CHIMIE ANORGANICĂ I PDF

Preview

Summary

CHIMIE ANORGANICĂ I Semestrul 2, An universitar 2015-2016 Lect. Dr. Albert Soran https://sites.google.com/site/chimieanorganica/ 2 Notarea Activitate Notă laborator laborator 30% Colocviu 2 Colocviu 1 35% 35% Nota finala Notă laborator * 20% Notă examen; 80% * Cu condiţia ca nota la examen sa fie mi...

Description

CHIMIE ANORGANICĂ I

Semestrul 2, An universitar 2015-2016

Lect. Dr. Albert Soran

https://sites.google.com/site/chimieanorganica/

2

Notarea Notă laborator

Colocviu 2 35%

Nota finala

Activitate laborator 30%

Colocviu 1 35%

Notă laborator * 20%

Notă examen; 80% * Cu condiţia ca nota la examen sa fie minim 5

3

Condiţii pentru intrare în examen

Prezenţa • Laborator: minim 90% (maxim 1 absenţă) • Seminar: minim 90% (maxim 1 absenţă)

Sarcini • Întocmirea fişelor de laborator (30% din nota de laborator) • Colocviile de laborator rezolvare teme, participare activa 4

Ce este chimia anorganică ?

Chimia Organometalică

Chimia Anorganică

Chimia Organică Chimia Mediului

Biochimia

Chimia Bioanorganică

5

Originea elementelor

• • •

92 elemente in Univers / 90 pe Pămȃnt 80 elemente stabile 26 elemente sintetice

6

Teoria Big Bang un nucleu primordial d ~1096 g/cm3 si T ~1032 K, care dintr-un motiv anume a ‘explodat’ acum cca. 14 mld. ani

BOOM! 7

la cca. 10-6 s dupa explozie si 1012 K, din particule subelementare numite cuarci, => neutroni, protoni si ulterior electroni

NEUTRON

PROTON

ELECTRON

8

la 1s dupa Bing-Bang, si T ~ 109 K particulele formate (protoni, neutron, electroni) au energia cinetica mult prea mare pentru a se putea asocia in forma pe care o cunoastem astazi

9

racirea materiei odata cu expansiunea universului, forta nucleara tare => nuclee de D (p+n), 3He, 4He (2p+2n), si 7Li INCEPE procesul de construire al elementelor Deuteriu 2H

3He

4He

proton neutron 7Li

10

la cca 300.000 ani dupa BB racirea materiei odata cu expansiunea universului, forta electromagnetica=> atomi de H si He

HELIU

HIDROGEN

11

Abundenta relativa prezisa de teoria Big Bang….. 75 % 1H 100 ppm 2H 20 ppm 3He 25% 4He 0.5 ppb 7Li

….. e in concordanta cu abundentele cosmice observate! 12

GRAVITAṬIA! 13

14

La aprox. 2h de la inceputul universului, temperatura a scazut intr-atat incat majoritatea materiei se gasea sub forma de nuclee de H (~89%) si de He (~11%)

Şi Nu s-a schimbat mare lucru de atunci……

cca. 88,6% atomi H 11,3% atomi He = 99,9% din numarul total de atomi ~99% din masa universului ! 15

Sinteza elementelor

16

Particule subatomice relevante pentru chimie

17

Scrierea unei reactii nucleare

A+a A - nucleu (nuclid) ţintă (părinte)

B +b B - nucleul produs (fiică)

a - particula proiectil

b - particula emergentă

Pe scurt se poate nota A(a,b)B 18

Egalarea reactiilor nucleare

•numarul de masa total si sarcina se conserva in reactii nucleare! A: 12+4= 16+0

Z: 6+2=8+0

Temă: egalati reactie nucleara 19

Tipuri de reacţii întalnite în nucleosinteza

•Emisia de electroni, emisia β-, duce la cresterea numarului atomic Z

Implica transformarea unui neutron in proton

20

•Emisia de pozitroni, emisia β+, duce la scaderea numarului atomic Z pozitron

Protonul devine neutron

Implica transformarea unui proton in neutron

21

Emisia de radiatie γ

Nucleu in stare excitata

Nucleu in stare fundamentala

Captura α Captura proton Captura electron Captura neutron 22

Nucleosinteza elementelor usoare Important: Elementele usoare se formeaza prin reactii de fuziune nucleara ce au loc in miezul stelelor formate din hidrogen si heliu Reactiile nucleare de fuziune se mai numesc si combustii nucleare 1 MeV = 106 eV

1eV = 96,47 KJ/mol + 7,2 MeV

23

Diferenta dintre o reactie chimica si o reactie nucleara reactie chimica

reactie nucleara

natura atomilor implicati nu se modifica

•are loc cu modificarea numarului de protoni din nucleu, deci modificarea Z

energia eliberata este de ordinul 103 KJ/mol, (10 eV)

•energii degajate de un million de ori mai mari, de ordinul 109 KJ/mol (10 MeV).

reactia decurge la temperaturi relativ mici, < 2000 K

•reactia decurge doar la temperaturi mai mari de 107 K

energia si practic masa se conserva

•doar energia se conserva 24

25

26

Combustia hidrogenului •Arderea hidrogenului devine posibila la cel putin 107K •Efectul net al combustiei este transformarea H in He Exista doua posibilitati A. Lantul p-p lent

+

→

+

+e +ν

+ 1,44MeV

implica transformarea p → n + e+ +ν

+ +

→ →

+γ +2

+ 5,49MeV

+ 12,86MeV 27

28

B. Ciclul CNO, catalizat de nuclee C

29

30

Soarele temperatura in miez 1,5*107K, Temperatura la suprafata 5600K. Timp de viata scurs 4,6 miliarde ani, hidrogen ramas pentru ~5 miliarde ani procesul principal lantul p-p (90% din energia produsa de Soare) 31

Combustia heliului Combustia He are loc dupa combustia integrala a H din miez, => colapsarea gravitationala a stelei urmata de cresterea temperaturii miezului la 108 K

8Be

instabil, timp de viata 10-16 s insa suficient ca urmatorea reactie sa aiba loc

procesul triplu α

32

Aproximativ jumatate din nucleele de sunt transformate in 16O

12C

formate

•captura ulterioara a nucleelor de He de catre 16O are loc doar intr-o mica masura •faza finala a arderii He inceteaza odata cu formarea de 12C si 16O

33

Carbonul si oxigenul sunt doua dintre cele mai importante elemente necesare vietii pe baza de carbon.

Daca energia de legatura pe nucleon ar fi doar cu 0,5% mai mica sau mai mare abundenta relativa a acestor elemente in Univers ar fi redusa cu mai mult de doua ordine de marime

34

Nucleosinteza elementelor grele Are loc in stele cu masa mai mare de 8 stele solare si incepe prin combustia nucleara a carbonului la temperaturi de 5*108K

Urmatoarea etapa este combustia neonului loc la 109 K

20Ne,

are

35

Urmatoarea etapa are loc la 2*109 K si consta in combustia 16O cu formarea de 28Si

Faza finala consta in combustia 5*109 K

28Si

care incepe la

fotodezintegrare

36

si asa mai departe pana la formarea nucleelor cele mai stabile respectiv 56Ni si 56Fe.

Nucleosinteza inceteaza odata ce miezul stelei este compus predominant din nuclee cu masa apropiata de Ni sau Fe, deoarece reactiile ulterioare nu sunt exoterme 37

Existenta elementelor de dupa Fe : captura de neutroni de catre nucleele stabile , urmata de emisie β, proces prin care un neutron din nucleu este transformat intr-un proton.

Sursa neutronilor o constitue cele doua reactii

Procesul s –slow neutron capture 38

Sau neutronii generati in timpul supernovei (procesul r – rapid neutron capture)

39

Formarea Li si Be este explicate prin spalatie (procesul x) Scindarea unor nuclee mai grele de catre radiatia cosmica

40

41

Abundenta relativa a elementelor in Univers, log(atomi/106 atomi de Si) 42

Structura cuantificata a nucleului (modelul in paturi)

Ordinea de ocupare a nivelelor de energie in nucleu : 1s, 1p, 1d, 2s, ........

Paturi complete pentru: 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 nucleoni – numere magice

vs. 2, 10, 18, 36, 54 si 86 pentru electroni in atomi (v. pag urmatoare)

Ocuparea nivelelor are loc separat pentru protoni si neutroni

Ocuparea nivelelor de energie pentru electroni, in atom

Stabilitatea nucleelor Raportul numar neutroni (N)-numar protoni (Z)

45

stabilizare prin dezintegrare α

stabilizare prin dezintegrare β-

Banda de stabilitate

stabilizare prin dezintegrare β+ sau EC

Diagrama Segre

Energia de legatura a nucleului, Wleg Energia necesara pentru a transfera nucleul, izolat si in repaus in starea de nucleoni izolati si in repaus

E = mc2 Wnucleu = Mnucleuc2

1uc2 = 931,5 MeV

energia de repaus a nucleului

W = Zmpc2 + (A-Z)mnc2

energia de repaus a nucleonilor izolati

Wleg = W-Wnucleu=[Zmp+(A-Z)mn-Mnucleu]c2 = = [Z(mp+me) + (A-Z)mn-(Mnucleu+Zme)]c2 = = [ZmH + (A-Z)mn-Matom]c2 Wleg = [ZmH + (A-Z)mn-Matom]*931,5 MeV 47

Energia de legatura pe nucleon o energie de legatura pe nucleon, mare, indica un nucleu stabil

A

Energia de legatura medie pe nucleon, MeV

Wleg Elementele se vor stabiliza prin

Fisiune Fisiune nucleara

Elementele se vor stabiliza prin

Fuziune nucleara

Numar de masa, A

48

Abundenta elementelor

Abundenta relativa a elementelor in scoarta continentala (fractie de masa µg/kg, scara logaritmica, log10) 49

Abundenta relativa a elementelor pe Pamant (fractie de masa µg/kg, scara logaritmica, log10) O, Si, Fe, Mg ~90%

S, Ni, Ca, Al ~ 9%

restul elementelor ~ 1% 50

Structura interna a Pamantului 51

Clasificarea geochimica a elementelor (Goldschimdt) (in functie de abundenta terestra si concentrarea pe adancime)

Abundenta elementelor in sistemul solar (scara log(atomi/102 atomi de H))

53...