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QUÍMICA GENERAL E INORGÁNICA II2013 – 1er.cuatr.
(QUÍMICA INORGANICA)
Bibliografía: algunos libros en castellano
•Química Inorgánica – Shriver, Atkins y otros., McGraw-Hill, 2008, 4a. Edición !!!
•Química Inorgánica – Housecroft y Sharpe, Pearson, 2006, 2a. Edición
•Química Inorgánica Básica – Cotton, Wilkinson Limusa-Wiley
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Consideraciones previas para el uso de este material a través de la página web de la materia
El material que ponemos a su disposición es un soporte visual en
formato ppt de fragmentos de clases de Química General e Inorgánica II. No
constituye “la teórica” sobre el tema, ni el listado completo de temas a manejar.
Se trata solamente de material visual utilizado en clase, que pudo haber
incluido también trabajo con transparencias, en el pizarrón, en forma oral,
discusión de problemas de la guía o agregados, etc. El propósito de facilitar
este material ahora es proveer un ayuda-memoria de los temas analizados en
la clase. Pero debe estudiar de los libros y otras fuentes confiables, con otra
guía acerca de los énfasis, los enfoques, las conexiones temáticas, etc.
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Tabla Periódica de los Elementos
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TABLA PERIODICA DE LOS ELEMENTOS
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Abundancias Cósmicas de los Elementos
Zpar
Zimpar
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ABUNDANCIAS NATURALES DE LOS ELEMENTOS EN EL UNIVERSO
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Origen de los Elementos – “Big-Bang” y después
• Se conocen 112 Elementos (o más?). No todos están en la Naturaleza• 92 Elementos, Z = 1 (H) Z = 92 (U) están en la Tierra, excepto Tc y Pm • Para Z ≥ 83 (Bi) son todos inestables (radiactivos)• 15 Elementos se obtuvieron por síntesis artificial (nuclear)
• Porqué hay solo 90 Elementos en la Naturaleza? Porqué sus abundancias relativas? Porqué los isótopos?
• Hipótesis del “Big-Bang” – Teoría y Experimentos
• Hace 1,5 x 1010 años la materia era una esfera aprox. 10–28 cm diámetro• δ = 1096 g/cm3
• T = 1023 ºK• “Sopa de quarks” (partículas elementales)
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Después del Big Bang
Explosión, Expansión y Enfriamiento (en 1 seg T ≈ 1010 K)
Tener presente: a estas T, los átomos pierden los electrones!!!
• - Luego, sigue el “frío”. Cuando T ≈ 107 K, los “quarks” condensan formando protones (p), neutrones (n) y electrones (e). Algunos p y n se combinan para dar deuterones (2H). Estos deuterones se fusionan para dar Helio (4He).
• - En ≈ 3 minutos, la temperatura ha caído más, y no pueden sostenerse reacciones de fusión que vayan más allá del He. Lo ocurrido en esos 3 minutos determina la composición actual del Universo ! (H/He ≈ 10/1). Ambos comprenden el 99% del total de materia en el Universo
• - H y He siguen enfriándose, se forman concentraciones locales de gas, contraídas por fuerzas gravitacionales, lo cual genera recalentamiento. Al alcanzar nuevamente 107 K, vuelve la fusión (estrellas: ej., el Sol).
• Al consumir H, más contracción gravitacional lleva T 108 K, y posibilita la fusión del He. Así se forman 12C y 16O. Sucesivos consumos y contracciones permiten alcanzar hasta 56Fe.
• Otros procesos a mayores T: captura de neutrones, explosiones de supernovas, etc.
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Veamos las reacciones nucleares en las Estrellas
• 1H + 1H 2H + e+ + e+ + e– (aniquilación)• 2H + 1H 3He +
• 3He + 3He 4He + 21H (Sol, T ≈ 107 K)• ______________________• 4 1H 4He + 2e+ + 2 Q = 26,72 Mev (incluye 2 aniquilaciones)• Calcular el defecto de masa y la energía liberada en esta reacción!
• 4He + 4He 8Be• 8Be + 4He 12C + • ______________________• 3 4He 12C +
• 12C + 4He 16O + (T ≈ 5 x 108 K)
• Y seguimos así hasta aprox. Fe, Co, Ni
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Otras reacciones nucleares a mayores T
• - Proceso “alfa” (T ≈ 109 K). Los rayos son suficientemente energéticos para generar la reacción endotérmica: 20Ne(,)16O
• - Luego, las pueden dar, por ejemplo: 24Mg(,)28Si (ídem para 32S, 36Ar, 40Ca)
• - Procesos de equilibrio (T ≈ 3 x 109 K). Varios tipos de reacciones nucleares: (,), (,p), (,n), (,n), (p,), (n,), (p,n). Comprenden la nucleosíntesis de elementos del Ti Cu.
• - Captura de neutrones. Genera elementos con Z > 26 (Fe)
• Ej. Reacciones (n,) genera isótopos con A = 63-209
• - Otras
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Cuestiones a destacar respecto a las Abundancias (mirar Curva)
• - H y He son, de lejos, los más abundantes, 99% del total de masa (H/He ≈ 12,5)• - Las abundancias decrecen exponencialmente hasta Z ≈ 42. Luego la caída es más
gradual. No obstante, observar maximos o minimos… • - Pico-techo para Z = 23-28 (V,Cr,Mn,Fe,Co,Ni). Máximo para Fe (1000 veces más
abundante que el resto).• -Li, Be, B (y D) son raros comparados con sus vecinos He, C, N, H.• -Elementos de A par son más abundantes que A impar (desplazamiento hacia arriba
para Z par).• -Entre los núcleos livianos (hasta Sc, Z = 21) los que tienen A divisible por 4 son más
abundantes que sus vecinos (16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca).• -Dos elementos, Tc y Pm, no aparecen en sistema solar. Todos sus isótopos son
inestables y decaen rápido.• -Elementos con Z > 83 no tienen isótopos estables, aparecen con muy bajas
abundancias, pues son hijos de radiosótopos de vida larga (U y Th).• -Atomos de elementos pesados tienden a ser ricos en neutrones.• -Números “mágicos”: 2,8,20,28,50,82,126. Capas estables en la estructura nuclear?
Ej.; 4He y 16O; 208Pb• -Núcleos pesados “fisionables”
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Energía de enlace por nucleón vs Número másico A
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La Tierra
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Formación de la Tierra
• - La Tierra se formó ( ≈ junto con el Sol, hace unos 4.500 millones de años) a partir de gas y polvo (nebulosa) interestelar que contenía elementos metálicos (como Fe, Ni), junto con SiO2, silicatos y otros sólidos. Estas partículas provenían de los elementos generados en las estrellas en grandes cantidades, diseminados por explosiones de las “supernovas”.
• La T durante el inicio de formación de la Tierra era de ≈ 2000 ºK
• - Abundancias en Tierra: >10%: Fe, O, Mg, Si; 1-10%: S, Ca, Ni, Al; 0,1-1%: Cr, Na, P, Co, Ti. Comparar distribución en Corteza y Sistema Solar.
• -Los compuestos moleculares de H, C, N eran gaseosos a la T en que se formó la Tierra, y escaparon (excepto pequeñas cantidades de H2O, CH4, CO2, NH3, atrapados en las redes de los silicatos).
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Tierra: corteza, manto, núcleo
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Estructura de la Tierra
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Estructura de la Tierra
Atmosfera: N2, O2, H2O, CO2, gases nobles, partículas
Hidrosfera: H2O (liquida), hielo, minerales disueltos (Na+, Cl–, Mg2+, Br–, etc, partículas
Corteza (litosfera y calcosfera): minerales: rocas de silicatos, óxidos, sulfuros
Manto: principalmente silicatos (olivino, piroxenos); Fe y Mg
Núcleo: aleación Fe-Ni
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Diferenciación Geoquímica de los Elementos (Goldschmitt)
• 1a. Diferenciación
• Etapas tempranas. Elementos siderófilos. La alta densidad del Fe lo manda al núcleo (hay poco O y S). El Fe se contacta con otros metales fácilmente reducibles (E más + que Fe: Ni, Pt, Ag, Au). Estos, o bien se alean con el Fe (Ni) o se quedan en la corteza (metales nativos).
• Los metales más difíciles de reducir (E mas – que Fe) quedan en la superficie oxidados, asociados o bien con O (litófilos: los más pequeños y electropositivos, ej. Mg2+ y Al3+) o con S (calcófilos: más grandes y electronegativos (Cu, Zn, Hg, Pb, etc). Forman enlaces iónicos/covalentes.
• 2a. Diferenciación
• A medida que el magma se enfría, se forman minerales, dependiendo del punto de fusion y la abundancia. Aquí influye la energía reticular de los compuestos (tamaño y radio de los iones). Es importante el reemplazo isomorfo.
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Clasificación Geoquímica de los Elementos
Ubicar los compuestos asociados: óxidos (incluye silicatos), haluros, sulfuros,metales nativos, radiactivos, gases sin combinar
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Elementos Siderófilos, Litófilos, Calcófilos, etc.
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3a. Diferenciacion: Cambios en la Corteza Terrestre
• -Procesos tectónicos causados por corrientes de convección en el manto, provocados por el calor proveniente del decaimiento radiactivo de elementos. Las rocas se funden y luego recristalizan, fraccionando los elementos litofílicos. El Mg tiende a quedar en el manto, junto con otros compatibles (Fe2+, Cr3+). Los elementos incompatibles (Na, K, Ti) pasan fácilmente al fundido y se concentran en las rocas de la corteza.
• -Las rocas del manto contienen principalmente ortosilicatos (SiO44– aislados)
y cadenas tipo MgSiO3. En la corteza, los silicatos polimerizan en redes (Ej.: feldespatos).
• -Gran diversidad de procesos físicos y químicos que conducen a los diferentes minerales (cristalizaciones, procesos hidrotérmicos, etc.)
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Meteorización (“Weathering”) y Sedimentación
• -Los procesos sedimentarios se producen por la meteorización, un proceso químico producido por la acción del H2O y del CO2. Una reacción típica es la formación de la arcilla “caolinita” a partir de feldespatos:
• 2KAlSi3O8 + 2CO2 + 3H2O 2K+ + 2HCO3– + Al2Si2O5(OH)4 + SiO2
• La meteorización es acelerada por organismos vivos que proveen CO2 vía respiración y decaimiento. Posteriormente, se genera:
• Al2Si2O5(OH)4 + H2O 2Al(OH)3 + 2SiO2
• Así, las rocas se transforman, liberando K+ soluble y generando depósitos insolubles (importantes: bauxita, Al(OH)3; rutilo, TiO2; casiterita, SnO2).
• -Acción del O2 atmosférico: sobre iones solubles genera compuestos insolubles, como Fe(OH)3, MnO2, etc.
• -Depósitos biogénicos en océanos: CaCO3, SiO2. Evaporitos: NaCl, KCl, etc
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Abundancias relativas en Corteza y Cosmos
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Abundancia relativa en Humanos y en Corteza
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Elementos 1-30 – Compuestos más típicos en la Tierra
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ATMOSFERA
ACTIVIDAD VOLCÁNICA
ACTIVIDAD BIOLÓGICA
POLUCIÓN
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REACCIONES REDOXY SISTEMAS BIOLOGICOS
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1015 kg H2O
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1012 kg de C