La abundancia de los elementos químicos es una medida de la presencia de los elementos químicos en relación con todos los demás elementos en un entorno determinado. La abundancia se mide de una de tres formas: por fracción de masa (en contextos comerciales a menudo llamada fracción de peso ), por fracción molar (fracción de átomos por recuento numérico, o a veces fracción de moléculas en gases), o por fracción de volumen . La fracción de volumen es una medida de abundancia común en gases mixtos como las atmósferas planetarias, y es similar en valor a la fracción molar molecular para mezclas de gases a densidades y presiones relativamente bajas, y mezclas de gases ideales . La mayoría de los valores de abundancia en este artículo se dan como fracciones de masa.
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 representan solo alrededor del 2% del universo, se produjeron en gran parte 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 favorable energía de formación, 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 una disminución adicional de hidrógeno volátil , helio, neón, nitrógeno y carbono (que se volatiliza como metano ). La corteza, el manto y el núcleo de la Tierra muestran evidencia de segregación química más algún secuestro por densidad. Los silicatos más ligeros de aluminio se encuentran en la corteza, con más silicato de magnesio en el manto, mientras que el hierro metálico y el níquel componen el núcleo. La abundancia de elementos en entornos especializados, como atmósferas, océanos o el cuerpo humano, es principalmente un producto de interacciones químicas con el medio en el que residen.
La abundancia de cada elemento se expresa como un número relativo. La astronomía utiliza una escala de abundancia logarítmica para la abundancia del elemento X en relación con el hidrógeno, definida como la densidad numérica ; 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 de masa es de alrededor del 89%, porque esa es la fracción de la masa del agua que es oxígeno. Sin embargo, la fracción molar es de alrededor del 33% porque solo 1 átomo de 3 en el agua, H2O , es oxígeno. Como otro ejemplo, mirando la abundancia de fracción de masa de hidrógeno y helio tanto en el universo 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. Cambiando 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 de moléculas de gas totales), así como la fracción de atmósfera por volumen, del hidrógeno a aproximadamente el 86%, y del helio al 13%. Por debajo de la atmósfera exterior de Júpiter, las fracciones de volumen son significativamente diferentes de las fracciones molares debido a las altas temperaturas ( ionización y desproporción ) y la alta densidad, donde la ley de los gases ideales es inaplicable.
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 representan solo alrededor del 2% del universo, fueron producidos en gran parte 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, son destruidos por otras reacciones en las estrellas. [4] [5] Su ocurrencia 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 de producirlos en la nucleosíntesis de supernova . Los elementos de 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 energética favorable de formación (ver regla de Oddo-Harkins ), y entre los nucleidos más ligeros, desde el helio hasta el azufre, son los isótopos más abundantes con igual número de protones y neutrones.
El hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo; el helio es el segundo. Todos los demás son órdenes de magnitud menos comunes. Después de este, el rango de abundancia no sigue correspondiendo al número atómico . El oxígeno tiene rango de abundancia 3, pero número atómico 8.
Hay 80 elementos estables conocidos , y los 16 más ligeros comprenden el 99,9% de la materia ordinaria del universo. Estos mismos 16 elementos, desde el hidrógeno hasta el azufre, caen en la parte lineal inicial de la tabla de nucleidos (también llamada diagrama de Segrè ) , un gráfico de los números de protones versus neutrones de toda la materia, tanto ordinaria como exótica, 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). Para estar seguros, el 74% de la materia ordinaria existe como protones mononucleónicos (hidrógeno). Pero cuando los nucleones se combinan para formar nucleidos estables, se combinan en una proporción de una parte de protón por una parte de neutrón en el 99,4% de la materia ordinaria. La base estructural de la igualdad de los números de nucleones en la materia bariónica es uno de los misterios sin resolver más simples y profundos del núcleo atómico.
La abundancia de los elementos más ligeros está bien predicha por el modelo cosmológico estándar , ya que se produjeron en su mayoría poco tiempo (es decir, en unos pocos cientos de segundos) después 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 .
Se estima que el hidrógeno y el helio constituyen aproximadamente el 74% y el 24% de toda la materia bariónica del universo, respectivamente. A pesar de que constituyen solo una fracción muy pequeña del universo, los "elementos pesados" restantes pueden influir en gran medida en los fenómenos astronómicos. Solo alrededor del 2% (en masa) del disco de la Vía Láctea está compuesto de elementos pesados.
Estos otros elementos se generan mediante procesos estelares. [7] [8] [9] En astronomía, un " metal " es cualquier elemento distinto del hidrógeno o el helio. Esta distinción es importante porque el hidrógeno y el helio son los únicos elementos que se produjeron en cantidades significativas en el Big Bang. Por lo tanto, la metalicidad de una galaxia u otro objeto es una indicación de la actividad estelar después del Big Bang.
En general, los elementos que van hasta el hierro son creados por grandes estrellas en proceso de convertirse en supernovas , o por estrellas más pequeñas en proceso de muerte. El hierro-56 es particularmente común, ya que es el nucleido más estable (ya que tiene la mayor energía de enlace nuclear por nucleón) y puede ser fácilmente "construido" a partir de partículas alfa (al ser un producto de la desintegración del níquel-56 radiactivo , formado en última instancia a partir de 14 núcleos de helio). Los elementos más pesados que el hierro se forman en procesos de absorción de energía en grandes estrellas, 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 manera similar tienen un enriquecimiento correspondiente de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Las galaxias más distantes se están viendo tal como aparecieron 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 desarrollado abundancias similares de elementos.
Como se muestra en la tabla periódica , la abundancia de elementos está en consonancia 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 ruptura de elementos más pesados en el polvo interestelar, causada por la espalación de rayos cósmicos . En las estrellas supernova , se producen por fusión nuclear, pero luego se destruyen por otras reacciones. [4]
Los elementos más pesados, empezando por el carbono , se han producido en estrellas moribundas o supernovas por acumulación de partículas alfa (núcleos de helio), lo que contribuye a una abundancia alternativamente mayor de elementos con números atómicos pares (estos también son más estables). El efecto de que los elementos químicos de número impar 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 .
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 elementos formados en el Big Bang y durante el desarrollo del universo a partir de entonces. [10] Véase el artículo sobre nucleosíntesis para una explicación de cómo ciertos procesos de fusión nuclear en las estrellas (como la quema de carbono , etc.) crean los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.
Otra peculiaridad observada es la alternancia irregular entre la abundancia relativa y la escasez de números atómicos adyacentes en las abundancias estimadas de los elementos químicos en los que la abundancia relativa de números atómicos pares es aproximadamente 2 órdenes de magnitud mayor que la abundancia relativa de números atómicos impares ( regla de Oddo-Harkins ). Se puede observar una alternancia similar entre números atómicos pares e impares en la curva de energía de enlace nuclear en la vecindad del carbono y el oxígeno, pero aquí termina la correlación suelta 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 el gráfico aumenta de manera constante hasta su pico en el hierro. La fórmula de masa semiempírica (SEMF), 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]
La astronomía moderna se basa en la comprensión de la abundancia de elementos en el Sol como parte de modelos cosmológicos. Los valores de abundancia son difíciles de obtener: incluso las abundancias fotosfóricas u observacionales dependen de modelos de la atmósfera solar y del acoplamiento de la radiación. [12] Estos valores de abundancia astronómica se expresan 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]
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 hizo que partes del planeta tuvieran diferentes concentraciones 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 está formado por trazas de otros elementos. [16]
La composición en masa de la Tierra por elementos es aproximadamente similar a la composición bruta del sistema solar, con las principales diferencias siendo que a la Tierra le falta una gran cantidad de elementos volátiles: hidrógeno, helio, neón y nitrógeno, así como carbono, que se ha perdido como 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 retiene el oxígeno como el segundo componente más grande de su masa (y la fracción atómica más grande), principalmente debido a la alta reactividad del oxígeno; esto provocó que se uniera a minerales de silicato que tienen un alto punto de fusión y baja presión de vapor.
La abundancia de masa 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 cantidades inferiores al 0,15%. Para ver una lista completa, consulte 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 realizar mediciones y estimaciones.
Muchos de los elementos que se muestran en el gráfico están clasificados en categorías (parcialmente superpuestas):
Existen dos rupturas en las que se encontrarían los elementos inestables tecnecio (número atómico 43) y prometio (número 61). Estos elementos están rodeados de elementos estables, aunque sus isótopos más estables tienen vidas medias relativamente cortas (~4 millones de años y ~18 años respectivamente). Por lo tanto, son extremadamente raros, ya que cualquier cantidad primordial de estos elementos se ha desintegrado hace mucho tiempo. Estos dos elementos ahora solo se producen de forma natural a través de 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 ciertos 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 en curso.
También hay rupturas en el gráfico de abundancia donde estarían 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 estaban presentes en la formación de la Tierra se han desintegrado hace eones, y su cantidad hoy en día es insignificante y solo se produce a partir de la desintegración radiactiva del uranio y el torio.
El oxígeno y el silicio son los elementos más comunes en la corteza. En la Tierra y en los planetas rocosos en general, el silicio y el oxígeno son mucho más comunes que su abundancia cósmica. La razón es que se combinan entre sí para formar minerales de silicato . [18] 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 en el espacio a partir del calor de la formación planetaria y/o la luz del Sol.
El término "tierras raras" es un error histórico. La persistencia del término refleja desconocimiento más que rareza. Los elementos de tierras raras más abundantes se concentran de manera similar en la corteza en comparación con los metales industriales comunes como el cromo, el níquel, el cobre, el cinc, el molibdeno, el estaño, el tungsteno o el plomo. Los dos elementos de tierras raras estables menos abundantes ( el tulio y el lutecio ) son casi 200 veces más comunes que el oro . Sin embargo, a diferencia de los metales básicos y preciosos comunes, los elementos de tierras raras tienen muy poca tendencia a concentrarse en depósitos minerales explotables. En consecuencia, la mayor parte del suministro mundial de elementos de tierras raras proviene de solo un puñado de fuentes. Además, los metales de tierras raras son todos bastante similares químicamente entre sí y, por lo tanto, son bastante difíciles de separar en cantidades de elementos puros.
Las diferencias en las abundancias de elementos de tierras raras individuales en la corteza continental superior de la Tierra representan la superposición de dos efectos, uno nuclear y otro geoquímico. Primero, los elementos de tierras raras con números atómicos pares ( 58 Ce, 60 Nd, ...) tienen mayores abundancias cósmicas y terrestres que los elementos de tierras raras adyacentes con números atómicos impares ( 57 La, 59 Pr, ...). Segundo, los elementos de tierras raras más ligeros son más incompatibles (porque tienen radios iónicos más grandes) y, por lo tanto, están más fuertemente concentrados en la corteza continental que los elementos de tierras raras más pesados. En la mayoría de los depósitos de minerales de tierras raras, los primeros cuatro elementos de tierras raras ( lantano , cerio , praseodimio y neodimio ) constituyen entre el 80% y el 99% de la cantidad total de metal de tierras raras que se puede encontrar en el mineral.
La abundancia masiva de los siete elementos más abundantes en el manto de la Tierra es aproximadamente: oxígeno 44,3%, magnesio 22,3%, silicio 21,3%, hierro 6,32%, calcio 2,48%, aluminio 2,29%, níquel 0,19%. [19]
Debido a la segregación masiva , se cree que el núcleo de la Tierra está compuesto principalmente de hierro (88,8%), con cantidades más pequeñas de níquel (5,8%), azufre (4,5%) y menos del 1% de oligoelementos. [6]
Los elementos más abundantes en el océano por proporción de masa en porcentaje son oxígeno (85,84%), hidrógeno (10,82%), cloro (1,94%), sodio (1,08%), magnesio (0,13%), azufre (0,09%), calcio (0,04%), potasio (0,04%), bromo (0,007%), carbono (0,003%) y boro (0,0004%).
El orden de los elementos por fracción de volumen (que es aproximadamente la fracción molar molecular) en la atmósfera es nitrógeno (78,1%), oxígeno (20,9%), [20] argón (0,96%), seguido (en orden incierto) por carbono e hidrógeno porque el vapor de agua y el dióxido de carbono, que representan la mayoría 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 significativo, 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 queda en la corteza contribuye poco a la fracción de masa allí, mientras que al mismo tiempo la acumulación de argón en la atmósfera se ha vuelto lo suficientemente grande como para ser significativa.
Para obtener una lista completa de la abundancia de elementos en suelos urbanos, consulte Abundancias de los elementos (página de datos)#Suelos urbanos .
En términos de masa, las células humanas se componen de un 65-90% de agua (H2O ) , y una parte significativa del resto está compuesta por moléculas orgánicas que contienen carbono. Por lo tanto, el oxígeno contribuye con 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). 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 (el flúor) es útil para la fortaleza 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 papeles inciertos en los animales. Los elementos aluminio y silicio, aunque muy comunes en la corteza terrestre, son notoriamente raros en el cuerpo humano. [21]
A continuación se muestra una tabla periódica que destaca los elementos nutricionales. [22]
{{cite web}}: |first=falta |last=( ayuda )CS1 maint: multiple names: authors list (link)entre la abundancia y la energía de enlace nuclear [Título de la subsección]
