Regla de Oddo-Harkins

Archiu:SolarSystemAbundances.svg

Abundància estimades dels elements químics en el sistema solar. L'hidrogen i l'heli, els número atómico són 1 i 2, respectivament, són els més abundants, des del Big Bang . Els següents tres elements en número atómico superiors a 2 —Li, Be i B, en número atómico 3, 4 i 5, respectivament— són rars perque són poc sintetisats en el Big Bang i també en les estreles. Les dos tendències generals en els elements restants produïts per les estreles són: (1) una alternança d'abundància en els elements, ya siga que tinguen número atómico pares o impars (la regla de Oddo-Harkins), i (2) una disminució general de l'abundància, com a elements tornar-se més pesat. El ferro és especialment comú perque representa el núclido d'energia mínima que es pot produir per fusió d'heli en supernovas. Els elements 43 Tecnecio (Tc) i 61 Prometio (Pm) s'ometen del gràfic per la seua abundància còsmica extremadament baixa, que està molt per baix dels núclidos parells adjacents.

La regla de Oddo-Harkins sosté que un element en un número atómico parell (com l'oxigen: element 8) és més abundant que els elements en número atómico impars adjacents més grans i més menuts (com nitrogen: element 7 i el flúor: element 9). Esta tendència a l'abundància d'elements químics va ser informada per Giuseppe Oddo^[1] en 1914 i William Draper Harkins^[2] en 1917.^[3]

Tots els àtoms més grans que el hidrogen es formen en estreles o supernovas per mig de nucleosíntesis, quan la gravetat, la temperatura i la pressió alcancen nivells lo suficientment alts com per a fusionar protones i neutrons. Més vesprada, en acabant de que el nou núcleu s'haja gelat lo suficient, pot capturar electrons creant una capa d'electrons al seu entorn, originant un àtom complet. El número de protones en el núcleu, cridat número atómico, identifica de forma única un element químic.

Esta regla afirma que els elements en un número atómico impar tenen un protó desapareado i els és més fàcil capturar un atre, aumentant aixina el seu número atómico. És possible que en elements pares d'número atómico els protones estiguen emparellats, en cada membre del parell equilibrant l'espin de l'atre; d'esta forma, inclús la paritat aumenta l'estabilitat dels nucleones.

Excepcions a la regla

Este postulat, no s'aplica a l'element més abundant i simple del univers de la taula periòdica d'elements: el hidrogen, en un número atómico d'1. Açò pugues deure's a que, en la seua forma ionizada, un àtom d'hidrogen es convertix en un sol protón, del com es teoriza que va ser un dels primers conglomerats importants de quarks durant el segon inicial del periodo d'inflació de l'Univers, despuix del Big Bang. En este periodo, quan l'inflació de l'univers ho havia dut d'un punt infinitesimal a aproximadament el tamany d'una galàxia moderna, les temperatures en la sopa de partícules varen caure de més d'un billó de graus a varis millons de graus.

Este periodo va permetre la fusió de protones individuals i núcleus de deuteri per a formar núcleus d'heli i liti, pero va ser massa curt per a que cada ion H⁺ es reconstituyera en elements més pesats. En este cas, l'heli, seguix sent la contraparte parell de l'hidrogen. Aixina, l'hidrogen neutre, o l'hidrogen emparellat en un electró, l'únic leptón estable, constituïa la gran majoria de les porcions de matèria no aniquilades que quedaven despuix de la conclusió de l'inflació.

Una atra excepció a la regla és el berili, que, inclús en un número atómico parell (4), és més rar que els elements d'número impar veïns (liti i bor). Açò es deu a que la major part del liti, berili i bor de l'univers es produïx per espalación de rajos còsmics i no per nucleosíntesis estelar ordinària. Ademés el berili té solament un isòtop estable, lo que fa que no siga tan abundant com els seus veïns, abdós en dos isòtops estables.

Relació en la fusió

Este patró es nota immediatament en acabant de que es produïx la fusió incontrolada d'una estrela supermasiva, en la que una massa determinada d'elements en número atómico pares i impars està formada per una massa llaugerament major d'hidrogen i heli; a on la massa dels elements creats es dispersa en una explosió des de l'interior de l'estrela cap a l'exterior, per a unir-se al restant del mig interestelar.

Quan es produïx una fusió en núcleus cada volta més grans, l'entrada d'energia es torna cada volta més gran i l'eixida d'energia es torna cada volta més menuda; el punt en el que estos dos potencials es troben en la taula periòdica d'elements està en algun lloc entre els elements ferro, element 26, i níquel, element 28. A partir d'este moment, la fusió es torna cada volta més difícil de forma exponencial, lo que fa cada volta més dubtosa la provabilitat de trobar discrepàncies en la regla Oddo-Harkins.

Vore també

Referències

↑ (1914).Zeitschrift für Anorganische Chemie.87
253–268.doi:10.1002/zaac.19140870118.
↑ (1917).Journal of the American Chemical Society.39(5)
856–879.doi:10.1021/ja02250a002.
↑ North, John (2008). Cosmos an illustrated history of astronomy and cosmology, Rev. and updated edició, Univ. of Chicago Press, pp. 602. ISBN 978-0-226-59441-5.

Referències

Este artícul conté una traducció derivada de «Regla de Oddo-Harkins» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[1] (1914).Zeitschrift für Anorganische Chemie.87
253–268.doi:10.1002/zaac.19140870118.

[2] (1917).Journal of the American Chemical Society.39(5)
856–879.doi:10.1021/ja02250a002.

[north-3] North, John (2008). Cosmos an illustrated history of astronomy and cosmology, Rev. and updated edició, Univ. of Chicago Press, pp. 602. ISBN 978-0-226-59441-5.

[1]

[2]

[3]