3.1: Elementos y Adhesión

Cuando los átomos interactúan entre sí para formar moléculas o estructuras más grandes, las moléculas tienen propiedades diferentes a las de sus átomos componentes; muestran lo que a menudo se conoce como propiedades emergentes, donde el conjunto es más que, o diferente de la suma de sus partes. De manera similar los grupos de átomos o moléculas tienen diferentes propiedades de los átomos/moléculas aislados. Por ejemplo, mientras los grupos de átomos/moléculas existen en estado sólido, líquido o gaseoso, y a menudo tienen colores distintos y otras propiedades, los átomos/moléculas aislados no; no hay átomos aislados sólidos o líquidos y no tienen un color o un punto de ebullición. Entonces la pregunta obvia es, ¿cuántos átomos o moléculas necesitan agregarse antes de que muestren estas propiedades emergentes, antes de que tengan un color, antes de que tengan un punto de fusión, punto de ebullición, capacidad calorífica y otras propiedades que los átomos aislados no tienen? La respuesta no es del todo sencilla, ya que probablemente poco a poco vas llegando a esperar. A medida que sumamos más y más átomos o moléculas juntas sus propiedades cambian pero no todas a la vez. Probablemente hayas escuchado sobre nanociencias y nanotecnologías, que han sido el foco de una gran cantidad de investigación e interés económico en la última década más o menos. Las nanopartículas generalmente se clasifican como entre\(1\) y\(100 \mathrm{~nm}\) en diámetro (un nanómetro es una mil millonésima parte de un metro o\(1 \times 10^{-9} \mathrm{~m}\)). Tales partículas a menudo tienen propiedades que son diferentes de las de los materiales a granel (macroscópicos). Los nanomateriales pueden considerarse como un puente entre las escalas atómica-molecular y macroscópica.

Asumiendo que son puros, los materiales macroscópicos tienen propiedades predecibles y realmente no importa el tamaño de la muestra. Una muestra macroscópica de oro puro se comporta igual independientemente de su tamaño y si Arquímedes (ca. 287—212 a. C.) estuviera vivo hoy en día, podría decirte si era pura o no en base a sus propiedades, por ejemplo, su densidad. Pero las nanopartículas de oro tienen diferentes propiedades dependiendo de su tamaño exacto. Por ejemplo, cuando se suspenden en agua, producen colores que van desde el naranja hasta el morado, dependiendo de su diámetro (ver Figura). A menudo las diferencias en las propiedades mostradas se deben a diferencias en la relación de área superficial a volumen, lo que implica que las fuerzas intermoleculares (fuerzas entre moléculas) son más importantes para los nanomateriales. A medida que agrupamos más y más partículas juntas, las propiedades de las partículas cambian. Las biomoléculas generalmente caen dentro del rango de tamaño de los nanomateriales, y como veremos sus propiedades superficiales son muy importantes para determinar su comportamiento.

Desafortunadamente cuando estamos hablando de las propiedades de los átomos y moléculas frente a sustancias y compuestos, puede ser difícil, incluso para químicos experimentados, mantener claras las diferencias. Además, a menudo se utilizan diferentes representaciones para diferentes niveles organizacionales; es una habilidad importante para poder reconocer y traducir entre niveles. Utilizaremos una variedad de representaciones para imaginar átomos y moléculas; los químicos (y nosotros) normalmente usamos varias reglas abreviadas, métodos y ecuaciones químicas para representar la composición molecular, la forma y los comportamientos. Pero solo conocer las ecuaciones, muchas veces lo único que se aprende en los cursos introductorios de química, no es suficiente para entender la química y el comportamiento de los átomos y las moléculas. Gran parte de la información implícita incluso en las ecuaciones químicas más simples se puede perder fácilmente, o malentenderla, si el lector no tiene también una imagen mental de lo que representa el diagrama o ecuación, cómo se organiza una molécula y su forma, y cómo se reorganiza durante una reacción particular. Estaremos tratando de ayudarte a obtener estas imágenes más amplias, que deberías darle sentido a los diagramas y ecuaciones que aquí se utilizan. Dicho esto, siempre es importante tratar de identificar explícitamente lo que estás asumiendo cuando te acercas a un sistema químico en particular; de esa manera puedes retroceder y verificar si tus suposiciones son correctas.

¿De dónde vienen los átomos?

“Somos polvo de estrellas, somos dorados, somos carbono de mil millones de años”.
— Woodstock, Joni Mitchell

“A veces he creído hasta seis cosas imposibles antes del desayuno”.
— Alicia en el País de las Maravillas, Lewis Carroll

¿Alguna vez te detuviste a preguntarte de dónde venían los átomos de tu cuerpo? Las respuestas comunes podrían ser que los átomos en nuestro cuerpo provienen de la comida, el agua o el aire. Pero estas no son las respuestas definitivas, porque entonces tenemos que preguntarnos, ¿de dónde provienen los átomos en la comida, el agua y el aire? ¿De dónde provienen los átomos en la Tierra? Realmente hay dos posibilidades generales: o bien los átomos que componen la Tierra y el resto del universo son eternos o fueron generados/creados por algún proceso. ¿Cómo decidimos cuál es la verdad? ¿Cuál es la evidencia que favorece a un modelo sobre el otro? Las respuestas no provienen de la química, sino de la astrofísica.

Dado que estamos pensando científicamente ¿qué tipo de evidencia podemos buscar para decidir si los átomos (o el universo) son eternos o recién creados? Claramente debemos ser capaces de observar la evidencia aquí y ahora y utilizarla para formular ideas lógicas que hagan predicciones claras e inequívocas. Como veremos seremos llamados una vez más a creer muchas cosas aparentemente increíbles. La teoría organizadora actual en astrofísica y cosmología, conocida como la teoría del Big Bang, sostiene que el universo tiene\(\sim 13,820,000,000 \pm 120,000,000\) años o\(13.82 \pm 0.12\) mil millones de años, un período de tiempo inimaginable. El Sol y la Tierra tienen\(\sim 5,000,000,000\) años, y el universo en su conjunto tiene\(\sim 156\) mil millones de años luz de diámetro. ^[1]

La teoría del Big Bang se planteó en respuesta a la observación de que las galaxias en el universo parecen alejarse unas de otras. Debido a que las galaxias que están más lejos de nosotros se están alejando más rápidamente que las que están más cerca, parece que el espacio mismo se está expandiendo, otra idea seriamente extraña. ^[2] A partir de esta observación, podemos llevar a cabo lo que los científicos llaman un experimento mental. ¿Qué pasa si corremos el tiempo hacia atrás, para que el universo se contraiga en lugar de expandirse? Llevado a su conclusión lógica, el universo se encogería hasta que, en algún momento, todo el universo estaría en un solo lugar, en un solo punto, que sería inimaginablemente denso. Basado en una gama de mediciones astronómicas, esta llamada singularidad existió hace\(\sim 13.73 \times 10^{9}\) años, lo que significa que el universo tiene alrededor de\(13.73\) mil millones de años. La teoría del Big Bang no nos dice nada de lo que sucedió antes\(13.73 \times 10^{9}\) años atrás, y aunque no faltan ideas, nada científico se puede decir al respecto, porque teóricamente es inobservable, ¡o al menos eso es lo que nos han hecho creer los astrofísicos!

Pensando en los orígenes atómicos

El modelo actual del universo comienza con un periodo de expansión muy rápida, desde lo que fue esencialmente un punto adimensional, un proceso conocido como inflación. Como bien podrías imaginar, existe cierto debate sobre exactamente lo que estaba sucediendo durante los primeros\(10^{-43}\) segundos (conocidos como la época de Planck) después del origen del universo. Sorprendentemente, existe un notable nivel de acuerdo sobre lo ocurrido desde entonces. ^[3] Esto se debe a que hay mucha evidencia observable que hace relativamente fácil comparar hipótesis, aceptar algunas y descartar otras. Inicialmente notablemente caliente (aproximadamente\(10^{23} \mathrm{~K}\)), con el tiempo la temperatura (niveles de energía locales) del universo bajó a los que son alcanzables en los aceleradores de partículas modernos, por lo que tenemos evidencia experimental real de cómo se comporta la materia bajo estas condiciones. Al\(1\) picosegundo después del Big Bang, no había átomos, protones, ni neutrones, porque la temperatura simplemente era demasiado alta. Solo había partículas elementales como fotones, quarks y leptones (los electrones son leptones), partículas que parecen no tener subestructura. Para cuando el universo tenía\(\sim 0.000001\) segundos de edad (un microsegundo o\(1 \times 10^{-6}\) segundo), la temperatura había bajado lo suficiente como para permitir que quarks y gluones formaran estructuras estables, y aparecieron protones y neutrones. Unos minutos después la temperatura bajó a aproximadamente\(1,000,000,000 \mathrm{~K}\) (\(1 \times 10^{9} \mathrm{~K}\)), que es lo suficientemente baja como para que algunos protones y neutrones se mantengan unidos y permanezcan juntos sin volver a volar separados. Es decir, la energía cinética de las partículas que chocan con ellas era menor que las fuerzas (las fuerzas nucleares débiles y fuertes) que mantenían unidos los protones, neutrones y núcleos. En este punto la densidad de partículas en el universo era aproximadamente la de nuestro aire.

Para cuando el universo tenía unos minutos de antigüedad contenía principalmente núcleos de hidrógeno (\({ }^{1} \mathrm{H}^{1}=\)un protón, sin neutrones) y deuterio (\({ }^{2} \mathrm{H}^{1}=\)un protón y un neutrón), con algunos núcleos de helio (\({ }^{3} \mathrm{He}^{2}=\)y\({ }^{4} \mathrm{He}^{2}=\) dos protones y uno o dos neutrones, respectivamente), y algunos litio (\({ }^{7} \mathrm{Li}^{3}=\)= tres protones y cuatro neutrones). ^[4] Todos estos núcleos están formados por reacciones de fusión nuclear como\[{ }^{1} \mathrm{p}^{+}+{ }^{1} \mathrm{n}^{0} \rightarrow{ }^{2} \mathrm{H}^{+}+\text {gamma radiation and }{ }^{2} \mathrm{H}^{+}+{ }^{2} \mathrm{H}^{+} \rightarrow{ }^{3} \mathrm{He}^{2+}+{ }^{1} \mathrm{n}^{0} .\]

Estas reacciones de fusión tienen lugar en un rango de temperatura donde los núcleos tienen suficiente energía cinética para superar la repulsión electrostática asociada con los protones cargados positivamente pero menor que la necesaria para interrumpir los núcleos una vez formados. Después de unos minutos la temperatura del universo cayó por debajo\(\sim 10,000,000 (10^{7}) \mathrm{~K}\). A estas temperaturas, la energía cinética de los protones y núcleos ya no fue suficiente para superar la repulsión electrostática entre sus cargas positivas. El resultado final fue que hubo una breve ventana de tiempo después del Big Bang cuando se pudo formar un cierto conjunto pequeño de núcleos (incluyendo\({ }^{1} \mathrm{H}^{+}\)\({ }^{2} \mathrm{H}^{+}\)\({ }^{3} \mathrm{He}^{2+}\)\({ }^{4} \mathrm{He}^{2+}\),,, y\({ }^{7} \mathrm{Li}^{3+}\)). Después de\(\sim 400,000\) años la temperatura del universo había bajado lo suficiente para que los electrones comenzaran a asociarse de manera estable con estos núcleos y se formaron los primeros átomos (a diferencia de los núcleos desnudos). Este universo primitivo estaba compuesto principalmente por (\(> 95%\)) átomos de hidrógeno con un pequeño porcentaje cada uno de deuterio, helio y litio, lo que químicamente no es muy interesante.

La evidencia primaria en la que se basan estas conclusiones viene en la forma de la radiación cósmica de fondo de microondas (\(\mathrm{CMBR}\)), que es el tenue resplandor de la radiación que impregna el universo. El\(\mathrm{CMBR}\) es casi perfectamente uniforme lo que significa que no importa donde mires en el cielo la intensidad del\(\mathrm{CMBR}\) es (esencialmente) la misma. Para explicar el\(\mathrm{CMBR}\), los científicos asumen que el universo temprano inimaginablemente caliente y denso consistía casi en su totalidad en un plasma de núcleos de hidrógeno que producía grandes cantidades de radiación electromagnética, lo que significa que el universo primitivo brillaba. El\(\mathrm{CMBR}\) es lo que queda de esta radiación, es una reliquia de ese universo primitivo. A medida que el universo se expandió, se enfrió pero esos fotones continuaron dando vueltas. Ahora que tienen que llenar un universo mucho más grande, los fotones individuales tienen menos energía, ¡aunque la energía total sigue siendo la misma! La temperatura de fondo actual del universo es\(\sim 2.27 \mathrm{~K}\), que corresponde a una longitud de onda de radiación de\(\sim 1.9 \mathrm{~mm}\) (radiación en la región de microondas); de ahí el nombre de radiación cósmica de fondo de microondas.

Después de mil millones de años más o menos las cosas comenzaron a calentarse de nuevo literalmente (aunque localmente). Al igual que en cualquier objeto generado aleatoriamente la materia en el universo no se distribuyó de una manera perfectamente uniforme y con el paso del tiempo esta irregularidad se hizo más pronunciada a medida que los átomos comenzaron a ser atraídos gravitacionalmente entre sí. Cuanto más masivos eran los agregados iniciales, más materia se atraía hacia ellos. A medida que los grupos de (principalmente) hidrógeno se volvieron más densos, los átomos se golpearon entre sí y estos sistemas, las protoestrellas, comenzaron a calentarse. Al mismo tiempo, la atracción gravitacional resultante de la masa general del sistema provocó que la materia se condensara en un volumen aún menor y atrajera más (en su mayoría) hidrógeno. A medida que esta materia se condensaba su temperatura aumentó, a medida que la energía potencial gravitacional se convirtió en energía cinética. A una temperatura de\(\sim 10,000,000 (10^{7}) \mathrm{~K}\) los átomos (que habían perdido nuevamente sus electrones debido a la mayor temperatura) comenzaron a sufrir fusión nuclear. En este punto probablemente llamaríamos estrella a tal agregado de materia. Este proceso de fusión de hidrógeno produjo una gama de nuevos tipos de núcleos. La fusión de hidrógeno, o la quema de hidrógeno como a veces se le llama, se ejemplifica por reacciones como la formación de núcleos de helio:\[4^{1} \(\mathrm{H}^{+} \rightarrow^{4} \(\mathrm{He}^{2+}+2 e^{+}+\text {energy. }\]

Cuando se fusionan cuatro protones producen un núcleo de helio-4, que contiene dos protones y dos neutrones, más dos positrones (\(e^{+}\)—la antipartícula del electrón), y una gran cantidad de energía. A medida que el número de partículas disminuye (\(4^{1} \(\mathrm{H}^{+}\)en\(1 { }^{4} \mathrm{He}^{2+}\)), el volumen disminuye. La gravedad produce un aumento en la densidad de la estrella (menos partículas en un volumen menor). El núcleo de la estrella, donde ocurre la fusión, se hace cada vez más pequeño. El núcleo no suele colapsar totalmente en un agujero negro, porque las partículas tienen una enorme cantidad de energía cinética, lo que las mantiene en movimiento y alejándose en promedio unas de otras. ^[5]

A medida que alcanza la temperatura interna de la estrella,\(\sim 108 \mathrm{~K}\) hay suficiente energía cinética disponible para impulsar otras reacciones de fusión. Por ejemplo, tres núcleos de helio podrían fusionarse para formar núcleos de carbono:\[3 { }^{4} \mathrm{He}^{2+} \rightarrow { }^{12} \mathrm{C}^{6+}+\text { lots of energy (note again, the result is fewer atoms). }\]

Si la estrella es lo suficientemente masiva, un colapso adicional de su núcleo aumentaría las temperaturas para que los núcleos de carbono pudieran fusionarse, dando lugar a una amplia gama de nuevos tipos de núcleos, incluidos los de elementos hasta hierro (\({ }^{56} \mathrm{Fe}^{26+}\)) y níquel (\({ }^{58} \mathrm{Ni}^{28+}\)), así como muchos de los elementos más comunes que se encuentran en la vida sistemas, como nitrógeno (\(\mathrm{Ni}^{7}\)), oxígeno (\(\mathrm{O}^{8}\)), sodio (\(\mathrm{Na}^{11}\)), magnesio (\(\mathrm{Mg}^{12}\)), fósforo (\(\mathrm{P}^{15}\)), azufre (\(\mathrm{S}^{16}\)), cloro (\(\mathrm{Cl}^{17}\)), potasio (\(\mathrm{K}^{19}\)), calcio (\(\mathrm{Ca}^{20}\)), manganeso (\(\mathrm{Mn}^{25}\)), cobalto (\(\mathrm{Co}^{27}\)), cobre (\(\mathrm{Cu}^{29}\)) y zinc ( \(\mathrm{Zn}^{30}\)).

En algunos casos estas reacciones nucleares provocan una contracción rápida y catastrófica del núcleo de la estrella seguida de una vasta explosión llamada supernova. Las supernovas pueden ser observadas hoy en día, muchas veces por astrónomos aficionados, en parte porque ver una es cuestión de suerte. Se caracterizan por un repentino estallido de radiación electromagnética, ya que la supernova expulsa la mayor parte de su materia hacia las nubes de polvo interestelares. Las enormes energías involucradas en tales explosiones estelares son necesarias para producir los elementos naturales más pesados que el hierro y el níquel, hasta e incluyendo el uranio (\(\mathrm{Ur}^{82+}\)). El material de una supernova es expulsado a las regiones interestelares, solo para reformarse en nuevas estrellas y planetas y así comenzar el proceso por todas partes. Entonces la canción es correcta, muchos de los átomos en nuestros cuerpos fueron producidos por reacciones de fusión nuclear en los núcleos de estrellas que, en un momento u otro, debieron haber volado; ¡somos literalmente polvo de estrellas, a excepción del hidrógeno formado antes de que hubiera estrellas!

Mirando a las estrellas

En este punto aún puede que no esté claro cómo sabemos todo esto. ¿Cómo podemos conocer los procesos y eventos que tuvieron lugar hace miles de millones de años? Parte de la respuesta radica en que todos los procesos involucrados en la formación de nuevos elementos siguen ocurriendo hoy en día en los centros de las estrellas. Nuestro propio Sol es un ejemplo de una estrella bastante típica; está compuesto por\(\sim 74%\) (en masa) y\(\sim 92%\) (en volumen) hidrógeno,\(\sim 24%\) helio y trazas de elementos más pesados. Hay muchas otras estrellas (miles de millones) igual que ésta. ¿Cómo lo sabemos? El análisis de los espectros de emisión de la luz emitida por el Sol o la luz emitida por cualquier otro objeto celeste nos permite deducir qué elementos están presentes. ^[6] De igual manera, ¡podemos deducir qué elementos y moléculas están presentes en las nubes entre estrellas mirando qué longitudes de onda de luz son absorbidas! Recuerde que los espectros de emisión/absorción son resultado de la interacción entre los átomos de un elemento en particular y la radiación electromagnética (luz). Sirven como huella dactilar de ese elemento (o molécula). El espectro de una estrella revela qué elementos están presentes. No importa dónde se encuentre un elemento en el universo, parece tener las mismas propiedades espectroscópicas.

Los astrofísicos han concluido que nuestro Sol (Sol) es una estrella de tercera generación, lo que significa que el material en él ya ha pasado por dos ciclos de condensación y redistribución explosiva. Esta conclusión se basa en el hecho de que el Sol contiene materiales (elementos pesados) que no podría haber formado por sí mismo, por lo que debió haberse generado previamente dentro de estrellas más grandes y/o en explosión. Diversos tipos de datos indican que el Sol y su sistema planetario se formaron por el rápido colapso de una nube molecular (en su mayoría hidrógeno) hace\(\sim 4.59\) mil millones de años. Es posible que este colapso fuera desencadenado por una onda de choque de una supernova cercana. El gas se condensó en respuesta a la atracción gravitacional y la conservación del momento angular; la mayor parte de este gas (\(> 98%\)) se convirtió en el Sol, y el resto formó un disco aplanado, conocido como nebulosas planetarias. Los planetas se formaron a partir de este disco, con los pequeños planetas rocosos y metálicos más cercanos al Sol, gigantes gaseosos más alejados y restos de la nube de polvo distribuidos en la nube de Oort. ^[7] Como veremos, los sistemas vivos tal como los conocemos dependen de elementos producidos por estrellas de segunda y tercera generación. Este proceso de formación de planetas parece ser relativamente común y cada año se descubren cada vez más sistemas planetarios. ^[8]

Las estrellas tienen un ciclo de vida desde el nacimiento hasta la muerte; nuestro Sol actualmente está aproximadamente a la mitad de este ciclo de vida. No hay suficiente materia en el Sol para que se convierta en una supernova, así que cuando la mayor parte de su hidrógeno haya sufrido fusión, dentro de\(\sim 5\) mil millones de años, el núcleo del Sol colapsará y comenzará la fusión de helio. Esto conducirá a la formación de elementos más pesados. En este punto, los científicos predicen que la capa exterior del Sol se expandirá y el Sol se transformará en un gigante rojo. Su radio crecerá hasta ser mayor que la órbita actual de la Tierra. Eso será todo de por vida en la Tierra, aunque es probable que los humanos se extingan mucho antes que eso. Eventualmente el Sol perderá sus capas exteriores de gas y pueden convertirse en parte de otras estrellas en otras partes de la galaxia. El núcleo restante se encogerá, crecerá cada vez más caliente, y eventualmente formará una estrella enana blanca. A lo largo de (mucho) tiempo, el Sol se enfriará, dejará de emitir luz y se desvanecerá.

Preguntas

Preguntas para responder

• ¿Cómo dan lugar las propiedades de los átomos o moléculas aisladas al mundo que observamos? ¿Por qué los objetos son de diferentes colores, o tienen diferentes puntos de fusión?
• ¿Existen átomos/moléculas aisladas en un estado como sólido, líquido o gas?
• ¿De dónde vienen los átomos de tu cuerpo? (Rastrea su origen hasta donde puedas.)
• ¿Cómo influye el tamaño del universo en la densidad de las partículas?
• ¿Cuántos protones, neutrones y electrones\({ }^{4} \mathrm{He}\) tiene? ¿Qué tal\({ }^{4} \mathrm{He}^{2+}\)?
• Generar una gráfica que estime el número de átomos en el universo en función del tiempo, comenzando con el Big Bang y continuando hasta nuestros días.
• Dibuja otra gráfica para ilustrar el número de elementos en el universo en función del tiempo. Explica tu razonamiento detrás de ambas gráficas.

Preguntas para reflexionar

• ¿Puede un átomo de un elemento transformarse en un átomo de otro elemento?
• ¿El número de átomos en el universo es constante?
• ¿Cómo limita la teoría del big bang el tiempo que la vida podría haber surgido por primera vez en el universo?