Notas de aula de Química Inorgânica (Aula 1)

Notas de aula de Química Inorgânica (Aula 1)

QFL-3102 Química Inorgânica

Ocorrência dos elementos

No planeta Terra

No universo

Outros Mg

Fe Silício

Oxigênio

Z =número atômico do elemento = número de prótons = carga nuclear

A =número de massa = node prótons + node nêutrons = número de núcleons

(em Química Nuclear, também símbolo do nuclídeo)

Recordando

Próton = núcleo de átomo de hidrogênio A = 1 e Z = 1

nNêutronA = 1 e Z = 0

Origem do universo Teoria mais aceita: BIG BANG

Aglomerado de massa-energiaTemperatura ca.1032K “uma singularidade “ Densidade ca.1096g cm-3

Há ca.14 bilhões de anos, iniciou expansão adiabática

queda gradual de temperatura.

Partículas isoladasEnergia cinética alta demais

para permitir a formação de agrupamentos estáveis.

Após 2 segundos Temperatura ca.1010K nêutrons (25%), prótons (75%), elétrons, etc

entre os núcleonsformação de núcleos atômicos.

Após as primeiras horas, T 106a 107K atuação das forças fortes(forças atrativas poderosas, de curto alcance) Adição de nêutrons ou prótons:

0 He

2 He

1 He

2 He

Núcleo instável (t½= 2 x 10-21s) interrompe a sequência

Com o consumo dos nêutrons, essas reações cessaram.

Massa do universo:

ca.75% núcleos de 1H ca.25% núcleos de 4He ca.10-3% núcleos de 2H

A expansão e o resfriamento prosseguiram. Quando as forças eletromagnéticas começaram a atuar, se formaram os átomos (T < 104K).

relativamente fracas

Forças eletromagnéticasde longo alcance atuam entre cargas elétricas

Núcleos + elétronsátomos

Átomos do Universo •H 8,6 %

Como se formaram os elementos mais pesados?

Dentro das estrelas, que por sua vez se formaram a partir do hidrogênio e hélio primordiais que resfriaram até ca. –240 oC.

Atração gravitacionalentre os átomoscompressão

das nuvens gasosas proto-estrelas

Contração gravitacional libera calor aumenta densidade

Quando temperatura ca.107K e densidade ca.100 g cm-3, começam reações nucleares. A estrela se ilumina.

HeHH

HHeHeHe

Reação global:

HeH

Queima do hidrogênio

O sol (idade 5 x 109anos) se encontra nessa fase da vida estelar.

hidrogênio prossegue em camadas adjacentes
se contraiaumento da densidade e da

O He se acumula no núcleo da estrela e a queima do tamanho da estrela aumenta (102x) enquanto o núcleo temperatura do núcleo da estrela.

Queima do hélio

Quando T ca.108K e densidade ca.105g cm-3, as repulsões coulômbicas não conseguem mais inibir as reações entre os núcleos de hélio (partículas α)

Be 8

4 He

2 He

He 4

4 + γC

6Fase da vida estelar = gigante vermelha

Núcleos de He se convertem em núcleos de C e O (ca.1:1)

H He

Queima do H

Fonte: Garritz & Chamizo, Química, Addison-Wesley Iberoamericana, 1994, p. 97

envolvem os núcleos dos átomos;

formação de um elemento químico não inicialmente presente;

variações de energia: reação nuclear >>> reação química.

- combustão do metano: 1g de CH4 produz 52 kJ

Reações nucleares

Recordando

PartículaSímboloNode massa Carga

Partículas elementares

Elétrone, β 0-1

• radiação de alta freqüência (~1020Hz) • normalmente acompanha a emissão de partículas ou

Radiação γ

Equações de reações nucleares Exemplo

He 4

2 He

2 He

1 MeV = 106eV

1 eV equivale a 96,48 kJ mol-1 Unidade de energia

MASmassa 1omembromassa 2omembro.

A diferença é convertida em energia E = m c2

Nos dois membros da equação: • número de núcleons é igual

• soma algébrica das cargas é igual

Energia de ligação de um núcleo

Elig= diferença de energia entre o núcleo e o mesmo número de prótons e nêutrons individuais

Como se calcula?Pela diferença de massaE = m c2

Δm = mnúcleons–mnúcleo

Elig= (Δm) c2

Exemplo: Fe 56

26Massa do núcleo = 5,92068 u

Diferença de massa = 0,52848 u Elig= 492,3 MeV 1 u corresponde a 931,4812 MeV massa de 1 prótonmassa de 1 nêutron

-quanto maior a energia de ligação, mais estável o núcleo. -a fusão nuclear libera energia só até a formação do 56Fe

Para efeitos comparativos, calcula-se Eligpor núcleon

Elig/A = 492,3/56 = 8,79 MeV por núcleon

Para o Fe 56

Como se formam os núcleos mais pesados do que o de Fe?

Núcleos além do ferro são formados por captura de nêutrons e decaimento β

Núcleo + nêutron? Isótopo mais pesado

Novo núcleo -elétron? Isóbaro com um próton a mais

Tipos de nêutrons

Processos snúcleos até o Bi (Z = 83)

• Lentos

Processos rnúcleos mais pesados conhecidos

•Rápidos –formados nas supernovas

Ga 69

31 Zn

Voltando à núcleo-síntese estelar Principais etapas da evolução de uma estrela*

* Até que fase a estrela chega depende da sua massa.

A estrela já passou pelo estágio de anã branca e a densidade aumentou até 3x107g cm-3núcleo entra em colapso

explosãoSupernova
Queima do HH He 2x107102
Queima do HeHe C, O 2x108 104
Queima do CC Ne, Mg 5x108 105
Queima do OO Si, S 1x109 106
Queima do Si Si, Mg, Saté Fe 4x109107

Processo Combustível nuclearProdutosT / Kd / g cm-3

Maior parte da vida da estrela

Supernova

Evento extremamente violento e catastrófico (leva segundos)

para o espaçofuturamente incorporado em novas

• Reações em cadeia muito rápidas, intenso fluxo de nêutrons, colapso do núcleo da estrela e projeção de material estrelas em formação.

• Responsável pela formação dos núcleos mais pesados.

• Ocorre com estrelas de massa muito grande. Após a explosão elas podem se converter em estrelas de nêutrons ou buracos negros.

Estrelas com massa menor que 10 x massa do sol não chegam às etapas finais. Se possuem elementos mais pesados, eles vieram do espaço, produzidos por estrelas de gerações anteriores.

Log

N ( Número de át omos )

Número atômico

Pico pronunciado no Fe Picos em núcleos com Z par e A divisível por 4:

16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca

Abundância cósmica dos elementos

Abundância dos elementos no planeta Terra

Crosta terrestre Terra

Outros

CaFe Al

Silício

49,5 % Oxigênio

Outros Mg

Fe Silício

Oxigênio

0,7% da massa da Terra

Na crosta terrestre

FeFormados por fusão nuclear

Formados por captura de neutrons e decaimento beta

Terra = corpo de no mínimo segunda geração

(nuvem que a gerou possuía elementos pesados)

Revista Veja 25 junho 2008 Reportagem especial

segundo depois do Big Bang

A ciência está a um passo de comprovar na prática os modelos teóricos que mostram como era o universo nas primeiras frações de

Ao baterem de frente os prótons terão energia de sobra para criar mini-Big Bangs e reproduzir as partículas presentes na infância do universo.

A “máquina de brincar de Deus”, o LHC (sigla em inglês para Large Hadron Collider), instalado em Genebra, na Suíça.

Acelerador de partículas com 27 km de circunferência Pressão interna 10-13atm (~ vácuo espacial) Tempo de construção 14 anos Custo US$ 8 bilhões Previsão de funcionamento: outubro de 2008

Fonte: Revista Veja, 25 junho 2008 Fonte: Revista Veja, 25 junho 2008

O Estado de São Paulo 20 julho 2008

Alarde falso Não é verdade que recriaremos em laboratório as condições iniciais do universo Mario Novello (Dr em Física, coordenador do Icra*)

*Instituto de Cosmologia, Relatividade e Astrofísica, criado pelo MCT em 2003

Nos primórdios da atual fase de expansão, o universo teria passado por temperaturas extremamente elevadas. Isso implica excitação das partículas, expondo o comportamento da matéria a situações de altíssimas energias.

a grande máquina LHC [...] vai gerar energias bastante elevadas, só

atingidas pelo universo no passado remoto, quando o volume do universo era bastante diminuto. [...] Isso não significa que vamos reproduzir em laboratório as condições atribuídas ao big-bang, e menos ainda recriar o estado do universo “em seu momento de criação”.

CRONOLOGIA DO UNIVERSO Por Carl Sagan

01 maioOrigem da via láctea

09 setembroOrigem do sistema solar

14 setembroFormação da Terra

25 setembroOrigem da vida na Terra

01 dezembroAtmosfera com oxigênio 31 dezembro Surgimento do homo sapiens

01 janeiroBIG BANG

31 dezembro (24 h)HOJE (Há 10 segundos)Primeiros registros históricos do homem

Cada uno de los trillones de átomos de C, N, O, etc., que tu tienes em tu cuerpo, se formó em las estrellas.

Garritz & Chamizo, Química, p. 97

1.J. D. Lee, Química Inorgânica não tão concisa, Ed. Edgard Blücher, 1999, p. 474

2.W. A . Porterfield, Inorganic Chemistry: A unified approach, 2nded., Academic Press, 1993, p. 3

3.A. Garritz e J. A. Chamizo, Química, Addison-Wesley Iberoamericana, 1994, p. 93

4.L. W. Fine e H. Beall, Chemistry for Engineers and Scientists, Saunders, Philadelphia, 1990, p. 109, 196

5.N. N. Greenwood e A. Earnshaw, Chemistry of the elements, Pergamon Press, Oxford, 1984, p. 1

6.E. B. Norman, Stellar alchemy: the origin of the chemical elements, J. Chem. Ed., vol. 71, p. 813, 1994

7.V. E. Viola Jr., Stellar nucleosynthesis, J. Chem. Ed., vol. 50, p. 311, 1973

8.J. Selbin, The origin of the chemical elements, Partes 1 e 2, J. Chem. Ed., vol. 50, p. 306 e 380, 1973

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