En química y física , el grupo del hierro se refiere a elementos que de alguna manera están relacionados con el hierro ; principalmente en el período (fila) 4 de la tabla periódica. El término tiene diferentes significados en diferentes contextos.
En química, el término es en gran parte obsoleto, pero a menudo significa hierro , cobalto y níquel , también llamado tríada de hierro ; [1] o, a veces, otros elementos que se asemejan al hierro en algunos aspectos químicos.
En astrofísica y física nuclear , el término sigue siendo bastante común, y normalmente significa esos tres más cromo y manganeso, cinco elementos que son excepcionalmente abundantes, tanto en la Tierra como en otras partes del universo, en comparación con sus vecinos de la tabla periódica.
Química general [ editar ]
En química, "grupo de hierro" se utiliza para referirse al hierro y los dos elementos siguientes en la tabla periódica , a saber, cobalto y níquel . Estos tres componen la "tríada de hierro". [1] Son los elementos superiores de los grupos 8, 9 y 10 de la tabla periódica ; o la fila superior del "grupo VIII" en el antiguo sistema IUPAC (anterior a 1990), o del "grupo VIIIB" en el sistema CAS . [2] Estos tres metales (y los tres del grupo del platino , inmediatamente debajo de ellos) fueron apartados de los otros elementos porque tienen similitudes obvias en su química, pero obviamente no están relacionados con ninguno de los otros grupos.
Las similitudes en química fueron notadas como una de las tríadas de Döbereiner y por Adolph Strecker en 1859. [3] De hecho, las "octavas" de Newlands (1865) fueron duramente criticadas por separar el hierro del cobalto y el níquel. [4] Mendeleev enfatizó que grupos de "elementos químicamente análogos" podrían tener pesos atómicos similares , así como pesos atómicos que aumentan en incrementos iguales, tanto en su artículo original de 1869 [5] como en su Conferencia de Faraday de 1889 . [6]
Química analítica [ editar ]
En los métodos tradicionales de análisis inorgánico cualitativo, el grupo del hierro está formado por los cationes que
- tienen cloruros solubles ; y
- no se precipitan como sulfuros por sulfuro de hidrógeno en condiciones ácidas ;
- se precipitan en forma de hidróxidos a aproximadamente pH 10 (o menos) en presencia de amoníaco .
Los principales cationes del grupo del hierro son el propio hierro (Fe 2+ y Fe 3+ ), aluminio (Al 3+ ) y cromo (Cr 3+ ). [7] Si hay manganeso presente en la muestra, a menudo se precipita una pequeña cantidad de dióxido de manganeso hidratado con los hidróxidos del grupo del hierro. [7] Los cationes menos comunes que se precipitan con el grupo del hierro incluyen berilio , titanio , circonio , vanadio , uranio , torio y cerio .[8]
Astrofísica [ editar ]
El grupo del hierro en astrofísica es el grupo de elementos desde el cromo hasta el níquel , que son sustancialmente más abundantes en el universo que los que les siguen, o inmediatamente antes, en orden de número atómico . [9] El estudio de la abundancia de elementos del grupo de hierro en relación con otros elementos en estrellas y supernovas permite perfeccionar los modelos de evolución estelar .
La explicación de esta abundancia relativa se puede encontrar en el proceso de nucleosíntesis en ciertas estrellas, específicamente aquellas de aproximadamente 8-11 masas solares . Al final de sus vidas, una vez que se han agotado otros combustibles, estas estrellas pueden entrar en una breve fase de " quema de silicio ". [10] Esto implica la adición secuencial de núcleos de helio.4 2Él(un " proceso alfa ") a los elementos más pesados presentes en la estrella, a partir de28 14Si:
28
14Si
+ 4
2Él
→ 32 16S 32
16S
+ 4
2Él
→ 36 18Arkansas 36
18Arkansas
+ 4
2Él
→ 40 20California 40
20California
+ 4
2Él
→ 44 22Ti [nota 1] 44
22Ti
+ 4
2Él
→ 48 24Cr 48
24Cr
+ 4
2Él
→ 52 26Fe 52
26Fe
+ 4
2Él
→ 56 28Ni
Todas estas reacciones nucleares son exotérmicas : la energía que se libera compensa parcialmente la contracción gravitacional de la estrella. Sin embargo, la serie termina en56
28Ni
, como la siguiente reacción de la serie
56
28Ni
+ 4
2Él
→ 60 30Zn
es endotérmico. Sin más fuente de energía para sostenerse, el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo mientras que las regiones exteriores son expulsadas en una supernova de Tipo II . [10]
El níquel-56 es inestable con respecto a la desintegración beta , y el producto final estable de la combustión del silicio es56 26Fe.
56
28Ni
→ 56 27Co + β + t 1/2 = 6.075 (10) d 56
27Co
→ 56
26Fe
+ β + t 1/2 = 77,233 (27) d
| Masa de nucleidos [11] | Defecto de masa [12] | Energía de unión por nucleón [13] | |
|---|---|---|---|
| 62 28Ni | 61,9283451 (6) u | 0,5700031 (6) u | 8.563872 (10) MeV |
| 58 26Fe | 57,9332756 (8) u | 0.5331899 (8) u | 8.563158 (12) MeV |
| 56 26Fe | 55,9349375 (7) u | 0.5141981 (7) u | 8.553080 (12) MeV |
A menudo se afirma incorrectamente que el hierro-56 es excepcionalmente común porque es el más estable de todos los nucleidos. [9] Esto no es del todo cierto:62 28Ni y 58 26Fetienen energías de unión ligeramente más altas por nucleón , es decir, son un poco más estables como núclidos, como se puede ver en la tabla de la derecha. [14] Sin embargo, no existen rutas nucleosintéticas rápidas hacia estos nucleidos.
De hecho, hay varios nucleidos estables de elementos desde el cromo hasta el níquel alrededor de la parte superior de la curva de estabilidad, lo que explica su abundancia relativa en el universo. Los nucleidos que no se encuentran en la vía directa del proceso alfa se forman mediante el proceso s , la captura de neutrones lentos dentro de la estrella.
Ver también [ editar ]
- Elementos del grupo de hierro ionizados individualmente
- S-proceso
- Proceso de combustión de silicio
- Abundancia de elementos químicos
Notas y referencias [ editar ]
Notas [ editar ]
- ^ En estrellas más ligeras, con menos presión gravitacional, el proceso alfa es mucho más lento y se detiene efectivamente en esta etapa, ya que el titanio-44 es inestable con respecto a la desintegración beta (t 1/2 = 60,0 (11) años).
Referencias [ editar ]
- ^ a b M. Green, ed. (2002): Química Organometálica , volumen 10, página 283. Real Sociedad de Química; 430 páginas, ISBN 9780854043330
- ^ Sherwood Taylor, F. (1942), Química inorgánica y teórica (6ª ed.), Londres: Heinemann, págs. 151–54, 727–28.
- ^ Strecker, A. (1859), Theorien und Experimente zur Bestimmung der Atomgewichte der Elemente , Braunschweig: Friedrich Vieweg.
- ^ "Procedimientos de sociedades [Informe sobre la ley de octavas]" , Chemical News , 13 : 113, 1866.
- ^ Mendelejeff, D. (1869), "Sobre la relación de las propiedades de los elementos con sus pesos atómicos" , Z. Chem. , 12 : 405–6.
- ^ Mendeléeff, D. (1889), "La ley periódica de los elementos químicos" , J. Chem. Soc. , 55 : 634–56, doi : 10.1039 / ct8895500634.
- ↑ a b Vogel, Arthur I. (1954), A Textbook of Macro and Semimicro Qualitative Inorganic Analysis (4ª ed.), Londres: Longman, págs. 260–78, ISBN 0-582-44367-9.
- ^ Vogel, Arthur I. (1954), Un libro de texto de análisis inorgánico macro y semimicro cualitativo (4ª ed.), Londres: Longman, págs. 592-611, ISBN 0-582-44367-9.
- ↑ a b Greenwood, Norman N .; Earnshaw, Alan (1984). Química de los elementos . Oxford: Pergamon Press . págs. 13-16. ISBN 978-0-08-022057-4..
- ^ a b Woosley, Stan; Janka, Thomas (2005), "The Physics of Core-Collapse Supernovae", Nature Physics , 1 (3): 147–54, arXiv : astro-ph / 0601261 , Bibcode : 2005NatPh ... 1..147W , CiteSeerX 10.1 .1.336.2176 , doi : 10.1038 / nphys172 .
- ^ Wapstra, AH; Audi, G .; Thibault, C. (2003), The AME2003 Atomic Mass Evaluation (edición en línea), Centro Nacional de Datos Nucleares. Residencia en:
- Wapstra, AH; Audi, G .; Thibault, C. (2003), "La evaluación de la masa atómica AME2003 (I)", Física nuclear A , 729 : 129–336, Bibcode : 2003NuPhA.729..129W , doi : 10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.002
- Audi, G .; Wapstra, AH; Thibault, C. (2003), "La evaluación de la masa atómica AME2003 (II)", Física nuclear A , 729 : 337–676, Bibcode : 2003NuPhA.729..337A , doi : 10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.003
- ^ Grupo de datos de partículas (2008), "Revisión de la física de partículas" (PDF) , Phys. Letón. B , 667 (1–5): 1–6, Bibcode : 2008PhLB..667 .... 1A , doi : 10.1016 / j.physletb.2008.07.018 . Tablas de datos .
- ^ Mohr, Peter J .; Taylor, Barry N .; Newell, David B. (2008). "Valores recomendados de CODATA de las constantes físicas fundamentales: 2006" (PDF) . Reseñas de Física Moderna . 80 (2): 633–730. arXiv : 0801.0028 . Código Bibliográfico : 2008RvMP ... 80..633M . doi : 10.1103 / RevModPhys.80.633 . Archivado desde el original (PDF) el 1 de octubre de 2017. Enlace directo al valor .
- ^ Fewell, MP (1995), "El nucleido atómico con la energía de enlace media más alta", Am. J. Phys. , 63 (7): 653–58, Bibcode : 1995AmJPh..63..653F , doi : 10.1119 / 1.17828.
