Conciencia TecnolgicaInstituto Tecnolgico de Aguascalientescontec@correo.ita.mx ISSN (Versin impresa): 1405-5597MXICO

2001

Jorge Medina Valtierra EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS QUMICOS

Conciencia Tecnolgica, nmero 017 Instituto Tecnolgico de Aguascalientes

Aguascalientes, Mxico

Red de Revistas Cientficas de Amrica Latina y el Caribe, Espaa y Portugal

Universidad Autnoma del Estado de Mxico

http://redalyc.uaemex.mx

El origen de los elementos qumicos

Jorge Medina Valtierra Departamento de Ingeniera Qumica y Bioqumica

Instituto Tecnolgico de Aguascalientes Av. A. Lpez Mateos No. 1801 Ote., Fracc. Balcones de Ojocaliente

Aguascalientes, Ags. C.P. 20256 Tel.: 0149105002 ext. 103

Fax: 0149700423 E-mail: jmedinav@cioags.com.mx

Es una actitud comn entre los estudiantes, que al iniciar un curso de qumica se adquiera la duda de cmo se formaron las partculas elementales que componen los tomos y/o las molculas que mentalmente comienzan a manejar y modificar. Sin embargo son pocos los estudiantes que se atreven a formular esta cuestin y en algunos casos tambin son pocos los maestros de qumica que tienen la intencin de abordar este tema que debera ser el inicio de los conocimientos en la qumica. Este sencillo escrito va dirigido a los estudiantes que se inician en el fascinante mundo de la qumica (y tambin de la fsica) pero tambin a los estudiantes que se quedaron con esta inquietud. El escrito aborda dos o tres sencillos mecanismos bien aceptados en la formacin de los tomos y da una visin general de cmo estn distribuidos los elementos que conforman la materia existente en el universo. Palabras clave: Partculas fundamentales, origen de los tomos, abundancia de elementos.

El origen de los primeros tomos

La evolucin del universo es la historia de los elementos qumicos la cual sugiere que el universo contina

cambiando bajo un esquema de evolucin ininterrumpida. Esto nos lleva a plantearnos las siguientes preguntas:

El universo continuar en expansin o ese proceso ser reversible?, Algn da tendremos a nuestro alcance

algn tipo de materia diferente a la que conocemos?. Existe la antimateria y que efectos tiene en el universo?.

En un principio, slo exista la radiacin y las partculas fundamentales distribuidas uniformemente a

temperaturas y a densidades inimaginables, era la materia original. Hace aproximadamente 15 billones de aos la

radiacin y las partculas se concentraron en un espacio muy estrecho provocando una gran explosin conocida

como el Bing-Bang a partir de la cual el universo se ha estado expandiendo y enfriando. La materia como tal

comenz a crearse con la coalescencia de hadrones por un lado y de leptones por otro lado con la formacin de

protones (p) y electrones(e-), respectivamente. Estas partculas tienen cargas electrostticas de signo contrario que

con un mayor enfriamiento perdieron algo de su energa cintica, disminuy su velocidad y se unieron una a una

dando como consecuencia la aparicin de tomos de hidrgeno (H) conformados por un protn en el centro y un

electrn girando alrededor del protn.

Electrn

Protn Atomo de H

1

Figura 1.1

Esto mismo sucedi, a una escala astronmica, con la formacin de nuestro sistema planetario donde la cercana de los planetas al sol, provoc que este los atrapara hacindolos girar alrededor de l en rbitas elpticas.

En esta etapa inicial, es probable que ncleos de helio (He) que elementalmente son partculas alfa (), se formaron de una manera aproximada a los protones. Sin embargo estos ncleos adems de poseer dos protones

cuentan con dos neutrones que son partculas con una masa slo un poco mayor que el protn pero sin carga

electrosttica. La nomenclatura usada para definir el ncleo de un tomo especfico es: , donde Z es el

nmero atmico que indica el nmero de protones o electrones, y A es el nmero msico que es la suma de

protones y neutrones. Bajo esta nomenclatura, los ncleos de helio se definen como: .

EAZ

He42 La generacin inicial de neutrones es muy incierta pero es probable que en la misma transformacin del helio

se hayan formado los neutrones o bien, ya que las masas del protn y del neutrn son muy similares y la del

electrn es despreciable, posiblemente el neutrn se form de la colisin impetuosa entre un electrn y un protn

anulndose de alguna manera sus cargas contrarias.

O bien, el neutrn se form en el seno de las grandes estrellas a consecuencia de una enorme fuerza de

gravedad que contrajo la materia y que merced a esto fue posible que se fusionara el electrn con el protn, como

ha sido aceptado ampliamente [1].

+

Figura 1.2

El nacimiento de una estrella

La materia en formacin, principalmente el hidrgeno, se comenz a aglomerar en espacios estrechos donde la

densidad de las nubes de materia comenz a aumentar lo mismo que las colisiones entre tomos, incrementndose

con esto, la temperatura y dando como origen a las protoestrellas (los tomos de hidrgeno vistos como materia

son en realidad protones). Cuando las temperaturas aumentaron lo suficiente, las reacciones termonucleares fueron

posible y con esto la formacin de elementos mayores al helio. En esta etapa, la protoestrella se transforma en una

estrella propiamente dicha y entre mayor temperatura se tiene en su seno, un verdadero horno nuclear, ms

pesados los elementos qumicos que se forman.

Nuestro sol, en un proceso ininterrumpido produce helio a partir del hidrgeno bajo el mecanismo siguiente

[2].

energaepositronesHeH ++ + )(24 4211

2

En etapas anteriores cuando las temperaturas se excedieron a las decenas de millones de grados, los ncleos de

helio se fusionaron formar el carbono, C.

energaCHe + 126423 Subsecuentemente, el carbono y el helio reaccionaron para dar oxgeno, O.

energaOHeC ++ 16842126

Cuando la estrella incrementa su temperatura, o dentro de su ncleo donde la temperatura es suficientemente

alta, se forman elementos qumicos ms pesados el magnesio (Mg) y el azufre (S).

La produccin de elementos pesados en las estrellas pareciera una tarea fcil si se siguiera una ruta directa

donde n ncleos de hidrgeno o de helio se unen para formar un elemento ms grande. Sin embargo esto no es as

ya que ncleos de masa atmica, A, de 5 y 8 son sumamente inestables y no se forman lo que crea un cuello de

botella en una ruta consecutiva [3]. De hecho no existen estos elementos ni otros ms por la misma razn, ya que

de existir todas las posibilidades habra tomos estables con el mismo nmero de electrones pero con diferente

masa atmica, lo cual no es posible. Como ejemplo ilustrativo se tiene que el berilio , con sus cuatro

electrones, 4 protones y 5 neutrones es un elemento que una vez que se forma de una forma natural es inestable.

Sin embargo, esa es la configuracin ms estable entre todas las posibilidades para un tomo de cuatro electrones.

De acuerdo a las leyes de la fsica no es posible tener un tomo estable de cuatro electrones, cuatro protones y

cuatro neutrones [3].

Be94

Evolucin y muerte de las estrellas

Como algo prctico y de acuerdo a su masa, las estrellas en el universo se clasifican en; poco masivas, muy

masivas y supermasivas. Como una referencia se ha establecido que el sol, centro de nuestro sistema planetario

tiene una medida arbitraria de una masa solar que equivale a 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000

kilogramos (2x1030 kg ) . La evolucin o ciclo de vida, as como el fin de estos tres tipos de estrellas es diferente,

que el lector supondr suceden procesos distintos en ellas y la distribucin de elementos qumicos que se forman

debe de ser tambin diferente.

Cuando las estrellas poco masivas como nuestro sol, comienzan a agotar su combustible ( hidrgeno) y a

disminuir su temperatura, ya no son capaces de generar carbono ni otros tomos mayores. Esto tiene como

consecuencia que las altas concentraciones de helio empujan las capas que conforman el ncleo expandiendo la

estrella, enfrindola y cambiando su color de amarillo a rojo transformndose en una gigante roja. El halo de

nuestro sol en un futuro lejano alcanzar la actual rbita de Venus, para luego morir y transformarse en una nube

de materia negra. Sin embargo para que esto suceda, pueden pasar algo as como 10 mil millones de aos [4].

Las estrellas medianas (menos de 3 masas solares) al alcanzar la etapa de gigante roja mantienen una

temperatura conveniente de 3 000 millones de grados con la que continan la formacin de carbono y con esto la 3

generacin de otros elementos hasta el hierro (Fe), cuyo ncleo con 26 protones y 30 neutrones, , es

extremadamente estable. Elementos ms pesados que el hierro no se forman porque en este caso, las reacciones

de fusin nuclear no liberan energa que es necesaria para continuar con el proceso evolutivo.

Fe5626

En efecto, el berilio (Be) y el hierro son elementos que curiosamente son los extremos de un fenmeno de

estabilidad dado por la energa de enlace del ncleo. Esta energa de enlace es la diferencia entre la energa del

ncleo de un elemento dado y la energa de los protones y neutrones aislados.

Lo anterior se esquematiza de una forma aproximada en la siguiente figura.

Eenlace = Encleo atmico Epartculas

Figura 1.3

De tal manera que en una escala arbitraria, el ncleo del hierro es el ms estable de todos los elementos y

contrariamente, el berilio tiene uno de los ncleos ms inestables. Inclusive an es incierto el mecanismo de

formacin de este ltimo elemento en el seno de las estrellas, aunque la teora ms aceptable es aquella que

establece que se form de la fisin (rompimiento) de los tomos de elementos ms grandes como el nitrgeno (N)

y el oxgeno. La concentracin del berilio en las estrellas es prcticamente despreciable porque tan rpido como se

forma, reacciona.

En estrellas hasta de 1.5 masas solares, la presin que produce la materia disminuye al final de su vida y cede a

la fuerza gravitacional de tal manera que disminuye su tamao hasta un estado final donde nuevamente se tiene el

equilibrio entre estas dos fuerzas contrarias. La temperatura relativamente baja en este pequeo y peculiar objeto

estelar dan una coloracin blanca a su radiacin, pero lo ms asombroso de estos cuerpos compactos es que una

cucharada de materia pesa cientos de kilogramos.

Nuestros avisados lectores seguramente ya concluyeron de los prrafos anteriores, que el hierro est presente

en concentraciones altas en las estrellas masivas. En estrellas con masas mayores a 1.5 masas solares la fusin en

cadena hasta la formacin de hierro conlleva un inminente aumento en la presin y la presencia de ciertas

inestabilidades. Esto provoca un aumento en la temperatura y densidad y una explosin supernova cuya fuerza es

responsable de la formacin de otros elementos mayores incluyendo el uranio (U). En este objeto estelar, la

produccin de elementos mayores sigue diversas rutas inclusive la captura de neutrones que se producen en la

explosin de la estrella como resultado de reacciones como la siguiente.

4

nMgHeNe 102412

42

2310 ++

En este caso, se tiene la fusin de istopos que son tomos con un nmero mayor de neutrones (observe el

nen), pero que conservan el nmero permitido de protones y electrones. Estos tomos anormales son

inestables y con el tiempo cambian a sus elementos estables debido a un decaimiento radiactivo que se da como

una emisin de energa.

El flujo intenso de neutrones permite la consecucin de otras diversas reacciones como la transmutacin de un

elemento en otro.

energaeTcnMo +++ 9943109842

Aunque en realidad este mecanismo se realiza en varias etapas y adems el proceso de captura de un neutrn

con la consecuente transmutacin a otro elemento mayor, es un proceso continuo.

El proceso anterior se realiza artificialmente en los reactores nucleares donde se produce instantneamente un

intenso flujo de neutrones a consecuencia de una explosin nuclear controlada.

Despus de la supernova, la materia elemental y la generada en las diferentes etapas, es arrojada al espacio

como un polvo estelar y que puede ser la materia prima en la formacin de nuevas estrellas.

En el caso de las estrellas gigantes (ms de 3 masas solares), despus de que ha alcanzado la etapa de

supernova, la acumulacin de materia es an muy grande de tal manera que esta provoca una enorme fuerza

gravitacional que se sobrepone a la presin de las diferentes capas y a la repulsin entre ncleos originando un

colapsamiento de materia y la formacin de un ncleo muy concentrado de materia donde la masa de la estrella

define la fase final ya que sta puede derivar en una estrella de neutrones o en un hoyo negro.

Si la estrella es de menos de 8 masas solares, despus del fenmeno de la supernova queda un ncleo msico

remanente donde debido a la baja actividad, la presin disminuye bastante y en este caso la fuerza gravitacional es

tan grande que provoca que se fusionen los electrones con los protones en los tomos dando como consecuencia

la formacin de un inmenso ncleo de neutrones (ver figura 1.3). Estos objetos estelares no son visibles y son

detectados por una radiacin de baja energa emitida en forma de ondas de radio. Por observaciones astronmicas

se sabe que las estrellas de neutrones, que es una especie de residuo de un proceso estelar, tiene un tamao

mximo de 2.5 masas solares y su densidad es tan grande que una cucharadita de su materia pesara en la tierra

alrededor de 100 millones de toneladas, el peso total de una gran montaa!.

Cuando la estrella supermasiva es de ms de 8 masas solares, la fuerza de gravedad vence la presin ejercida

hacia el exterior lo que equivale a una contraccin irreversible de la estrella. Debido a la gran fuerza de gravedad,

en esta forma final ni la radiacin puede escapar dando como origen a los famosos hoyos negros, cuyos detalles

estn descritos en algunos libros de cultura general [5].

5

La materia que nos rodea

De una manera general, el universo est compuesto de fotones, partculas fundamentales y tomos. La asociacin

conocida de estos conceptos ha llegado a ser muy importante en la explicacin de diversos fenmenos y en la

aplicacin de modernas tecnologas. Sin embargo, es muy probable que otro tipo de asociaciones entre estos

componentes sea desconocida y est presente fuera de nuestro espacio formando un tipo extico de materia.

Desde un punto de vista elemental, la materia tangible est compuesta de tomos y de elementos. Un elemento

es una asociacin de tomos de un solo tipo. El 90% de los tomos en el universo son de hidrgeno que

corresponde al 73% de la masa total, esto considerando todo tipo de materia. El resto de los tomos son de helio

que representa el 25% de la masa total en el universo y slo una porcin mnima de los tomos totales, son

elementos mayores (~2% de la masa total).

Figura 1.4

El universo, desde su origen como una consecuencia de la gran explosin, ha estado cambiando

continuamente y la expansin que sufre tiene como efectos importantes; un enfriamiento gradual del mismo y la

disminucin de la energa total. Las principales transformaciones qumicas que se suscitan en l son la nuclelisis

del hidrgeno para formar helio, y la nucleosntesis de elementos ms pesados a partir del helio, tal como lo

asentamos atrs. Considerando este esquema de transformaciones qumicas, en tiempos remotos la cantidad de

hidrgeno era mayor calculndose que en las primeras 2 horas despus del Bing-Bang, el 89% de la masa total

eran tomos de hidrgeno y el 11% corresponda a tomos de helio. En el futuro, la cantidad actual de H

disminuir no as la cantidad de helio que seguir aumentando debido a que la transformacin a elementos

mayores requiere de altos suministros de energa como la que existe en el interior de las estrellas o la que se

genera en la formacin de las supernovas.

Considerando que una estrella es parte de una galaxia, sus condiciones y por ende su composicin depende de

la posicin que ocupe en la galaxia. Esto indica que un cmulo de estrellas, formaron parte de un inconmensurable

cuerpo celeste que colaps dando como consecuencia a una galaxia. En el centro de la galaxia los procesos

energticos son extremos y las estrellas cerca de l son ricas en elementos pesados. Las estrellas alejadas del

centro son muy pobres en metales y se sabe que stas tienen menos capacidad de atrapar cuerpos celestes y por

consecuencia de formar un sistema planetario. Nuestro sol ocupa una posicin bastante alejada de la galaxia a la

que pertenece, pero tal posicin es ideal no slo para formar un sistema planetario sino tambin para la creacin

de la vida [4].

6

La composicin de la materia

Los elementos que constituyen la materia conocida han sido acomodados en base a sus caractersticas, en un

acomodo muy especial donde la distribucin facilita el entendimiento de sus propiedades, siendo el nmero

atmico una de sus propiedades fundamentales. Esta disposicin es llamada Tabla Peridica de los Elementos

Qumicos. Si nos trasladamos de izquierda a derecha dentro de una fila (perodo), el nmero de electrones

(nmero atmico) aumento de uno en uno conforme saltemos de un elemento (casilla) a otro y con ello se da un

cambio peridico de las propiedades de cada tomo. Una tabla recientemente propuesta se presenta en la figura

1.5 [6].

Hasta la fecha, se han detectado en la atmsfera solar cerca de 70 elementos diferentes. Esta deteccin se logr

mediante la aplicacin de modernas tcnicas de espectroscopa atmica.

Figura 1.5

No solamente el hidrgeno y el helio son ms abundantes en el sol que en la tierra, sino que tambin algunos

otros elementos, sorpresivamente se encuentran en mayor proporcin.

Actualmente, nuestro sol no produce elementos ms grandes que el helio ya que est en una etapa terminal

donde slo el hidrgeno sufre transmutaciones. Por lo que se deduce que en etapas anteriores ms activas de su

vida, si los produca. Sin embargo, se tienen ciclos de transformacin en el sol como el llamado CNO (carbono,

nitrgeno y oxgeno), donde se hace uso de los elementos que ya existen dentro de l. En este proceso energtico

se aaden cuatro protones a alguno de estos tomos para crear como consecuencia un ncleo ms pesado, el cual

al ser inestable se fragmenta para dar un ncleo de helio y el tomo original que jug el papel de catalizador

(especie qumica que facilita una reaccin qumica pero que no sufre cambios al trmino de sta).

La abundancia atmica en el sol ha sido adaptada en forma similar a una moderna Tabla Peridica de los

Elementos por S.I. Dutch de la Universidad de Wisconsin [7]. Tal distribucin de elementos se muestra en la

figura 1.6 donde el tamao de cada crculo es proporcional a la concentracin del elemento.

De esta figura destaca que es clara la mayor abundancia en elementos ligeros y que se tiene un pico relativo de

la abundancia del hierro. Adems, los elementos litio (Li), berilio (Be) y boro (B) presentan una abundancia muy

baja.

Son 93 elementos diferentes, en orden peridico comenzando con el hidrgeno, los que se han formado de una

manera natural en el universo, y que han sido encontrados en la tierra a excepcin del tecnecio (Tc), prometio

(Pm) y californio (Ca) que se detectaron en lejanas estrellas cuando se analiz la radiacin proveniente de ellas.

7

Abundancia de elementos

en el sol

Figura 1.6

De aqu que la gran mayora de los elementos naturales, desde el hidrgeno hasta el uranio, se encuentran en

diferentes proporciones en la tierra. La distribucin de elementos en la placa continental difiere radicalmente de la

composicin elemental del total de nuestro planeta y tambin difiere sustancialmente de la composicin en el sol.

De esta comparacin, algunos elementos pesados son ms notables en la tierra pero los ligeros son menos

abundantes. Lo anterior se esquematiza en la siguiente figura.

Figura 1.7

De la figura anterior, podemos concluir que la presencia de elementos del grupo de los metales alcalinos, sodio

(Na) y potasio (K) principalmente, es muy notable los cuales estn en forma de sales. Se tiene el pico en la

8

concentracin de hierro en forma de silicatos. Adems, el magnesio (Mg) es muy abundante, y su presencia es ms

notable en forma de silicato y con una carga de +2.

La abundancia de elementos en la luna se destaca en la figura 1.8. De ah sobresale que la distribucin de

elementos no voltiles en la luna es muy similar a la existente en la tierra. Se han encontrado algunos compuestos

que no existen en la tierra, principalmente sales complejas. Adems, la concentracin de elementos muy voltiles

como el hidrgeno es reducida. Esto indica la casi nula posibilidad de encontrar molculas de agua (dos tomos

de H + un tomo de O).

Figura 1.8

Estas diferencias importantes han dado como sustento a la teora de que el origen de la luna es distinto al de la

tierra y que la luna se form en una regin ms caliente del espacio. La teora ms aceptada hoy en da es la que

establece que en tiempos remotos cuando los dinosaurios eran los amos absolutos de la vida en la tierra, sta sufri

un choque con un planetoide del tamao de marte que tuvo como consecuencia no solamente la desaparicin de la

vida mayor en la tierra, sino que el material rebotado despus de la gran colisin circund la tierra en una rbita

alejada donde estuvo interaccionando hasta formar la luna. Lo ms lgico es pensar que la mayor parte de la

materia rebotada corresponda al objeto estelar que choc, aunque una mnima parte de la luna pudiera haber sido

parte de nuestro planeta.

Como se not en las figuras de la abundancia elemental, no todos los elementos estn presentes en el universo

de una manera natural. Quiz es en la tierra donde se tenga la mayor gama de elementos diferentes al alcance del

hombre ya que muchos han sido sintetizados a condiciones muy especiales previo a un pronstico basado en la

Tabla Peridica de los Elementos. Tales elementos no han sido detectados en ningn objeto espacial y si existen

naturalmente estos estn en concentraciones muy bajas, en objetos muy lejanos, o bien; su tiempo de vida media

es tan corto que tampoco es posible detectarlos.

Referencias

9

[1] N. Glickstein, (1999), J. of Chem. Education, Vol. 76, No.3, p. 353-355.

[2] D. Shriver, P. Atkins, & C.H. Langford, (1994 ), Inorganic Chemistry, Oxford University Press (2nd.

Edition), p. 4-7.

[3] D. J. Olbris & J. Herzfeld, (1999), ), J. of Chem. Education, Vol. 76, No.3, p. 349-352.

[4] C. Castao, (2000), Rev. Muy Interesante, Septiembre, p. 32-39.

[5] S. Hacyan, (1996), Los Hoyos negros y la curvatura del espacio, La ciencia desde Mxico-FCE.

[6] Pgina Web: le village.ifrance.com/okapi/ tabla_periodica.htm [7] S. I. Dutch (1999), ), J. of Chem. Education, Vol. 76, No.3, p. 356-358.

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rev17-4.pdf O bien, el neutrn se form en el seno de las grandes estrellas a consecuencia de una enorme fuerza de gravedad que contrajo la materia y que merced a esto fue posible que se fusionara el electrn con el protn, como ha sido aceptado ampliamente [1]. Figura 1.2 El nacimiento de una estrella La composicin de la materia Figura 1.5 Figura 1.6 Figura 1.7