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Grupo de 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 período (fila) 4 de la tabla periódica. El término tiene diferentes significados en diferentes contextos.

En química, el término está en gran parte obsoleto, pero a menudo significa hierro , cobalto y níquel , también llamado tríada de hierro ; [1] o, a veces, otros elementos que se parecen al hierro en algunos aspectos químicos.

En astrofísica y física nuclear , el término sigue siendo bastante común y, por lo general, significa esos tres elementos más el cromo y el manganeso , cinco elementos que son 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 las supernovas de tipo Ia . [2]

Química general

El grupo del hierro en la tabla periódica
Fe, Co y Ni están en el grupo 8, 9, 10 (antiguo nombre del grupo VIII)

En química, el término "grupo del hierro" se utilizaba para referirse al hierro y a los dos elementos siguientes de la tabla periódica , a saber, el cobalto y el níquel . Estos tres elementos formaban la "tríada 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 . [3] Estos tres metales (y los tres del grupo del platino , inmediatamente debajo de ellos) se apartaron de los otros 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 la química fueron señaladas como una de las tríadas de Döbereiner y por Adolph Strecker en 1859. [4] De hecho, las "octavas" de Newlands (1865) fueron duramente criticadas por separar el hierro del cobalto y el níquel. [5] Mendeleev enfatizó que los grupos de "elementos químicamente análogos" podrían tener pesos atómicos similares , así como pesos atómicos que aumentan en incrementos iguales, tanto en su artículo original de 1869 [6] como en su Conferencia Faraday de 1889. [7]

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 (Fe 2+ y Fe 3+ ), el aluminio (Al 3+ ) y el cromo (Cr 3+ ). [8] 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. [8] Los cationes menos comunes que se precipitan con el grupo del hierro incluyen berilio , titanio , circonio , vanadio , uranio , torio y cerio . [9]

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 . [10] El estudio de las abundancias de elementos del grupo del hierro en relación con otros elementos en estrellas y supernovas permite el refinamiento de 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, desde el Big Bang . Los tres elementos siguientes (Li, Be, B) son raros porque se sintetizan de manera deficiente 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 de abundancia en los elementos a medida que tienen números atómicos pares o impares, y (2) una disminución general en la abundancia, a medida que los elementos se vuelven más pesados. El "pico de hierro" puede verse en los elementos cercanos al hierro como un efecto secundario, aumentando las abundancias relativas de los elementos con núcleos más fuertemente unidos.

La explicación de esta relativa abundancia se puede encontrar en el proceso de nucleosíntesis que se produce en ciertas estrellas, en concreto en aquellas de unas 8-11  masas solares . Al final de su vida, una vez que se han agotado otros combustibles, dichas estrellas pueden entrar en una breve fase de « combustión de silicio ». [11] Esto implica la adición secuencial de núcleos de helio .4
2
Él
(un " proceso alfa ") a los elementos más pesados ​​presentes en la estrella, a partir de28
14
Si
:

Todas estas reacciones nucleares son exotérmicas : la energía que se libera compensa parcialmente la contracción gravitatoria de la estrella. Sin embargo, la serie termina en56
28
Ni
, como la siguiente reacción en la serie

es endotérmica. Sin ninguna otra fuente de energía que la sustente, el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo mientras que las regiones externas son expulsadas en una supernova de tipo II . [11]

El níquel-56 es inestable con respecto a la desintegración beta , y el producto estable final de la combustión del silicio es56
26

.

A menudo se afirma incorrectamente que el hierro-56 es excepcionalmente común porque es el más estable de todos los nucleidos. [10] Esto no es del todo cierto:62
28
Ni
y58
26

tienen energías de enlace ligeramente más altas por nucleón , es decir, son ligeramente más estables como nucleidos, como se puede ver en la tabla de la derecha. [15] Sin embargo, no existen rutas nucleosintéticas rápidas para estos nucleidos.

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

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 ver 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 menos 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  = 60,0(11) años).

Referencias

  1. ^ ab M. Green, ed. (2002): Química organometálica , volumen 10, página 283. Royal Society of Chemistry; 430 páginas, ISBN  9780854043330
  2. ^ Bravo, E. (2013). "Información sobre las supernovas termonucleares a partir del proceso de combustión incompleta del silicio". Astronomía y astrofísica . 550 : A24. arXiv : 1212.2410 . Código Bibliográfico :2013A&A...550A..24B. doi :10.1051/0004-6361/201220309. S2CID  49331289.
  3. ^ Sherwood Taylor, F. (1942), Química inorgánica y teórica (6.ª ed.), Londres: Heinemann, págs. 151–54, 727–28.
  4. ^ Strecker, A. (1859), Theorien und Experimente zur Bestimmung der Atomgewichte der Elemente, Braunschweig: Friedrich Vieweg.
  5. ^ "Actas de sociedades [Informe sobre la ley de octavas]", Chemical News , 13 : 113, 1866.
  6. ^ Mendelejeff, D. (1869), "Sobre la relación de las propiedades de los elementos con sus pesos atómicos", Z. Chem. , 12 : 405–6.
  7. ^ Mendeléeff, D. (1889), "La ley periódica de los elementos químicos", J. Chem. Soc. , 55 : 634–56, doi :10.1039/ct8895500634.
  8. ^ ab Vogel, Arthur I. (1954), Un libro de texto de análisis inorgánico cualitativo macro y semimicro (4.ª ed.), Londres: Longman, págs. 260–78, ISBN 0-582-44367-9.
  9. ^ Vogel, Arthur I. (1954), Un libro de texto de análisis inorgánico cualitativo macro y semimicro (4.ª ed.), Londres: Longman, págs. 592–611, ISBN 0-582-44367-9.
  10. ^ ab Greenwood, Norman N. ; Earnshaw, Alan (1984). Química de los elementos. Oxford: Pergamon Press . págs. 13-16. ISBN 978-0-08-022057-4..
  11. ^ ab Woosley, Stan; Janka, Thomas (2005), "La física de las supernovas por colapso del núcleo", 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 .
  12. ^ Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). "La evaluación de la masa atómica AME 2020 (II). Tablas, gráficos y referencias". Chinese Physics C . 45 (3): 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
  13. ^ Particle Data Group (2008), "Review of Particle Physics" (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 desde el original (PDF) el 2020-09-07 , consultado el 2019-12-13. Tablas de datos.
  14. ^ Mohr, Peter J.; Taylor, Barry N.; Newell, David B. (2008). "Valores recomendados por CODATA de las constantes físicas fundamentales: 2006" (PDF) . Reseñas de física moderna . 80 (2): 633–730. arXiv : 0801.0028 . Código bibliográfico :2008RvMP...80..633M. doi :10.1103/RevModPhys.80.633. Archivado desde el original (PDF) el 2017-10-01.Enlace directo al valor.
  15. ^ Fewell, MP (1995), "El nucleido atómico con la energía de enlace media más alta", Am. J. Phys. , 63 (7): 653–58, Bibcode :1995AmJPh..63..653F, doi :10.1119/1.17828.