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Abundância de elementos químicos

Abundância de elementos

Actualização 20 de outubro de 2013

Hoje sabemos aproximadamente a abundância de elementos químicos no Universo, esse valor mede a abundância ou escassez dos elementos.
A abundância é uma relação de massa ou uma relação de moléculas presentes em um meio dado em relação a outros elementos. A maioria das abundâncias expressas são as proporções em massa.
Por exemplo, a abundância de massa de oxigénio na água é de cerca de 89 %, que é a fracção da massa de água, que é composta de oxigénio. No universo observável, a abundância massiva do hidrogénio é de 74 %. As análises do céu pelo satélite WMAP, indicam que o universo é antigo de 13,8 bilhões de anos (com uma precisão de 1%) , é composto de 73 % de energia escura, 23% matéria escura fria, e apenas 4 % de átomos (elementos químicos).
Os elementos constituem a matéria bariônica normal, feita de prótons, nêutrons e elétrons, embora, por vezes, em algumas regiões do Universo, como estrelas de nêutrons, a materia é em forma de íons.
Na imagem da direita, o hidrogênio é o elemento mais abundante no universo, seguido de hélio, oxigênio, carbono, neônio, nitrogênio, magnésio,...
A abundância de hélio e de hidrogénio, isto é, os dois elementos mais leves, com números atómicos 1 e 2 dominam os outros elementos que são escassos em relação a eles. Estes dois elementos foram produzidos pouco após o Big Bang, durante a nucleossíntese primordial. Todos os outros elementos, mais pesados, foram produzidos muito mais tarde, nas estrelas durante a nucleossíntese estelar.
Embora o hidrogênio eo hélio compõem respectivamente ≈92 e ≈7% da matéria bariônica no universo, os outros elementos, isto é, o 1% restante constitui massas consideráveis que permitiram a surgimento da vida.
A abundância de elementos diminui exponencialmente com o número atómico (Z). Lítio, berílio, boro são exceções que mostram esgotamento apesar de seu baixo número atômico. Há um pico de abundância pronunciado na proximidade de ferro (Fe). Os Z Pares são mais abundantes do que os seus vizinhos impares, é o que produz em a curva, este efeito em dente de serra (efeito par-impar).

N.B.: O nosso corpo é composto de 99% CHON (Carbono , hidrogênio, oxigênio e nitrogênio).

abundância dos elementos químicos no Universo

Imagem: Abundância relativa de elementos químicos no Universo, com base em dados digitais AGW Cameron. Abundâncias de elementos no sistema solar. Z é o número atômico do elemento. A abundância dos elementos diminui exponencialmente com o número atômico (Z). O lítio, berílio, boro são excepções que mostram depleção apesar do seu baixo número atómico. Há um pico de abundância pronunciado na proximidade de ferro (Fe). Os Z pares são mais abundantes do que os seus vizinho ímpares. Crédito domínio público..

Z Symbol Elements Universe Sun Earth
1 H Hydrogen 92 % 94 % 0.2 %
2 He Helium 7.1% 6 %  
8 O Oxygen 0.1 % 0.06 % 48.8 %
6 C Carbon 0.06 % 0.04 % 0.02 %
10 Ne Neon 0.012 % 0.004 %  
7 N Nitrogen 0.015 % 0.007 % 0.004 %
14 Si Silicon 0.005 % 0.005 % 13.8 %
12 Mg Magnesium 0.005 % 0.004 % 16.5 %
26 Fe Iron 0.004 % 0.003 % 14.3 %
16 S Sulfur 0.002 % 0.001 % 3.7 %

Imagem: tabela de abundância relativa de elementos químicos no Universo, o Sol ea Terra, os % são aproximados.

A nebulosa solar primitiva

Na nebulosa solar primitiva, o hidrogênio (H) e o hélio (He) constituem os 99,8 % em número do total dos elementos presentes. No 0,2 % restantes, há na ordem depois de H e He, oxigênio, carbono, neônio, nitrogênio, silício, magnésio, enxofre, argônio, ferro, sódio, cloro, alumínio, cálcio,...
Quando a nuvem primitiva em rotação tem-se refrigerado, os elementos começaram a condensar-se. A transição de um estado da matéria para outro é chamado, mudança de estado. Quando a materia condensa-se, muda de estado, isto passa directamente de um estado gasoso a um estado sólido sem passar pelo estado líquido, o que é conhecido na termodinâmica, a condensação. Esta mudança é devida a uma modificação no volume, da temperatura e / ou da pressão. Assim, perto do centro, existem materiais refratários, aqueles que têm boa resistência ao calor, tais como metais e pedras. Mais longe, vamos encontrar os materiais voláteis como gelo de água (H2O). Ainda mais longe, haverá as moléculas de dióxido de carbono (CO2), o metano (CH4), o diazoto (N2) e os gelos. Assim, os planetas terrestres e gasosos "com um núcleo sólido" se formam ao redor da estrela. Aqueles que têm um coração muito sólido (duas a quatro vezes a massa da Terra) têm mantido o gás original do nebulosa, são os gigantes gasosos. Os pequenos planetas, não bastante massivos têm mantido apenas pouco gás.

Imagem: abundância decrescente (de mais quente para mais fria), dos elementos químicos na nebulosa proto-solar, que condensa-se, há 4,5 bilhões de anos.

abundância dos elementos na nebulosa solar primitiva
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