Origen de los elementos quimicos

El origen de la Química Elementos

El problema del origen de los elementos está inextricablemente entrelazada con cuestiones tales como el origen del universo (si lo tuviera) y la estructura y evolución de las galaxias, sus estrellas y otros objetos astronómicos, y por supuesto con la física nuclear. Así, mientras que las personas que trabajan en estrecha colaboración con el problema de la nucleosíntesis son astrofísicos, físicos nucleares, o los cosmólogos, aquellos de nosotros que nos llamamos los químicos deben tener al menos un interés pasiva en dónde, cuándo y cómo se producen los elementos de nuestro comercio. Por supuesto, algunos químicos, los que estudian la abundancia y distribución de los elementos en las muestras de la Tierra, la Luna y los meteoritos, hacen una contribución activa al problema global.

Ocurrencia y abundancia de elementos

Hay 81 elementos estables (de 1H a 83Bi, con solamente 13TC y 51Pm no tener isótopos estables), que con sus isótopos estables dan lugar a 280 especies nucleares estables. Algunos elementos, tales como Be, F, Na, Al, P, Rh, Au, y otros 14 sólo poseen un isótopo estable, mientras que otros elementos, con números de masa (A) 92 o superior, pueden poseer hasta un 7 (Mo , Ru, Ba, Nd, Gd, Dy, Yb, y Hg), 8 (Cd, Te), 9 (Xe) y hasta 10 (Sn) isótopos estables. Más allá de bismuto hay once de origen natural elementos radiactivos (2 = 84 a 94) que se componen de al menos 71 isótopos naturales. Dado que la mayoría de estos son núcleos hijos de las cadenas de desintegración del uranio y torio, sus abundancias y las de sus padres PTH, 235U, 23W, 244Pu) son de gran valor para ayudar a establecer una escala de tiempo de determinados procesos de nucleosíntesis y de la existencia Gemental. Y luego hay más de 1200 núcleos radiactivos producidos artificialmente, como resultado de la transmutación de los isótopos estables 280.

Fuentes de datos Abundancia

La tierra misma (núcleo, manto y corteza), de la que se obtiene con mayor facilidad las abundancias de la corteza terrestre. datos sobre la abundancia también se obtiene de la superficie de la luna (más reciente fuente directa), otros planetas, meteoritos (las "piedras" y los "hierros"), el sol, varios tipos de estrellas (estrellas normales, se cree que tienen hundances superficiales característica del medio interestelar a partir del cual se formaron, y las estrellas peculiares de diversos tipos que tienen espectros anómalos en comparación con el otro 99% de las estrellas "normales"), el medio interestelar, la radiación cósmica, y nebulosas gaseosas.Del sol obtenemos información abundancia de varias maneras: desde el espectro de líneas de la fotosfera (capa superficial relativamente frío exterior del sol): de los rayos cósmicos (partículas solares que se presume acelerada por las llamaradas en la fotosfera solar del ,: viento (partículas soplado continuamente fuera de la superficie del sol), y de la corona solar (analizado por los espectros ultravioleta obtenida de cohetes hove la atmósfera de la tierra) con la posible excepción del hierro abundancia relativa de hidrógeno en la corona solar y fotosfera,. existe un acuerdo razonable entre los diversos datos solares. las dificultades encontradas en la aplicación de la teoría de la transferencia de radiación y la formación de líneas espectrales en un cuerpo como una estrella, hacer la mayor parte de los datos de abundancia precisos sólo para dentro de un factor de dos.

Los meteoritos han demostrado también la de gran valor, ya que muchas abundancias de elementos no se pueden obtener a partir de los espectros de línea de energía solar; y debido a que muestran el procesamiento químico menos de cualquier objeto sólido actualmente accesibles en el sistema solar, los meteoritos proporcionan una mejor toma de muestras de los elementos volátiles que lo hace la tierra misma. Por otra parte, la desintegración radiactiva en los meteoritos muestra que ellos han cambiado poco desde el 4,6 X 109 años. Hace solidifican cuando esta siendo aproximadamente la edad generalmente aceptada para nuestro sistema solar.Las estrellas conocidas más antiguas (que se encuentran en los cúmulos globulares) se observan a ser sustancialmente deficiente, por factores que van de 100 a 1000, en las pesadas elementos intencionados aquí elementos más pesados ​​que cabaña de helio en la práctica a menudo es solamente Fe que se observa cuando se compara con estrellas más jóvenes y nuestro sol. En segundo lugar, las superficies de muchas estrellas exhiben inusual sobre la abundancia de ciertos elementos. Debido a que estos elementos pueden relacionados con él por ciertos procesos de nucleosíntesis se postula que las reacciones nucleares específicos que se producen con la estrella han modificado la composición de la superficie. En tercer lugar, las proporciones de abundancia elementales varían de una estrella a otra de manera que sugieren que cada estrella tiene en sí modificó su composición química de la del gas galáctico de la que formó originalmente.Por último, un descubrimiento emocionante fue hecha en 1952 por P. Merrill, cuando se encontró con líneas atómicas del elemento de tecnecio en las superficies de tipo S ". Estrellas. Tc no se produce de forma natural en la tierra, porque todos sus isótopos son radiactivos, con la media vidas de 2,6 x 106 yr. o menos. (es el isótopo 97 que tiene la más larga vida media, seguido de 99Tc, 1,5 X L06 yr. y 99Tc, 2,1 X l05 yr .; cabaña es el isótopo 99 que es mediante el proceso de lento tiempo de captura de neutrones escala que describiremos más adelante.) Esto es, pues, una poderosa evidencia astronómica que al menos de tipo S estrellas están sintetizando actualmente Tc. observaciones más recientes de otros elementos radioactivos en estrellas refuerza la evidencia. la relativa abundancias de los distintos isótopos nucleares de un elemento dado no pueden, en general, se obtienen a partir de ohservations.3 solar o estelar Estas relaciones isotópicas se obtienen a partir de experimentos espectrómetro de masas con las muestras del sistema solar disponible para nosotros, como la corteza terrestre, la océanos, la atmósfera, los meteoritos o lunar la constancia de estas proporciones de abundancia isotópica se presta validez de la suposición de que todos estos materiales fueron una vez parte de una nube de gas homogéneo del que se formó nuestro sistema solar y de los cuales las partes (tierra, la luna, los meteoritos) solidificado alrededor de 4,6 X 109 años. hace.

Las teorías del Universo

Modelos del universo, con énfasis en su naturaleza y origen, caen generalmente en dos clases: el universo estado estático o estable, y la evolutiva o "big-cuelga el" universo. El primero viene en una línea de Einstein y De Sitter y el segundo de Friedmann, Lemaitre, y Eddington. En tiempos más recientes, el universo en estado estacionario, defendido por Bondi, Gold y Hoyle comenzando en 1948.

Sin embargo, el peso de la evidencia observacional reciente parece clara para apoyar el universo evolutivo "big-bang" defendido en los últimos tiempos por Gamow, Alpher y Herman. Esta teoría propone que el universo fue "creado" en un momento en que (hace unos 1.010 años) cuando una densa esfera hiper de la materia (apodado "ylem" por Gamow), o "átomo primigenio" o "huevo cósmico" (Lemaitre), o gigante sala de neutrones de neutrones o tal vez empaquetada en un volumen más o menos la de nuestro sistema solar, con la densidad y la temperatura increíble explotado en un "big-bang" (Gamow) en o cerca de la velocidad de la luz. La temperatura bajó rápidamente, de tal 1012'K en el primer micro-segundos a 109 ° K después de 5 minutos, a 40 X 106 "K después de un día, y luego más lentamente a 5000'K después de 300.000 años. Astrofísico DD Clayton ahora considera el patrón de edad de las galaxias, con domicilio en (12 * 2) x años lo9 por tantos métodos independientes, pero sobre todo por la radiactividad remanente, que es el hecho primordial de una cosmología evolutiva.

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