Abundancia de los elementos químicos

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 dado. La abundancia se mide en una de tres formas: por la fracción de masa (igual que la fracción de peso); por la fracción molar (fracción de átomos por conteo numérico, oa veces fracción de moléculas en gases); o por la fracción de volumen. La fracción de volumen es una medida de abundancia común en gases mixtos, como atmósferas planetarias, y tiene un valor similar 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.

Por ejemplo, la abundancia de oxígeno en agua pura se puede medir de dos maneras: la fracción de masa es de aproximadamente el 89 %, porque esa es la fracción de la masa de agua que es oxígeno. Sin embargo, la fracción molar es de alrededor del 33% porque solo 1 átomo de 3 en el agua, H ₂ O, es oxígeno. Como otro ejemplo, al observar la abundancia de fracción de masa de hidrógeno y helio tanto en el Universo como un todo como en las atmósferas de los 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. Cambiar el entorno dado a la atmósfera exterior de Júpiter, donde el hidrógeno es diatómico mientras que el helio no lo es, cambia elfracción molar molecular (fracción del total de moléculas de gas), así como la fracción de la atmósfera por volumen, de hidrógeno hasta aproximadamente el 86 % y de helio hasta el 13 %.

La abundancia de elementos químicos en el universo está dominada por las grandes cantidades de hidrógeno y helio que se produjeron en el 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.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 las supernovas. Los elementos de mayor número atómico que el hierro (elemento 26) se vuelven progresivamente más raros en el universo, porque cada vez absorben 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 energía favorable de formación.

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 un agotamiento 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 de aluminio más ligeros 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 ambientes especializados, como atmósferas, océanos o el cuerpo humano, son principalmente un producto de interacciones químicas con el medio en el que residen.

Universo

Z	Elemento	Fracción de masa(ppm)
1	Hidrógeno	739,000
2	Helio	240.000
8	Oxígeno	10,400
6	Carbón	4,600
10	Neón	1,340
26	Hierro	1,090
7	Nitrógeno	960
14	Silicio	650
12	Magnesio	580
dieciséis	Azufre	440
	Total	999,060

Los elementos, es decir, la materia ordinaria (bariónica) hecha de protones, neutrones y electrones, son solo una pequeña parte del contenido del Universo. Las observaciones cosmológicas sugieren que solo el 4,6% de la energía del universo (incluida la masa aportada por la energía, E = mc ↔ m = E / c) comprende la materia bariónica visible que constituye las estrellas, los planetas y los seres vivos. Se cree que el resto está compuesto por energía oscura (68%) y materia oscura (27%). Estas son formas de materia y energía que se cree que existen sobre la base de la teoría científica y el razonamiento inductivo basado en observaciones, pero no se han observado directamente y su naturaleza no se comprende bien.

La mayor parte de la materia estándar (bariónica) se encuentra en el gas intergaláctico, las estrellas y las nubes interestelares, en forma de átomos o iones (plasma), aunque se puede encontrar en formas degeneradas en entornos astrofísicos extremos, como las altas densidades dentro de las enanas blancas. y estrellas de neutrones.

El hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo; el helio es el segundo. Sin embargo, después de esto, el rango de abundancia no sigue correspondiendo al número atómico; el oxígeno tiene el rango de abundancia 3, pero el número atómico 8. Todos los demás son sustancialmente menos comunes.

El modelo cosmológico estándar predice bien la abundancia de los elementos más ligeros, ya que en su mayoría se produjeron poco (es decir, 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, dentro de las estrellas.

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 comprender 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 por elementos pesados.

Estos otros elementos son generados por procesos estelares. En astronomía, un "metal" es cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio. Esta distinción es significativa porque el hidrógeno y el helio son los únicos elementos que se produjeron en cantidades significativas en el Big Bang. Así, la metalicidad de una galaxia u otro objeto es un indicio de actividad estelar después del Big Bang.

En general, los elementos hasta el hierro se forman en estrellas grandes en proceso de convertirse en supernovas. El hierro-56 es particularmente común, ya que es el nucleido más estable (ya que tiene la energía de enlace nuclear más alta por nucleón) y se puede hacer fácilmente a partir de partículas alfa (que son un producto de la descomposición del níquel-56 radiactivo, hecho 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 estrellas grandes, 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. 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 ven como aparecían en el pasado, por lo que su abundancia de elementos parece más cercana a la mezcla primordial. Sin embargo, dado que las leyes y los procesos físicos son uniformes en todo el universo, se espera que estas galaxias también hayan desarrollado cantidades similares de elementos.

La abundancia de elementos está en consonancia con su origen en el Big Bang y la nucleosíntesis en varias estrellas supernova progenitoras. Hidrógeno y helio muy abundantes son productos del Big Bang, mientras que los siguientes tres elementos son raros ya que tuvieron poco tiempo para formarse en el Big Bang y no se producen en las estrellas (sin embargo, se producen en pequeñas cantidades por la ruptura de elementos más pesados). elementos en el polvo interestelar, como resultado del impacto de los rayos cósmicos).

Comenzando con el carbono, los elementos se han producido en las estrellas mediante la acumulación de partículas alfa (núcleos de helio), lo que da como resultado una abundancia alternativamente mayor de elementos con números atómicos uniformes (estos también son más estables). El efecto de que los elementos químicos impares sean generalmente más raros en el universo se notó empíricamente en 1914 y se conoce como la regla de Oddo-Harkins.

El siguiente gráfico (tenga en cuenta la escala logarítmica) muestra la abundancia de elementos en el Sistema Solar.

Abundancia estimada de los elementos químicos en el Sistema Solar (escala logarítmica)

nucleido	A	Fracción de masa en partes por millón	Fracción atómica en partes por millón
Hidrógeno-1	1	705,700	909,964
Helio-4	4	275,200	88,714
Oxígeno-16	dieciséis	9,592	477
Carbono-12	12	3,032	326
Nitrógeno-14	14	1,105	102
neón-20	20	1,548	100
Otros nucleidos:	3,616	172
Silicio-28	28	653	30
Magnesio-24	24	513	28
Hierro-56	56	1,169	27
Azufre-32	32	396	dieciséis
Helio-3	3	35	15
Hidrógeno-2	2	23	15
neón-22	22	208	12
Magnesio-26	26	79	4
Carbono-13	13	37	4
Magnesio-25	25	69	4
Aluminio-27	27	58	3
Argón-36	36	77	3
Calcio-40	40	60	2
Sodio-23	23	33	2
Hierro-54	54	72	2
Silicio-29	29	34	2
Níquel-58	58	49	1
Silicio-30	30	23	1
Hierro-57	57	28	1

Tabla periódica que muestra el origen cosmológico de cada elemento.

Relación con la energía de enlace nuclear

Se han observado correlaciones sueltas entre las abundancias elementales estimadas en el universo y la curva de energía de enlace nuclear. En términos generales, la estabilidad relativa de varios nucleidos atómicos 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. Consulte el artículo sobre la nucleosíntesis para obtener una explicación de cómo ciertos procesos de fusión nuclear en las estrellas (como la quema de carbono, etc.) crean 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 la curva de abundancia elemental, y un patrón similar de niveles de energía en la curva de energía de enlace nuclear. Esta alternancia es causada por la energía de enlace relativa más alta (correspondiente a la estabilidad relativa) de los números atómicos pares en comparación con los números atómicos impares y se explica por el Principio de Exclusión de Pauli. La fórmula de masa semiempírica (SEMF), también llamada fórmula de Weizsäcker o fórmula de masa de Bethe-Weizsäcker, da una explicación teórica de la forma general de la curva de energía de enlace nuclear.

Tierra

La Tierra se formó a partir de la misma nube de materia que formó el Sol, pero los planetas adquirieron diferentes composiciones durante la formación y evolución del sistema solar. A su vez, la historia natural de la Tierra hizo que partes de este planeta tuvieran diferentes concentraciones de los elementos.

La masa de la Tierra es de aproximadamente 5,97 × 10 kg. A granel, en masa, está compuesto mayoritariamente por 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%); y el 1,2% restante consiste en trazas de otros elementos.

La composición general de la Tierra por masa elemental es aproximadamente similar a la composición general del sistema solar, con las principales diferencias en que a la Tierra le falta una gran cantidad de los elementos volátiles hidrógeno, helio, neón y nitrógeno, así como carbono que se ha perdido como hidrocarburos volátiles. La composición elemental restante es más o menos típica de los planetas interiores "rocosos", que se formaron en la zona térmica donde el calor solar impulsó los compuestos volátiles al espacio. La Tierra retiene oxígeno como el segundo componente más grande de su masa (y la fracción atómica más grande), principalmente porque este elemento se retiene en minerales de silicato que tienen un punto de fusión muy alto y una presión de vapor baja.

Corteza

La abundancia en masa de los nueve elementos más abundantes en la corteza terrestre es aproximadamente: 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 ocurren a menos del 0,15%. Para obtener una lista completa, consulte la 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 mediciones y estimaciones.

Muchos de los elementos que se muestran en el gráfico se clasifican en categorías (parcialmente superpuestas):

1. elementos formadores de rocas (elementos principales en campo verde y elementos menores en campo verde claro);
2. elementos de tierras raras (lantánidos (La–Lu), Sc e Y; etiquetados en azul);
3. principales metales industriales (producción global >~3×10 kg/año; etiquetados en rojo);
4. metales preciosos (etiquetados en violeta);
5. los nueve "metales" más raros, los seis elementos del grupo del platino más Au, Re y Te (un metaloide), en el campo amarillo. Estos son raros en la corteza por ser solubles en hierro y, por lo tanto, concentrados en el núcleo de la Tierra. El telurio es el elemento individual más agotado en la Tierra de silicato en relación con la abundancia cósmica, porque además de estar concentrado como calcogenuros densos en el núcleo, fue severamente agotado por la clasificación previa a la acreción en la nebulosa como telururo de hidrógeno volátil.

Tenga en cuenta que hay dos rupturas donde estarían los elementos inestables (radiactivos) tecnecio (número atómico 43) y prometio (número atómico 61). Estos elementos están rodeados de elementos estables, pero sus isótopos más estables tienen vidas medias relativamente cortas (~4 millones de años y ~18 años respectivamente). Estos son, por lo tanto, extremadamente raros, ya que las fracciones iniciales primordiales de estos en los materiales anteriores al Sistema Solar se han descompuesto hace mucho tiempo. Estos dos elementos ahora solo se producen naturalmente a través de la fisión espontánea de elementos radiactivos muy pesados ​​(por ejemplo, uranio, 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,

También hay rupturas en el gráfico de abundancia donde estarían los seis gases nobles, ya que no están ligados químicamente a la corteza terrestre, y solo se generan en la corteza por cadenas de desintegración de elementos radiactivos y, por lo tanto, son extremadamente raros allí.

Los ocho elementos muy raros y altamente radiactivos que ocurren naturalmente (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 ha desintegrado durante eones. hace, y su cantidad hoy es insignificante y solo se produce a partir de la desintegración radiactiva del uranio y el torio.

El oxígeno y el silicio son, en particular, 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. 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 debido al calor de la formación planetaria y/o la luz del Sol.

Extraños elementos de la Tierra

Elementos de tierras "raras" es un nombre inapropiado histórico. La persistencia del término refleja desconocimiento más que verdadera 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 zinc, el molibdeno, el estaño, el tungsteno o el plomo. Los dos elementos de tierras raras menos abundantes (tulio y lutecio) son casi 200 veces más comunes que el oro. Sin embargo, en contraste con la base ordinaria y los metales preciosos, los elementos de tierras raras tienen muy poca tendencia a concentrarse en depósitos de minerales explotables. En consecuencia, la mayor parte del suministro mundial de elementos de tierras raras proviene de un puñado de fuentes. Además, los metales de tierras raras son químicamente muy similares entre sí,

Las diferencias en la abundancia de elementos individuales de tierras raras 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 abundancias cósmicas y terrestres mayores que los elementos de tierras raras adyacentes con números atómicos impares (₅₇ La, ₅₉Pr,...). En segundo lugar, los elementos de tierras raras más livianos 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 del 80% al 99% de la cantidad total de metales de tierras raras que se pueden encontrar en el mineral.

Manto

La abundancia en masa de los siete elementos más abundantes en el manto terrestre es aproximadamente: oxígeno 44,3%, magnesio 22,3%, silicio 21,3%, hierro 6,32%, calcio 2,48%, aluminio 2,29%, níquel 0,19%.

Centro

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 elementos traza.

Océano

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 %).

Atmósfera

El orden de los elementos por fracción de volumen (que es aproximadamente fracción molar molecular) en la atmósfera es nitrógeno (78,1 %), oxígeno (20,9 %), argón (0,96 %), seguido de (en orden incierto) carbono e hidrógeno porque el vapor de agua y el dióxido de carbono, que representan la mayor parte de estos dos elementos en el aire, son componentes variables. El azufre, el fósforo y todos los demás elementos están presentes en proporciones significativamente más bajas.

De acuerdo con el gráfico de la curva de abundancia, el argón, un componente importante, si no principal, de la atmósfera, no aparece en absoluto en la corteza. Esto se debe a que la atmósfera tiene una masa mucho más pequeña 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.

Suelos urbanos

Para obtener una lista completa de la abundancia de elementos en suelos urbanos, consulte Abundancias de los elementos (página de datos) # Suelos urbanos.

Cuerpo humano

En masa, las células humanas se componen de 65 a 90 % de agua (H ₂O), y una porción significativa del resto se compone de moléculas orgánicas que contienen carbono. Por lo tanto, el oxígeno contribuye con la mayoría de la masa del cuerpo humano, seguido por el carbono. Casi el 99% de la masa del cuerpo humano se compone de seis elementos: hidrógeno (H), carbono (C), nitrógeno (N), oxígeno (O), calcio (Ca) y fósforo (P). El siguiente 0,75 % se compone de los siguientes cinco elementos: potasio (K), azufre (S), cloro (Cl), sodio (Na) y magnesio (Mg). Se sabe con certeza que solo 17 elementos son necesarios para la vida humana, y se cree que un elemento adicional (flúor) es útil para fortalecer el esmalte dental. Unos cuantos 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,

A continuación se muestra una tabla periódica que destaca los elementos nutricionales.