3geoquimica Elementos Químicos

Cap. 2: Origen del universo y de los

Elementos químicos

Fuente: White Cap. 1, 7, 10

H. Rivera Cap. 4

Igc.usp.br

Geoquimica2-MCB 1 EPIG UNAP

Contenido

• Cosmogeoquímica

• Big-bang

• Nucleosintesis

• Formación de los elementos químicos

• Clasificación de los elementos químicos

• Clasificación Goldsmidt, reglas de sustitucion


Introducción • La pregunta del origen de la Tierra está estrechamente

ligada a la composición de la Tierra, y esto es fundamental para la geoquímica. De hecho, uno de los objetivos principales de los primeros geoquímicos fue determinar la abundancia de los elementos de la Tierra. Es natural preguntarse ¿qué explica estas abundancias y si las abundancias de los elementos en la Tierra son las mismas que las abundancias del Sistema Solar y del Universo?. También podríamos preguntarnos por qué la Tierra se compone principalmente de magnesio, silicio, oxígeno y hierro? ¿Por qué no de titanio, flúor y el oro? Al plantear estas preguntas, el ámbito de la geoquímica se funde suavemente en los reinos de la cosmología y la cosmogeoquímica.

Geoquimica2-MCB 3

White: Chapter 10: The Big Picture: Cosmochemistry, Pag 415

EPIG UNAP

• Why is it important to understand the molecular-scale factors controlling geochemical processes? We view this as a key question to address here because of the disturbing trend in some university Earth science departments to eliminate undergraduate courses in crystallography, mineralogy, or inorganic geochemistry that focus on molecular-scale concepts and processes .

• Empirical macroscopic approaches do not lead to a fundamental understanding of the chemical processes that control Earth’s near-surface environment or to robust predictive models of these processes .It is our hope that this Perspective will demonstrate

• how molecular-scale geochemical processes occurring at mineral-water interfaces have a major impact on global geochemical processes .

EPIG UNAP Geoquimica2-MCB 4

White: Chapter 10: The Big Picture: Cosmochemistry, Pag 415, Rivera Cap. 4

• La cosmoquímica tiene como objetivo la comprensión de la distribución y abundancia de elementos en el Sistema Solar, y en menor grado en el cosmos.

• La composición de la Tierra es única: sin duda, ningún otro cuerpo celeste que tiene exactamente la misma composición de la Tierra. Sin embargo, la composición de la Tierra es similar a la de los otros planetas terrestres: Mercurio, Venus, Marte y la Luna.

• La Tierra también comparte una herencia geoquímicos común al resto del Sistema Solar, y todos los cuerpos del Sistema Solar tienen probablemente la misma abundancia relativa de algunos elementos, y las mismas composiciones isotópicas de los elementos.

• Lo que sabemos de la composición del resto del universo sugiere que tiene una composición que es bastante similar a nuestro Sistema Solar: se trata mayoritariamente por hidrógeno y helio, con cantidades menores de carbono, oxígeno, magnesio, silicio y hierro, pero hay diferencias locales, en particular en las abundancias de los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.


• La composición única de la Tierra es producto de tres conjuntos de procesos. Estos incluyen aquellos procesos responsables de la creación de elementos, es decir, los procesos de nucleosíntesis, la creación del sistema solar y, finalmente, la formación de la Tierra.

• Vamos a empezar por considerar la nucleosíntesis. Los meteoritos son el registro principal de la formación del Sistema Solar y de los cuerpos planetarios, por lo que dedican un espacio considerable a la comprensión de estos objetos. Tal vez desde que adquirió la capacidad para contemplar el hombre abstracto, se ha preguntado sobre cómo y cuándo se formó la Tierra. La respuesta a la pregunta puede ser proporcionada por la aplicación de las herramientas de la geoquímica en los meteoritos.


El origen del cosmos

• Los primeros indicios de este hecho provenieron del descubrimiento por parte del astronomo estadounidense Edwin Hubble, en 1920 de que el universo se esta expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. Así mismo Albert Einstein con su TR también predice esta expansión. Si los componentes del universo se esta expandiendo , esto significa q´ en el pasado estaban mas cerca y retrocediendo en el tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un punto matemático lo que se denomina singularidad que exploto en una bola de fuego conocida como la gran explosión o Big Bang.

• En 1960 se descubrió la radiación de fondo cósmico interpretada como la energía que quedó después del Big Bang que confirmaba esta idea y una prueba de que el universo tuvo un origen.


El Big Bang y la teoría Inflacionaria

La Gran Explosión (Big-Bang)

• Al principio no había ni espacio ni tiempo, y las leyes de la física que conocemos no podían ser aplicadas.... Toda la materia estaba condensada en un punto de densidad infinita llamada “singularidad”

• El universo comienza hace 10-20 Ga con una gran explosión de la singularidad (Big-Bang).

• La explosión formó únicamente átomos de H, He y un poco de Li, pero las temperaturas al inicio eran tan altas que no era posible formar más elementos

Las evidencias que confirman la existencia del Big-Bang:

Radiación de Microondas Cósmicas

(Microwave Cosmic Background Radiation)

Expansión Hubble

Edwin Hubble (1889-1953)

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Georges Lemaitre (1894-1966)

Explosión Átomo Primigenio


• It is the deepest image of the universe ever taken in visible light, looking back approximately 13 billion years, and it will be used to search for galaxies that existed between 400 and 800 million years after the Big Bang. The HUDF image was taken in a section of the sky with a low density of bright stars in the near-field, allowing much better viewing of dimmer, more distant objects. The image contains an estimated 10,000 galaxies.



comprovação do Big Bang A. Penzias e R. Wilson (1965) captaram uma radição de fundo de micro-ondas R. Dicke a interpretou como sendo a radiação de fundo remanescente do big bang

flutuações de temperatura cósmica, dados coletados por 5 anos em todo o céu temperatura média 2.725 Kelvin (-270 oC) as flutuações da temperatura são da ordem de 0,0002 graus

El Universo Visible

• A escalas mayores que los superaglomerados, hay evidencias que el universo és:

– homogenio – no hay puntos de referencia;

– isotrópico – es semejante si es observado de cualquier dirección.

• Osea: no hay centro del universo!

Geoquimica2-MCB 11

Materia oscura

Es otro componente del universo, la existencia de esta materia se manifiesta através de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo q´ afecta a la forma en que se mueven.

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Estructura del Universo

• El Universo esta organizado de manera jerarquica hasta una escala del tamaño de 300 millones de años luz.

– Estrellas forman galáxias.

– Galáxias forman grupos ó aglomerados.

– Grupos y aglomerados forman superaglomerados.

• http://www.atlasoftheuniverse.com/

Fuente:Igc.usp.br


Composición del universo

• 25% de una partícula elemental todavia no descubierta;

• 70% un medio difuso de propiedades exóticas (presión negativa);

• 5% de átomos – prótones + neutrones + elétrones = masa del

universo constituido estrellas, planetas y la materia visible. • hidrogenio 75%

• helio 25%

Fuente:Igc.usp.br


Composición del universo


Edad del universo • El universo comenzó aproximadamente 14 billones de años,

desde entonces se esta expandiendo hasta formar galaxias, estrellas y planetas.

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Fuente: igc.usp.br

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Origen de los elementos

• P? Astronomía ¿cómo se han originado los elementos químicos existentes en el universo visible? – Producto de las reacciones nucleares internas de las

estrellas que actualmente observamos, ya existentes a comienzos del universo, no como átomos, sino como partículas elementales: electrones, neutrinos, fotones (radiación) y algunos pocos neutrones y protones, que por una serie de reacciones nucleares mediante el proceso de nucleosíntesis dieron lugar a la formación de hidrogeno y helio

– Por nucleosíntesis se forman nuevos elementos químicos a partir de reacciones atómicas, estos se llevan acabo en el interior de las estrellas y durante las explosiones de supernovas, lentamente el H y He se convierten en átomos mas pesados.


NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

• “Sopa calientísima de particulas elementales - durante la gran explosión, partículas subatómicas fueron generados.

• Se Inicia cerca de un segundo despues del Big Bang, cuando el enfriamiento fue suficiente para formar neutrones (1n), protones (1H) y eletrones (e-)

• A partir de un centésimo del primer segundo, comenzó el enfriamiento y la expansión del Universo, dando condiciones para las reacciones nucleares que formó el elemento hidrogeno (H) y, en seguida el elemento hélio (He).


Nucleosíntesis

• Generación de elementos por fusión nuclear.

• Reacción próton-próton.

• Los núcleos de hélio son más estables que protones y neutrones libres.

Fuente:Igc.usp.br Geoquimica2-MCB 18 EPIG UNAP

Nucleosíntesis Durante el Big Bang

• En esta fase, hubo un momento en que la temperatura no era suficientemente alta para mantener las reacciones próton-próton, debido a la expansión y al enfriamiento contínuo.

• Esto ocasionó un residuo grande de neutrones que sufrieran decaymiento radioactivo al proton, como en la reacción nuclear.

• Los protones (1H) y neutrones (1n) residuales del Big Bang explican la gran abundancia del hidrógenio (H) en el Universo actual.

Geoquimica2-MCB 19

Fuente: igc.usp.br

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Nucleosintesis

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Fuente: W. M. White

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EPIG UNAP 21 Geoquimica2-MCB

White Pag 420

Formación de los elementos químicos

• La segunda fase de la formación de los elementos químicos:

• fusión nuclear en los núcleos de las estrellas.

Fuente:Igc.usp.br


Evolución Estelar Las estrellas nacen a partir de la contracción de las nebulosas (nubes de polvo, hidrogeno y plasma) formadas por polvo partículas interestelar (nubes de gases y partículas sólidas).

Fuente:Igc.usp.br


grupo de gas se convierte en protoestrella cuando la radiación ya no puede escapar del interior

2) Protoestrellas se encogen y calienta con una energía potencial gravitatoria, se convierte en energía térmica

3) la reducción lenta y la temperatura superficial aumenta a medida que comienza la combustión nuclear

4) Tasa de fusión aumenta hasta el equilibrio gravitacional, estabilice las estrellas.

Geoquimica2-MCB 24

Clasificación de las estrellas

• Brillo (aparente y absoluto)

– distancia

– tamaño

– temperatura

• Color (temperatura de la superfície)

– rojas: menos de 3.000 K

– azules: más de 30.000 K

– amarillas (sol): entre 5.000 e 6.000 K


• Stars are classified based on their color (and spectral absorption lines), which is in turn related to their surface temperature. From hot to cold, the classification is: O, B, F, G, K, M, with subclasses designated by numbers, e.g., F5. (The mnemonic is 'O Be a Fine Girl, Kiss Me!'). The Sun is class G.

• Stars are also divided into Populations. Population I stars are second or later generation stars and have greater heavy element contents than Population II stars. Population I stars are generally located in the main disk of the galaxy, whereas the old first generation stars of Population II occur mainly in globular clusters that circle the main disk.

Geoquimica2-MCB 27

Fuente: W. M. White

EPIG UNAP


Fuente: igc.usp

Fusión nuclear en los núcleos de las estrellas

• Proceso triple alfa: transformación de helio en carbono

Fuente:Igc.usp.br



Fuente: igc.usp

origen de los nucleidos y elementos químicos

el proceso se detiene con la generación de 56Fe por fusión

nuclear

27/09/2015 37 EPIG-UNA


Fuente: igc.usp

Formación de los elementos químicos

• Estrellas en la fase supergigante roja forma elementos como oxigeno, magnesio, silício, etc., hasta el Hierro (masa 56).

• Para la formación de elementos mas pesados que el Fe es necesario procesos que envuelven la absorción de neutrones por los núcleos.

• Estrellas en la fase supernova (explosión de una estrella) – ocurren en la formación de los demás elementos más pesados hasta el uranio (número atómico 92).


• Después de la formación de núcleos más pesados, como el Fe, las temperaturas en los alrededores de las reacciones no aumentan.

• Para formar elementos con número atómicos mayores es necesario que ocurra reacciones que no necesitan de altas velocidades o temperaturas: Reacciones de neutrones.


2 Procesos de reacciones de neutrones

• Procesos lentos: neutrones son adicionados en largos intervalos – vários minutos. – Aumenta la razón neutron-próton: neutrones se

convierten espontáneamente em prótones con la emisión de un electrón y uma partícula beta → forma el próximo elemento → uno por uno los neutrones son adicionados hasta formar el 209Bi.

– Limite del proceso lento: el próximo núcleo formado es inestable y decae espontáneamente para un elemento más ligero.

Fuente:Igc.usp.br


• Processos rápidos: neutrones son adicionados tan rápidamente que no existe tiempo para resultar en el decaymiento del núcleo.

• Ocurre exceso de neutrones em relación a los protones; cuando la rápida adición cesa, el exceso de neutrones comienza a decaer en protones.

• Algunos de los núcleos resultantes son casi estábles y decaen con una vida media tan grande que cantidades significativas permanecen en la Tierra (Th y U), proveendo una fuente de energia (calor).

Fuente:Igc.usp.br


Nucleosíntesis Poligenética • Los únicos elementos formados durante el Big-Bang fueron H y He (y un poco de Li)

• Posteriormente la materia experimentó una serie de inestabilidades gravitacionales que llevó a la formación de galaxias.

• El colapso de cúmulos moleculares dentro de las galaxias permitió la formación de las primeras estrellas

• El resto de los elementos tienen, de hecho,

su origen en las estrellas:

Nucleosíntesis Estelar: Los elementos ligeros (Z<14) se sintetizan dentro de las grandes estrellas durante las fases finales de su evolución

Nucleosíntesis explosiva: Los elementos más pesados (Z>15) se forman cuando las estrellas masivas agotan su combustible nuclear y explotan formando supernovas

Nucleosíntesis galáctica: Li y Be se forman mediante la interacción de rayos cósmicos y materia en el medio intergaláctico

Nebulosa de Orión (Telescopio Hubble)

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Abundancia y Distribución de los elementos. H. Rivera pag. 53

• La materia extraterrestre (s,l,g) puede ser agrupada en materia estelar, interestelar y materia del sistema solar, esto de mucho interés de manera que asumimos que toda la materia entera (estrellas, planetas, cometas y meteoritos atmosfera gaseosa del sol y de los planetas) tienen origen común.

• La composición qca de la materia extraterrestre es estudiada principalmente por vias o fuentes de información:

– Análisis espectral de la materia luminosa (luz emitida por las estrellas y el sol.

– Estudio químico de los meteoritos

– Examen de las rocas lunares. Geoquimica2-MCB 46 EPIG UNAP

Geoquimica2-MCB 47

Fuente: INGEMMET

EPIG UNAP

• La abundancia de los primeros 50 elementos decae exponencialmente. La abundancia de los elementos con numero atómico > 50 es bajo y poco variable.

• H i He son los elementos mas abundantes (H/He) ≈12,5

Fuente: INGEMMET


• Regla de Oddo-Harkins: elementos de # atómico par son más comunes que los # atómicos impar. En los elementos de # atómico par los protones forman pares. Cada proton equilibra el espin de su par aumentando la estabilidad del elemento

Geoquimica2-MCB 49

Fuente: INGEMMET

EPIG UNAP

• La abundancia de Li, Be i B, baja con relación a los demás elementos ligeros. • La abundancia de Fe es alta en relación a los elementos con # atómico próximo. • Elementos además de Bi no tienen isótopos estables, pero existen en el sistema

solar , (U,Th) tienen larga vida-média.

Geoquimica2-MCB 50

Fuente: INGEMMET

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Clasificación de los elementos químicos

• Clasificación segun su Concentración

Elementos Mayores: son representados en forma de óxidos en

porcentajes en peso, las concentraciones son superiores a 1%.

Elementos Menores: son representados em forma de óxidos en

porcentajes en peso, con concentración entre 0,1 y 1%.

Elementos Trazas: son representados en ppm, cuja

concentración en óxido é inferior a 0,1% (o 1000 ppm).



• Clasificación segun el comportamiento

en Sistemas Magmáticos

• Durante el proceso de fusión parcial de la corteza u manto los

elementos trazas pueden presentar preferencia por:

pemanecer en el sólido residual, siendo denominados de

elementos compatíveis o;

migrar para o fundido, siendo denominados de elementos

incompatíveis.

Los elementos compatíbles presentan, en geral, radio iónico y valencia aproximadamente iguales a los elementos mayores y menores que ellos substituyen en la estructura cristalina. Lo inverso ocurre con los elementos incompatíbles.


Fuente: igc.usp


• Estudiando la composición de los meteoritos Goldschmidt

sugerio que la distribuición de lo elementos químicos son

controlados por la afinidad que cada elemento presenta

com las principales fases minerales formadas.

Esas afinidades son el resultado de las configuraciones

electrónicas de los elementos;

Esos mismos procesos pasan tambien a controlar la distribución

de los elementos em el interior de la Tierra.


Clasificación Basada em la afinidade geoquímica

Fuente: igc.usp

Reglas de goldschmidt

Iones de la misma valencia y radio deberian de substituirse

facilmente y entrar en una solución sólida en cantidades iguales a

su proporción total.

Cuando tenemos dos iones de la misma carga, el de menor

radio ionico tendrá preferencia em la estructura del cristal, siendo

que las diferencias del tamaño no deben ser < 15%.

Cuando tenemos dois íones con radio iónico semejante, pero

con cargas diferentes, el de mayor valencia tendrá preferencia em

la estructura del cristal.


Classificação geoquímica dos elementos

55

Fuente: igc.usp

Clasificación de goldschmidt

Los elementos son clasificados de acuerdo con sus afinidades

químicas:

Elementos litófilos – presentan tendencia a formar óxidos y

silicatos (Si, Al, Ca, Mg, Na, K, Ti, Sc, V, REE, U, Th, ...);

Elementos siderófilos – muestran afinidad por el fierro,

tienden a concentrarse em el núcleo - presentan poca o

ninguna afinidad por el oxigeno (Au, Pt etc.);

Elementos calcófilos – poseen afinidad por el asufre (S),

tienden a formar sulfuros (Cu, Zn etc.); Elementos atmófilos – estan concentrados em la atmosfera – gases nobles, H, N, C etc.


Comportamiento de los Elementos Traza

• Clasificación de Goldschmidt:

– Atmófilos: Elementos volátiles (Gases y líquidos)

– Litófilos: Afinidad por los líquidos silicatados

– Siderófilos: Afinidad por los líquidos metálicos

– Calcófilos: Afinidad por los líquidos sulfurosos


Victor Goldschmidt (1888-1947)

7.2 Behavior of the Elements 7.2.1 Goldshcmidt’s Classification Pag. 267

Goldschmidt* recognized four broad categories: atmophile, lithophile, chalcophile, and siderophile (Figure 7.2, Table 7.1). Atmophile elements are generally extremely volatile (i.e., they form gases or liquids at the surface of the Earth) and are concentrated in the atmosphere and hydrosphere. Lithophile, siderophile and chalcophile refer to the tendency of the element to partition into a silicate, metal, or sulfide liquid respectively. Lithophile elements are those showing an affinity for silicate phases and are concentrated in the silicate portion (crust and mantle) of the earth. Siderophile elements have an affinity for a metallic liquid phase. They are depleted in the silicate portion of the earth and presumably concentrated in the core. Chalcophile elements have an affinity for a sulfide liquid phase. They are also depleted in the silicate earth and may be concentrated in the core. Many sulfide ore deposits originated from aqueous fluids rather than sulfide liquid. A chalcophile element need not necessarily be concentrated in such deposits.


White Pag: 267

Tabla Periódica de la Geoquímica

• Comportamiento de los elementos traza en la tierra silicatada


7.2.2 The Geochemical Periodic Table Pag 268

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