QUÍMICA GENERAL E INORGÁNICA II 2013 – 1er.cuatr. (QUÍMICA INORGANICA)

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1 QUÍMICA GENERAL E INORGÁNICA II 2013 – 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

2 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.

3 Tabla Periódica de los Elementos

4 TABLA PERIODICA DE LOS ELEMENTOS

5 Abundancias Cósmicas de los Elementos
Zpar Zimpar

6 ABUNDANCIAS NATURALES DE LOS ELEMENTOS EN EL UNIVERSO

7 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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9 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.

10 Veamos las reacciones nucleares en las Estrellas
1H + 1H  2H + e+ +  e+ + e–   (aniquilación) 2H + 1H  3He +  3He + 3He  4He H (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

11 Otras reacciones nucleares a mayores T
- Proceso “alfa” (T ≈ 109 K). Los rayos  son suficientemente energéticos para generar la reacción endotérmica: Ne(,)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 = - Otras

12 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 = (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”

13 Energía de enlace por nucleón vs Número másico A

14 La Tierra

15 Formación de la Tierra - La Tierra se formó ( ≈ junto con el Sol, hace unos 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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17 Tierra: corteza, manto, núcleo

18 Estructura de la Tierra

19 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

20 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.

21 Clasificación Geoquímica de los Elementos
Ubicar los compuestos asociados: óxidos (incluye silicatos), haluros, sulfuros, metales nativos, radiactivos, gases sin combinar

22 Elementos Siderófilos, Litófilos, Calcófilos, etc.

23 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.)

24 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 HCO3– + 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) SiO2 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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26 Abundancias relativas en Corteza y Cosmos

27 Abundancia relativa en Humanos y en Corteza

28 Elementos 1-30 – Compuestos más típicos en la Tierra

29 ATMOSFERA ACTIVIDAD BIOLÓGICA ACTIVIDAD VOLCÁNICA POLUCIÓN

30 REACCIONES REDOX Y SISTEMAS BIOLOGICOS

31 1015 kg H2O

32 1012 kg de C