UNIDAD 1 La regla de Oddo-Harkins sostiene que los elementos con un número atómico par (como el carbono) son más comunes que los elementos con un número atómico impar (como el nitrógeno). Este efecto en la abundancia de los elementos químicos fue reportado en 1914 por Giuseppe Oddo y por William Harkins en 1917 DEFINICION Todos los átomos más grandes que el hidrogeno fueron creados en las estrellas cuando la gravedad, el calor y la presión cooperan para aglutinar protones y neutrones en un proceso conocido como fusión nuclear o en el proceso de una supernova. Más tarde, después de que los cúmulos han tenido la oportunidad de enfriarse y acumular electrones de valencia, estos generan nuevos átomos con núcleos más pesados. El número de protones con el que termina el núcleo del nuevo átomo, da lugar al número atómico, el que también da lugar al número de electrones para que el átomo sea eléctricamente neutro. El número de neutrones puede variar para dar isotopos… Esta regla argumenta que los elementos con números atómicos impares tienen un protón no apareado y tienen más probabilidades de capturar otra, aumentando así su número atómico. En los elementos con número atómico par, los protones se encuentran apareados, compensando la rotación una de la otra para mejorar la estabilidad. Excepciones a la regla Este postulado es falso para el elemento más simple y más abundante de la tabla periódica: el hidrogeno con número atómico 1. Quizás esto es simplemente por el hecho de que, en su forma ionizada, el átomo de hidrogeno está compuesto por único protón, de los cuales se teoriza que ha sido uno de los primeros grandes conglomerados de quarks durante el segundo período inicial de inflación del Universo, después del Big Bang. Podría deberse a las reacciones de nucleosíntesis que se llevan a cabo en el núcleo de las estrellas, que es donde surgen los elementos químicos. Sabemos que se lleva a cabo la reacción de dos átomos de hidrógeno para dar helio, el primer elemento par, y como después se siguen uniendo átomos de helio, seguimos obteniendo elementos pares Abundancia de los elementos químicos Hoy sabemos aproximadamente la abundancia de elementos químicos en el Universo, este valor mide la abundancia o escasez de los elementos. La abundancia es una proporción de masa o una proporción de moléculas presentes en un entorno dado en relación a los otros elementos. La mayoría de las abundancias expresadas son las relaciones de masa. Por ejemplo, la abundancia masiva de oxígeno en agua es de aproximadamente 89%, que es la fracción de la masa de agua que se compone de oxígeno. En el universo observable, la abundancia de masas de hidrógeno es 74%. Análisis del cielo por el satélite WMAP, indican que el universo es viejo 13820000000 años (con una precisión del 1%), que se compone de 73% de energía oscura, 23% la materia oscura fría, y sólo 4% de átomos (elementos químicos). Los elementos son la materia bariónica habitual, hecha de protones, neutrones y electrones, aunque a veces en algunas regiones del Universo tales

como estrellas de neutrones, la materia está en la forma de iones. En la imagen de la derecha, el hidrógeno es el elemento más abundante del universo, seguido por el helio, oxígeno, carbono, neón, nitrógeno, magnesio, ... La abundancia de hidrógeno y helio, es decir, de los elementos más ligeros, de número atómico 1 y 2, dominan los otros elementos que son raras en comparación con ellos. Estos dos elementos hubieron producido poco después del Big Bang, durante la nucleosíntesis primordial. El resto de los elementos más pesados hubieron producido más tarde, en las estrellas durante la nucleosíntesis estelar. Aunque el hidrógeno y el helio constituyen, respectivamente, ≈ 92 y ≈ 7% de la materia bariónica en el universo, los otros elementos, es decir el 1% restante es de enormes masas que han llevado a la aparición la vida. La abundancia de elementos disminuye exponencialmente con el número atómico (Z). Litio, berilio, boro son excepciones que muestran el agotamiento a pesar de su bajo número atómico. Hay un pico pronunciado en abundancia en las proximidades de hierro (Fe). Los Z pares son más abundantes que sus vecinos impares, esto es lo que produce en la curva, el efecto de diente de sierra (efecto par-impar).

En la nebulosa solar primitiva, hidrógeno (H) y el helio (He) son de 99,8% en número, del total de los elementos presentes. En el 0,2 % restante, encuentra en el orden después de H y He, oxígeno, carbono, neón, nitrógeno, silicio, magnesio, azufre, argón, hierro, sodio, cloro, aluminio, calcio, ...

Cuando la nube original en rotación ha enfriado, los elementos comenzaron a condensarse. La transición de un estado de la materia a otro se denomina cambio de estado. Cuando la materia se condensa, cambia de estado, pasa directamente del estado gaseoso al estado sólido sin pasar por el estado líquido, es lo que se llama en la termodinámica, la condensación. Este cambio se debe a un cambio en el volumen, la temperatura y / o presión. Por lo tanto, cerca del centro hay materiales refractarios, los que tienen buena resistencia al calor, tales como metales y rocas. Más lejos, vamos a buscar los materiales volátiles como el hielo de agua (H2O). Aún más lejos, habrá moléculas de dióxido de carbono (CO2), el metano (CH4), el dinitrógeno (N2) y el helado. Así, los planetas terrestres y gaseosos, con "un sólido núcleo", se forman cerca de la estrella. Los que tienen un corazón muy masivo (de dos a cuatro veces la masa de la Tierra) retuvo el gas original de la nebulosa, que son los gigantes gaseosos. Los pequeños planetas, no suficientemente masivas conservan sólo un poco de gas.

Imagen: Abundancia decreciente (del más caliente al más frío) de los elementos químicos en la nebulosa proto-solar, que es condensada, hay 4,5 millones de años.