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

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.

Tabla Periódica de los Elementos

TABLA PERIODICA DE LOS ELEMENTOS

Abundancias Cósmicas de los Elementos Zpar Zimpar

ABUNDANCIAS NATURALES DE LOS ELEMENTOS EN EL UNIVERSO

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)

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.

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

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

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”

Energía de enlace por nucleón vs Número másico A

La Tierra

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).

Tierra: corteza, manto, núcleo

Estructura de la Tierra

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

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.

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

Elementos Siderófilos, Litófilos, Calcófilos, etc.

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.)

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

Abundancias relativas en Corteza y Cosmos

Abundancia relativa en Humanos y en Corteza

Elementos 1-30 – Compuestos más típicos en la Tierra

ATMOSFERA ACTIVIDAD BIOLÓGICA ACTIVIDAD VOLCÁNICA POLUCIÓN

REACCIONES REDOX Y SISTEMAS BIOLOGICOS

1015 kg H2O

1012 kg de C