorganic Analysis (4.ª ed.), Londres: Longman, págs. 592–611 , ISBN   0-582-44367-9{{citation}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda ) .
  12. 1 2 Greenwood, Norman N.; Earnshaw, Alan (1984). Química de los elementos . Oxford: Pergamon Press . págs. 13–16 . ISBN  978-0-08-022057-4..
  13. 1 2 Woosley, Stan; Janka, Thomas (2005), "The Physics of Core-Collapse Supernovae", Nature Physics , 1 (3): 147– 54, arXiv : astro-ph/0601261 ​​, Bibcode : 2005NatPh...1..147W , CiteSeerX 10.1.1.336.2176 , doi : 10.1038/nphys172 , S2CID 118974639  .
  14. ↑ Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). "Evaluación de la masa atómica AME 2020 (II). Tablas, gráficos y referencias". Chinese Physics C . 45 (3) 030003. doi : 10.1088/1674-1137/abddaf .
  15. ↑ Particle Data Group (2008), "Revisión de la física de partículas" (PDF) , Phys. Lett. B , 667 ( 1–5 ): 1–6 , Bibcode : 2008PhLB..667....1A , doi : 10.1016/j.physletb.2008.07.018 , hdl : 1854/LU-685594 , S2CID 227119789 , archivado del original (PDF) el 07-09-2020 , recuperado el 13-12-2019 Tablas de datos .
  16. ↑ Mohr, Peter J.; Taylor, Barry N.; Newell, David B. (2008). "Valores recomendados de CODATA de las constantes físicas fundamentales: 2006" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 80 (2): 633– 730. arXiv : 0801.0028 . Bibcode : 2008RvMP...80..633M . doi : 10.1103/RevModPhys.80.633 . Archivado del original (PDF) el 1 de octubre de 2017.Enlace directo al valor .
  17. ↑ Fewell, MP (1995), "El nucleido atómico con la mayor energía de enlace media", Am. J. Phys. , 63 (7): 653– 58, Bibcode : 1995AmJPh..63..653F , doi : 10.1119/1.17828.