UNIVERSIDAD NACIONAL DE SAN AGUSTIN FACULTAD DE GEOLOGIA GEOFISICA Y MINAS GEOQUIMICA RESOLUCION DEL CAPITULO 2 INTEGRANTES: -ALEJANDRO VILCA JOSE LUIS -ARIAS CASO DEREK -BEJAR OLIVERA ERICK -BUSTAMANTE HUAQUISTO BRANDOL -CCOSI ESPINOZA MARIA FERNANDA -CHARCAHUANA FLORES JEANPIERRE -CHAYÑA LOPE CRISTHIAN KEVIN -CHOQUICOTA MAQUITO WILLIAMS -CHUCTAYA TAIPE ODA DANAE -COAGUILA HEREDIA JORGE -CONDORI QUISPE KEVIN AREQUIPA – PERU 2018
CAPITULO 2 1) ¿Cómo ha cambiado la abundancia de hidrógeno (H) en el universo desde el Big Bang?
El hidrogeno en su estado fundamental, va decreciendo para dar lugar a elementos químicos más pesados, no se puede decir si fue o no suficientemente abundante para formar elementos más pesados. Pero las reacciones nucleares han continuado de tal manera se siga produciendo hidrogeno (H). 2) ¿Por qué son los elementos con números atómicos pares son más abundantes que sus vecinos con números atómicos impares?
Figura N°1: En la siguiente figura se puede mostrar que los elementos con Z impares tratan de buscar una estabilidad aparente debido a que su configuración electrónica esta inestable. Es por ello que los elementos con Z pares, en su configuración electrónica se encuentran apareados y a esto se debe su abundancia.
Las diferencias en abundancias de elementos individuales de tierras raras en la corteza superior de la Tierra representan la superposición de dos efectos, uno nuclear y el otro geoquímico. Primero, los elementos de tierras raras con números atómicos pares (58Ce, 60Nd, ...) presentan abundancias cósmicas y terrestres mayores que los elementos de tierras raras vecinos con números atómicos impares (57La, 59Pr, ...). (A s tronoo, 2003)
3) ¿COMO SABEMOS QUE EL.SOL ES ALMENOS UNA ESTRELLA DE SEGUNDA GENERACION?
Estrellas de masa mayor Las estrellas de masa unas 10 o más veces mayores que la del sol son de combustión muy rápida, así es que su vida es mucho más corta, por lo que las encontramos normalmente cerca de las estrellas junto las que se han formado, ya que no les da tiempo a alejarse de ellas en los 30 millones de años (como mucho) que dura su vida. Al principio, este tipo de estrellas pasan rápidamente a través de las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero debido a su gran cantidad de masa, las temperaturas que se obtienen al colapsar son muy elevadas, lo que les permite, tras haberse agotado el helio, entrar en una fase en la que se las llama “supergigantes r ojas”,
en la que continúan fusionando carbono en neón, neón en oxígeno, oxígeno en silicio, y finalmente silicio en hierro.
Llegado a este punto, debido a que los elementos más pesados que el hierro desprenden energía por fisión y no por fusión, la estrella se queda repentinamente sin combustible y toda su gran cantidad de masa comienza a colapsar rápidamente, ya que no existe ninguna presión que detenga el colapso en lo que conocemos como una “explosión de supernova”
Al ser la masa muy elevada el colapso es muy violento y la masa de la estrella pasa a ocupar un espacio extremadamente pequeño, para lo cual los electrones degeneran, puesto que la alta densidad les obliga a juntarse más al núcleo, esto es, a permanecer en un nivel de energía menor al mínimo normal. Al ser mucha la presión ejercida por la estrella, los protones y electrones se combinan formando neutrones que, al no repelerse (puesto que no están cargados), pueden ocupar menos espacio, dando como resultado un cuerpo de una densidad extremadamente alta ( 10 15 g/cm3) al que llamamos “estrella de neutrones”, que suele tener un radio aproximado de unos 12 km.
El grado de compresión de la materia de una de estas estrellas origina un campo magnético mil veces mayor que el de una estrella normal (10 8 a 1013 Gauss). Dicho campo hace que el gran número de partículas cargadas eléctricamente que expulsa una estrella de neutrones a través de su superficie, al verse obligadas a girar en espiral en el seno de un campo magnético, emitan un haz de energía electromagnética en diferentes formas (ondas de radio, ópticas, ultravioleta, rayos X, rayos gamma). A una estrella de neutrones que emite u n haz tal, la llamamos “pulsar”.
Pero no todas las estrellas de neutrones pueden ser pulsares, puesto que estos van perdiendo energía al expulsar el haz del que hemos hablado, energía que obtiene la estrella reduciendo su velocidad de rotación, así es que sólo aquellas estrellas de neutrones que tengan una velocidad de rotación considerable llegan a convertirse en púlsares. Todos los púlsares son estrellas de neutrones, pero no todas las estrellas de neutrones son pulsares. Sin embargo, solo las estrellas de masa entre 10 y 30 veces la masa del sol terminan como estrella de neutrones o púlsares. Si su masa supera en 30 a 1 la del sol, esta seguirá colapsando incluso después de formar una estrella de neutrones hasta llegar a formar una agrupación de masa tan grande y densa, que produciría una atracción gravitacional extraordinariamente fuerte, de forma que en un cierto radio alrededor de dicha agrupación, la velocidad mínima necesaria para no ser atraído hacia el centro de la “estrella” superará incluso la velocidad de la luz, formando así lo que hoy
en día conocemos como un agujero negro.
Durante esta última fase en la que una estrella pesada pasa de ser una supergigante roja a una estrella de neutrones o un agujero negro, debido a la violencia del colapso, la estrella sufre pulsaciones y explosiones en las cuales son expulsadas algunas de las capas que componían la estrella, formando así una nebulosa a partir de la cual más tarde, pueden formarse otras estrellas a las que llamaríamos “de segunda generación”. Estas son las conocidas “explosiones de supernova” que pueden lograr
que, en un momento la estrella llegue a brillar más que la galaxia en la que está.
S e s abe que el s ol es una es trella de s eg unda g eneraci ón, pues to que s e han hallado en su compos ición elementos más pesados que el helio que no han podido s er produci dos por la fus ión de elementos más livianos, ya que es ta estrella aún se encuentra en la fase de fus ión del hidróg eno
4.- ¿Por qué el tecnecio y el prometio carecen de isótopos estables?
El tecnecio y el promecio son elementos ligeros poco convencionales, ya que no poseen isótopos estables. El porqué de este hecho es algo complicado. Usando el modelo de la gota líquida para los núcleos atómicos, se puede obtener una fórmula semi-empírica para la energía de enlace de un núcleo. Esta fórmula predice un "valle de estabilidad beta" así como qué núclidos no sufren desintegración beta. Los núclidos que sobrepasan las f ronteras del valle tienden a desintegrarse con emisión beta, dirigiéndose hacia el centro del valle (emitiendo un electrón, un positrón, o capturando un electrón). Para un número fijo de nucleones A, las energías de enlace están descritas por una o más parábolas, con el núclido más estable en el fondo. Puede haber más de una parábola porque los isótopos con un número par de protones y un número par de neutrones son más estable que los isótopos con un número impar de neutrones y un número par de protones. Una sola emisión beta transforma, por tanto, un núclido de un tipo en un núclido del otro tipo. Cuando sólo hay una parábola, sólo puede haber un isótopo estable cuya energía es descrita por la misma. Cuando hay dos parábolas, esto es, cuando el número de nucleones es par, puede ocurrir (raramente) que haya un núcleo estable con un número impar de neutrones y un número impar de protones (aunque esto sólo ocurre en cuatro casos). Sin embargo, si esto sucede, no puede haber isótopos estables con un número par de neutrones y un número par de protones. Para el tecnecio (Z=43), el valle de estabilidad beta está centrado alrededor de los 98 nucleones. Sin embargo, para cada número de nucleones desde el 95 al 102, ya hay al menos un núclido estable tanto para el molibdeno (Z=42) como para el rutenio (Z=44). Para los isótopos con número impar de nucleones, esto inmediatamente impide la posibilidad de un isótopo estable de tecnecio, ya que sólo puede haber un núclido estable con un número impar fijo de nucleones. Para los isótopos con un número par de nucleones, puesto que el tecnecio posee un número impar de protones, cualquier isótopo debe tener también un número impar de neutrones. En este caso, la presencia de un núclido estable con el mismo número de nucleones y un número par de protones hace imposible que el núcleo sea estable. En conclusión, no puede haber isotopos estables con un número par de neutrones y un número par de protones. 5 ¿QUE OTROS ELEMENTOS TIENEN ISOTOPOS INESTABLES?
Los elementos que tienen números atómicos mayores que 83 (Bi) no tienen iso-topes estables, pero ocurren naturalmente a muy bajas abundancias porque son las hijaisótopo radioactivas de larga vida de uranio y torio. Otros elementos que son inestables son:
84
Polonio
85
Po
102
Nobelio
No
Ástato At
103
Lawrencio
Lr
86
Radón Rn
104
Rutherfordio Rf
87
Francio
105
Dubnio Db
88
Radio Ra
106
Seaborgio
89
Actinio Ac
107
Bohrio Bh
90
Torio Th
108
Hassio Hs
91
Protactinio
109
Meitnerio
Mt
92
Uranio U
110
Darmstadio
Ds
93
Neptunio
Np
111
Roentgenium Rg
94
Plutonio
Pu
112
Copernicium Cn
95
Americio
Am
113
Nihonium
Nh
96
Curio Cm
114
Flerovium
Fl
97
Berkelio
Bk
115
Moscovium
Mc
98
Californio
Cf
116
livermorium
Lv
99
Einstenio
Es
117
Tennessine
Ts
100
Fermio Fm
118
Organesson Og
101
Mendelevio
Fr
Pa
Sg
Md
6.- ¿Por qué los elementos del problema 5 existen en la Tierra, mientras que Tc y Pm no?
En el Universo existen únicamente 81 elementos estables. Uno o más isótopos de cada uno de estos elementos no sufren desintegración radiactiva de manera espontánea. No existen isótopos estables de los elementos pasando el bismuto en la tabla periódica, y dos elementos de la primera parte de la tabla, el tecnecio y el prometio, existen únicamente como isótopos de tipo radiactivo. Otros dos elementos, el uranio y el torio, de los cuales sólo existen isótopos radiactivos, son muy abundantes en la Tierra porque las vidas medias de algunos de sus isótopos son casi tan largas como la edad de la Tierra misma (rondando de 108 a 109 años). Actualmente, el prometio es todavía recuperado de los subproductos de la fisión del uranio. También puede ser producido mediante el bombardeo de neodimio 146 con neutrones. EL neodimio 146 se transforma en neodimio 147 cuando captura un neutrón. El neodimio 147, con una vida media de 11 días, se transforma en prometio 147 emitiendo partículas beta. El prometio no se da
naturalmente en La Tierra, aunque ha sido detectado en el espectro de una estrella en la constelación de Andrómeda. El isótopo más estable del prometio, el prometio 145, tiene una vida media de 17,7 años. Se transforma en neodimio 145 a través de captura electrónica. El tecnecio elemento químico de símbolo Tc y número atómico 43. Fue el primer elemento obtenido de manera artificial en un ciclotrón. También se obtiene como el principal constituyente de los productos de fisión en un reactor nuclear o, en forma alterna, por la acción de neutrones sobre el 98Mo. El isótopo 99Tc es el más útil en la investigación química por su larga vida media: 2 x 105 años. 7.- ¿Por qué el plomo (Pb) es más abundante de lo que podríamos haber esperado?
Es un metal relativamente abundante. En la atmósfera no es detectable en valor promedio, pero en la corteza terrestre podemos encontrar una media de 8 ppm de Pb, mientras que en el mar su concentración es de tan solo 0.003 ppm (10 veces más que la cantidad de mercurio presente). El plomo rara vez se encuentra en su estado elemental. Se presenta comúnmente como sulfuro de plomo en la galena; los otros minerales de importancia comercial son los carbonatos (cerusita); los sulfatos (anglesita) y los fosfatos (piromorfita) son muchísimo más raros. También se encuentra plomo en varios minerales de uranio y de torio, ya que proviene directamente de la desintegración radiactiva (decaimiento radiactivo). Los minerales comerciales pueden contener tan poco plomo como el 3%, pero lo más común es un contenido de poco más o menos del 10%. Los minerales se concentran hasta alcanzar un contenido de plomo de 40% o más antes de fundirse o ceder ante la presencia de fuentes de calor extremo. Los cuatro isótopos naturales son, por orden decreciente de abundancia, 208, 206, 207 y 204. Se cristaliza en el sistema cúbico en forma de cara centrada invertida 8) ¿Compruebe la abundancia de argón y determine si es mayor de lo esperado. Si es así, sugiera una explicación? Abundancia y obtención
El gas se obtiene por medio de la destilación fraccionada del aire licuado, en el que se encuentra en una proporción de aproximadamente el 0,94%, y posterior eliminación del oxígeno residual con hidrógeno. La
atmósfera marciana contiene un 1,6% de 40Ar y 5 ppm de 36Ar.; la de Mercurio un 7,0% y la de Venus trazas. El argón-39 se usa, entre otras aplicaciones, para la datación de núcleos de hielo, y aguas subterráneas (véase
el
apartado
Isótopos).
En el buceo técnico, se emplea el argón para el inflado de trajes secos —los que impiden el contacto de la piel con el agua a diferencia de los húmedos típicos de neopreno—tanto por ser inerte como por su pequeña conductividad térmica lo que proporciona el aislamiento térmico necesario para realizar largas inmersiones a cierta profundidad .
9) ¿Cómo estuvo formándose el litio el berilio y el boro?
Acumulación de materia fue muy grande, su propia gravedad la hizo alcanzar elevadas presiones y temperaturas aproximadas de 10 7 K en algunas zonas dentro de estas nubes. El siguiente paso consiste en la fusión de un núcleo de deuterio con un protón del medio, para producir un isótopo ligero del helio, 3He, con un gran desprendimiento de energía
Después de esto, el camino más probable para la producción de 4He es el que se conoce como la rama PPI , aunque este núcleo puede formarse por otros dos caminos, conocidos como las cadenas o ramas PPII y PPIII , que involucran la formación y destrucción de varios isótopos de litio y berilio. Como puede verse, los núcleos de Li y Be que se forman en las ramas PPII y PPIII se destruyen en el mismo proceso, debido que son menos estables que los núcleos de He.
10) Compare la abundancia de las "tierras raras" (el Lantano hacia el Lutecio) con metales tan conocidos como Ta, W, Pt, Au, Hg y Pb. ¿Son las tierras raras realmente tan "raras"?
La abundancia de los elementos químicos y sus isótopos naturales es debida a la nucleosíntesis. La Tabla 1 enumera las abundancias de los elementos en el sistema solar compiladas por Anders y Ebihara (1982). Las abundancias se expresan en términos del número de átomos relativos a 10 átomos de silicio. ₆
Tabla 1: Abundancia de los elementos en el sistema solar en unidades de números de átomos por 10 átomos de silicio Tierras Raras Elemento Abundancia Lantano 4.48x10 -1 Cerio 1.16x10 0 Praseodimio 1.74x10 -1 Neodimio 8.36x10 -1 Prometio 0 Samario 2.61x10 -1 Europico 9.72x10 -2 Gadolinio 3.31x10 -1 Terbio 5.89 x10-2 Disprosio 3.98 x10-1 Holmio 8.75 x10-2 Erbio 2.53 x10-1 Tulio 3.86 x10-2 Iterbio 2.43 x10-1 Lutecio 3.69 x10-2
Metales conocidos Elemento Abundancia Tantalio 2.26 x10-2 Tungsteno 1.37 x10-1 Platino 1.37 x10-2 Oro 1.86 x10-1 Mercurio 5.2 x10-1 Plomo 3.15 x100
Se puede observar que las Tierras raras comparando con los metales conocidos en nivel de abundancia tienen casi el mismo valor. Por lo tanto, las tierras raras se pueden encontrar en igual cantidad que los metales conocidos mencionados. “La denominación tierras proviene del antiguo nombre que se daba a los
óxidos. Se extraen de varios minerales que se encuentran en la naturaleza en cantidades no tan escasas como su nombre da a entender; sin embargo, este nombre está justificado por la baja concentración en que se suelen encontrar y la consiguiente dificultad para localizarlos en proporciones que permitan su explotación comercial” (Gregorio López López, 2015)
