Fundamentos de Qumica Inorgnica

Estructura Atmica

A 1H2 3A

ZX

1H

1H

1H

Z 1 1 1

A: ?A: ?

Z: ?Z: ?

N: ?N: ?

Origen de los elementos Inicio: las primeras partculas elementales se formaron hace

unos 15.000 millones de aos por la Gran Explosin (Big Bang) de un ncleo primigenio, formado por quarks y energa (1032 Kde un ncleo primigenio, formado por quarks y energa (10 K y 1096g/cm3), producindose temperaturas del orden de 109 K.

Un minuto despus, al enfriarse por la expansin, las fuerzas de interaccin fuerte superaron a las cinticas y los nucleonesde interaccin fuerte superaron a las cinticas y los nucleones se unieron por medio de reacciones nucleares de fusin.

Unas dos horas despus, la mayor parte de la materia se hallaba como hidrgeno (89 %) y helio (11%)hallaba como hidrgeno (89 %) y helio (11%)

Con el paso del tiempo, los elementos capturaron otros nucleones para dar origen a los elementos ms pesados.

Posteriormente, algunos de los ms pesados e inestables se fisionaron para estabilizarse.

Al enfriarse an ms la fuerza electromagntica enlazAl enfriarse an ms, la fuerza electromagntica enlaz electrones a los ncleos para formar tomos.

Origen de los elementos - Nucleognesis

0 Big Bang del ncleo primigenio (quarks y energa ~1032 K y 1096g/cm3)0 Big Bang del ncleo primigenio (quarks y energa 10 K y 10 g/cm )10-43 s formacin de nucleones y fotones

1 minuto (T ~1010 K) fusin de nucleones para dar deuterio( ) p

11 minutos (T ~108 K) fusin de nucleones para dar deuterio, tritio y helio Nucleognesis primordial

Procesos de fusin nuclear* horno de protones (106 107 K): H He (directa o catalizada)

T ~106 K Nucleognesis

horno de protones (106-107 K): H He (directa o catalizada)* horno de helio (108 K): He C (M > M)* horno de carbono (5.108-109 K): C O, Ne, Na, Mg (M>8M)* horno de oxgeno (5 108-109 K): O Si P S Ar

Gigante Roja

Procesos de capturas y/o fisin nuclear (supernovas 1010 -1012 K):

horno de oxgeno (5.10 10 K): O Si, P, S, Ar* horno de silicio (2.109-4.109 K): Si nclidos de A ~ 56

Roja

Procesos de capturas y/o fisin nuclear (supernovas, 10 -10 K):* Fe y otros elementos pesados 34 Z 80 y 74 A 206

Abundancia de los elementos(para imprimir - no exponer)

El Universo est constituido fundamentalmente por aproximadamente 72 % de hidrgeno y 26 % de helio.72 % de hidrgeno y 26 % de helio.

la abundancia disminuye de manera aproximadamente exponencial al aumentar Z

la curva presenta un mnimo muy marcado para Li, Be y B (buenos p y p , y (combustibles nucleares)

en la curva hay un mximo relativo para Fe (Z=26), mil veces ms abundante de lo esperable

hay otros mximos relativos menos intensos, relacionados con los nmeros mgicos (2, 8, 20, 50, 82) de nucleones, especialmente estables y abundanteslos elementos de Z par son ms estables ab ndantes q e los de Z los elementos de Z par son ms estables y abundantes que los de Z impar, igual que los de N par y A par respecto a los impares (Harkins)

Los elementos con Z 20 en los que A es mltiplo de 4 son ms abundantes que sus vecinosabundantes que sus vecinos

Abundancia de los elementosAbundancia de los elementos El Universo est constituido fundamentalmente por aproximadamente 72 %

de hidrgeno y 26 % de helio.

Reacciones NuclearesConservacin de la masaConservacin de la cargaConservacin de la energa

Partculas subatmicas ms relevantes para este estudioPartculas subatmicas ms relevantes para este estudio

Partcula Smbolo Masa (1 u = 1,6605 . 10-27 kg) Nmero de masa Carga

4Electrn e- 5,486 . 10-4 0 -1

Protn p 1,0073 1 +1

Neutrn n 1 0087 1 0Neutrn n 1,0087 1 0

Fotn 0 0 0Neutrino ~ 0 0 0Neutrino 0 0 0Positrn e+ / + 5,486 . 10-4 0 +1Alfa 42He2+ (ncleo de Helio) 4 +2Beta e- (radiacin electromagntica del ncleo) 0 -1

Reacciones NuclearesConservacin de la masaConservacin de la cargaConservacin de la energag

12C +

1p

13N +

6 1p

7

15 1 12 415

7N +

1

1p

6C +

2

15O

15N + e+ +

8O

7

Reacciones Nucleares

Conservacin de la energa

Las reacciones nucleares son aproximadamente 106 veces Las reacciones nucleares son aproximadamente 10 veces ms energticas que las qumicas (1000 kJ/mol).

E = m.c2 La energa liberada en una reaccin nuclear es el equivalente

energtico de la diferencia entre las masas de los reactantes y los productos:

26 protones + 30 neutrones = ncleo FeEuninFe = [mncleoFe - (mprotonesFe + mneutornesFe].c2

Las energas liberadas por distintos elementos en reacciones Las energas liberadas por distintos elementos en reacciones nucleares permite determinar la fuerza de enlace entre los nucleones (Eenlace/A), la cual es distinta para cada istopo.

La sntesis de ncleos atmicos con A < 56 puede explicarse por fusin nuclear.

La formacin de ncleos con A > 56 por fusin es endoenergtica respecto alLa formacin de ncleos con A 56 por fusin es endoenergtica respecto al de A = 56, lo que requerira suministrar enorme energa a muy alta presin.

La formacin de los ncleos de A > 56 se podran alcanzar en procesos donde elementos pesados capturan partculas msicas de carga pequea o nula y estabilizan su ncleo mediante emisin de partculas sin masa y con carga, aunque en numerosos casos se fracturan en otros ms livianos por fisin nuclear

Banda de mxima estabilidad nuclear

Clasificacin de los elementos metales:

se combinan con los no metales para dar pcompuestos que por lo general son slidos duros y no voltiles,cuando se combinan con (o mezclan) entre s, forman aleaciones con caractersticas metlicas.

no metales:cuando se combinan entre s, a menudo forman comp estos molec lares oltilescompuestos moleculares voltiles.

metaloides:t ti i t di l t icon caractersticas intermedias a los anteriores.

Tabla Peridica

tablatabla

Orbitales atmicos Los electrones presentan caractersticas de onda y partcula. El principio de incertidumbre establece que no se puede

conocer simultneamente el momento lineal y la posicin de un electrnelectrn

La ecuacin de Schridinger toma esta dualidad y explica el movimiento de los electrones en los tomos.

Las soluciones de esta ecuacin son funciones de onda . El cuadrado de la funcin de onda 2 en un punto indica la

probabilidad de encontrar un electrn en un lugar determinadoprobabilidad de encontrar un electrn en un lugar determinado La densidad de probabilidad

del electrn es el producto pentre el cuadrado de la funcin de onda 2 y el volumen donde se calculavolumen donde se calcula esa probabilidad de encontrarlo

Niveles de Energa en los Orbitales atmicosNmeros cunticos

Cada funcin de onda de un tomo hidrogenoide est indicada por tres nmeros enteros llamados cunticos y dos fraccionarios

Nmero cuntico principal n: indica la energa del electrn y Nmero cuntico principal n: indica la energa del electrn, y toma los valores 0; 1; 2; ..., ms grande y difuso cuanto mayor sea el valor (tamao del orbital).

Nmero cuntico del momento angular orbital l: indica la forma angular del orbital, con el nmero de lbulos creciendo segn laumenta pudiendo tomar los valores 0; 1; (n-1) (formaaumenta, pudiendo tomar los valores 0; 1;..., (n 1). (forma geomtrica del orbital).

Nmero cuntico magntico m: puede tomar los valores -l a lindica la orientacin del momento (orientacin del orbital respecto a una direccin determinada).

Nmero cuntico magntico del spn m es un nmero Nmero cuntico magntico del spn ms: es un nmero fraccionario cuantificado y slo puede tomar los valores +/- 1/2.

Niveles de Energa en los Orbitales atmicosFuncin de distribucin radial (R2r2)

determina la probabilidad de encontrar un electrn a una

( )

distancia determinada del ncleo, sin importar su direccin, permite evaluar cun fuerte se encuentraevaluar cun fuerte se encuentra este enlazado.

tiene uno o ms mximos, por ser la combinacin del producto de r2(crece con la distancia) y de la(crece con la distancia) y de la funcin de onda al cuadrado 2(disminuye con la distancia)

Niveles de Energa en los Orbitales atmicosFuncin de distribucin radial

La superficie lmite de un orbital indica la regin del gespacio dentro de la cual es ms probable encontrar un electrnencontrar un electrn, siendo el valor usual de referencia el de 75%.

Penetracin y apantallamientoL fi i l t i b l d t ll La configuracin electrnica basal de un tomo es aquella en la cual los electrones se encuentran con la mnima energa posible.p

El principio de exclusin de Pauli establece que un orbital slo puede ser ocupado por dos electrones, en cuyo caso sus espines se encuentran apareadosespines se encuentran apareados.

No es posible completar un orbital electrnico si otros de la misma energa se encuentran vacos.g

La carga nuclear efectiva Zef que recibe un electrn es igual a la carga nuclear Z menos el apantallamiento que producen los otros electrones q e se enc entran entre el ncleo slos otros electrones que se encuentran entre el ncleo y su orbital.

No todos los electrones internos apantallan con la misma peficacia, los f apantallan menos que los d y estos que los p, siendo los ms eficaces los s.

Principio de construccin progresiva

Parmetros atmicos Radio: Radio metlico, Radio covalente, Radio inico, , Energa de Ionizacin (I): es la energa mnima necesaria para

remover un electrn de un tomo gaseoso Afinidad Electrnica (Ea): es el cambio de energa cuando un

tomo gaseoso gana un electrn. Est determinada fundamentalmente por la energa del orbital ms bajo sin llenar,fundamentalmente por la energa del orbital ms bajo sin llenar, donde experimenta la carga nuclear efectiva que lo atrae.

Electronegatividad : poder con que un tomo atrae los l t d t l d H di ti telectrones cuando se encuentra enlazado. Hay distintas

expresiones, la de Mlliken es = (I + Ea) Polarizabilidad: capacidad para ser distorsionado por un campoPolarizabilidad: capacidad para ser distorsionado por un campo

elctrico cercano. Los orbitales frontera (ltimo lleno y primero sin llenar) cercanos facilitan la polarizabilidad, son propios de los tomos mayores Los tomos ms pequeos y de elevadalos tomos mayores. Los tomos ms pequeos y de elevada carga son polarizantes.