por Elemento más abundante en la tierra
La abundancia de los elementos químicos es una medida de la presencia de los elementos químicos en relación con todos los demás elementos en un entorno determinado. La abundancia se mide de tres maneras: por la fracción de masa (lo mismo que la fracción de peso); por la fracción molar (fracción de átomos por conteo numérico, o a veces fracción de moléculas en los gases); o por la fracción de volumen. La fracción de volumen es una medida de abundancia común en los gases mezclados, como las atmósferas planetarias, y tiene un valor similar a la fracción molar molecular para las mezclas de gases a densidades y presiones relativamente bajas, y las mezclas de gases ideales. La mayoría de los valores de abundancia en este artículo se dan como fracciones de masa.
Por ejemplo, la abundancia de oxígeno en el agua pura puede medirse de dos maneras: la fracción de masa es aproximadamente el 89%, porque esa es la fracción de la masa del agua que es oxígeno. Sin embargo, la fracción molar es de aproximadamente el 33% porque sólo 1 átomo de los 3 que hay en el agua, H2O, es oxígeno. Otro ejemplo es la abundancia de la fracción de masa del hidrógeno y del helio en el Universo en su conjunto y en las atmósferas de los planetas gigantes gaseosos como Júpiter, que es del 74% para el hidrógeno y del 23-25% para el helio, mientras que la fracción molar (atómica) del hidrógeno es del 92% y la del helio del 8% en estos entornos. Si se cambia el entorno dado a la atmósfera exterior de Júpiter, donde el hidrógeno es diatómico mientras que el helio no lo es, la fracción molar molecular (fracción de las moléculas totales del gas), así como la fracción de la atmósfera en volumen, cambian a cerca del 86% del hidrógeno y al 13% del helio[Nota 1].
Un elemento
Las abundancias relativas de los elementos en el universo conocido varían en más de 12 órdenes de magnitud. En su mayor parte, estas diferencias de abundancia no pueden explicarse por las diferencias de estabilidad nuclear. Aunque el núcleo de 56Fe es el más estable que se conoce, el elemento más abundante en el universo conocido no es el hierro, sino el hidrógeno (1H), que representa aproximadamente el 90% de todos los átomos. De hecho, el 1H es la materia prima a partir de la cual se forman todos los demás elementos.
En esta sección explicamos por qué el 1H y el 2He representan juntos al menos el 99% de todos los átomos del universo conocido. También describimos las reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas, que transforman un núcleo en otro y crean todos los elementos naturales.
En este gráfico logarítmico, se muestran las abundancias relativas de los elementos respecto a la del silicio (fijado arbitrariamente en 1) en el universo (barras verdes) y en la Tierra (barras moradas) en función del número atómico. Los elementos con números atómicos pares suelen ser más abundantes en el universo que los elementos con números atómicos impares. Además, las abundancias relativas de muchos elementos en el universo son muy diferentes de sus abundancias relativas en la Tierra.
Tabla periódica de la abundancia
Toda la materia visible que podemos ver a nuestro alrededor, desde la Tierra hasta las estrellas lejanas, está compuesta por varios elementos. Los elementos están organizados en la tabla periódica que contiene 118 elementos conocidos. De esos 118 elementos, 92 se dan de forma natural, y los demás han sido creados por el ser humano mediante experimentos o como subproductos de los reactores nucleares. De esos 92 elementos, ¿cuáles son los más comunes en el universo?
El universo comenzó con el Big Bang hace casi 14.000 millones de años. Durante los primeros momentos después del Big Bang, las temperaturas eran demasiado altas para que se formaran elementos. Más bien, el universo primitivo era un mar de energía, electrones y quarks. Al enfriarse las temperaturas, los quarks se unieron en grupos de tres para formar los primeros protones y neutrones. Un solo protón es un núcleo de hidrógeno, por lo que el primer elemento en formarse fue el hidrógeno. Sin embargo, sin electrones, no eran verdaderos elementos. Las temperaturas aún eran lo suficientemente altas como para que algunos protones se fusionaran y formaran núcleos de helio, junto con pequeñas cantidades de litio. Tuvieron que pasar 380.000 años para que las temperaturas se enfriaran lo suficiente como para que los primeros núcleos atómicos capturaran electrones, y nacieran los primeros elementos. En ese momento, el universo sólo contenía tres elementos diferentes: hidrógeno, helio y litio. Todos los demás elementos naturales más pesados que estos tres se forman en los núcleos de las estrellas masivas mediante el proceso de fusión nuclear.
Lista de los elementos más abundantes de la Tierra
La respuesta corta es que (i) los protones (núcleos de hidrógeno) se producen en abundancia en el universo primitivo, pero sólo una pequeña fracción de ellos es capaz de participar en reacciones nucleares que dan lugar a elementos más pesados, ya sea durante la nucleosíntesis primordial o más tarde dentro de las estrellas. Esto significa que el hidrógeno acaba siendo el elemento más abundante del universo. (ii) La nucleosíntesis del Big Bang hace predicciones muy precisas sobre la fracción de bariones que terminan como protones frente a otros núcleos.
En las primeras fases del Big Bang sólo existían las partes constituyentes de los nucleones (quarks y antiquarks) más los leptones (por ejemplo, electrones, positrones) y la luz. Al expandirse y enfriarse el universo, los quarks pudieron combinarse y formar los componentes básicos de los núcleos: los neutrones y los protones. Un protón es, por supuesto, un núcleo de hidrógeno; cualquier elemento más pesado debía construirse mediante la fusión de protones.
Los protones están cargados positivamente y se repelen con fuerza. Para fusionar protones y fabricar helio se necesitan energías/temperaturas elevadas y la etapa intermedia de formación de deuterones, un par de protones más neutrones unidos.
