Hojnost chemických prvků - Abundance of the chemical elements

Hojnost chemických prvků je měřítkem výskytu z chemických prvků ve srovnání se všemi ostatními prvky v daném prostředí. Hojnost se měří jedním ze tří způsobů: hmotnostním zlomkem (stejný jako hmotnostní zlomek); podle molární frakce (frakce atomů podle číselného počtu nebo někdy frakce molekul v plynech); nebo objemovým zlomkem . Objemová frakce je běžným měřítkem hojnosti ve směsných plynech, jako jsou planetární atmosféry, a má podobnou hodnotu jako molekulární molární frakce pro plynné směsi při relativně nízkých hustotách a tlacích a ideálních plynných směsích. Většina hodnot hojnosti v tomto článku je uvedena jako hmotnostní zlomky.

Například množství kyslíku v čisté vodě lze měřit dvěma způsoby: hmotnostní zlomek je asi 89%, protože to je zlomek hmotnosti vody, což je kyslík. Nicméně, mole frakce je o 33%, protože pouze 1 atom ze 3 ve vodě, H 2 O, je kyslík. Jako další příklad, při pohledu na hmotnostní frakce množství vodíku a helia v obou vesmíru jako celku a v atmosféře z plynových obřích planet , jako je Jupiter , to je 74% pro vodíku a 23 až 25% pro helium ; zatímco (atomová) molární frakce pro vodík je 92%a pro helium je 8%, v těchto prostředích. Změna daného prostředí na vnější atmosféru Jupitera , kde je vodík diatomický, zatímco hélium nikoli, mění molekulární molární frakci (podíl celkových molekul plynu), stejně jako podíl atmosféry podle objemu, vodíku na přibližně 86%a hélia na 13%.

Hojnosti chemických prvků ve vesmíru dominuje velké množství vodíku a hélia, které byly vyrobeny ve Velkém třesku . Zbývající prvky, které tvoří jen asi 2% vesmíru, byly z velké části produkovány supernovami a určitými červenými obřími hvězdami . Lithium , beryllium a bor jsou vzácné, protože ačkoli jsou vyráběny jadernou fúzí, jsou pak zničeny jinými reakcemi ve hvězdách. Prvky od uhlíku po železo jsou ve vesmíru relativně hojnější, protože je lze snadno vyrobit v nukleosyntéze supernovy . Prvky s vyšším atomovým číslem než železo (prvek 26) jsou ve vesmíru postupně vzácnější, protože při své produkci stále více pohlcují hvězdnou energii. Také prvky se sudými atomovými čísly jsou obecně příznivější než jejich sousedé v periodické tabulce , kvůli příznivé energii formace.

Hojnost prvků na Slunci a vnějších planetách je podobná jako ve vesmíru. V důsledku slunečního ohřevu prošly prvky Země a vnitřní skalnaté planety sluneční soustavy dalšímu vyčerpání těkavého vodíku, hélia, neonů, dusíku a uhlíku (který se odpařuje jako metan). Kůra, plášť a jádro Země vykazují důkazy o chemické segregaci plus určité sekvestrace podle hustoty. V kůře se nacházejí lehčí křemičitany hliníku, v plášti je více křemičitanu hořečnatého, zatímco jádro tvoří kovové železo a nikl. Množství prvků ve specializovaných prostředích, jako jsou atmosféry nebo oceány nebo lidské tělo, je primárně produktem chemických interakcí s médiem, ve kterém se nacházejí.

Vesmír

Deset nejběžnějších prvků v galaxii Mléčné dráhy bylo odhadnuto spektroskopicky
Z Živel Hmotnostní zlomek (ppm)
1 Vodík 739 000
2 Hélium 240 000
8 Kyslík 10 400
6 Uhlík 4600
10 Neon 1340
26 Žehlička 1090
7 Dusík 960
14 Křemík 650
12 Hořčík 580
16 Síra 440
Celkový 999 500

Prvky - tj. Obyčejná ( baryonická ) hmota vyrobená z protonů , neutronů a elektronů , jsou pouze malou částí obsahu vesmíru . Kosmologická pozorování naznačují, že pouze 4,6% energie vesmíru (včetně hmoty přispěné energií, E = mc 2 ↔ m = E / c 2 ) obsahuje viditelnou baryonickou hmotu, která tvoří hvězdy , planety a živé bytosti. Předpokládá se, že zbytek tvoří temná energie (68%) a temná hmota (27%). Jedná se o formy hmoty a energie, o nichž se věří, že existují na základě vědecké teorie a induktivního uvažování na základě pozorování, ale nebyly přímo pozorovány a jejich podstata není dobře pochopena.

Většina standardní (baryonické) hmoty se nachází v mezigalaktickém plynu, hvězdách a mezihvězdných oblacích , ve formě atomů nebo iontů ( plazma ), i když ji lze nalézt v degenerovaných formách v extrémních astrofyzikálních podmínkách, jako jsou vysoké hustoty uvnitř bílých trpaslíků a neutronové hvězdy .

Vodík je nejhojnějším prvkem ve vesmíru; helium je druhé. Poté však hodnost hojnosti nadále neodpovídá atomovému číslu ; kyslík má stupeň hojnosti 3, ale atomové číslo 8. Všechny ostatní jsou podstatně méně časté.

Množství nejlehčích prvků je dobře předpovězeno standardním kosmologickým modelem , protože byly většinou produkovány krátce (tj. Během několika stovek sekund) po Velkém třesku , v procesu známém jako nukleosyntéza Velkého třesku . Těžší prvky byly většinou produkovány mnohem později, uvnitř hvězd .

Odhaduje se, že vodík a helium tvoří zhruba 74% a 24% veškeré baryonické hmoty ve vesmíru. Navzdory tomu, že zbývající „těžké prvky“ obsahují jen velmi malý zlomek vesmíru, mohou do značné míry ovlivnit astronomické jevy. Pouze asi 2% (hmotnostní) disku galaxie Mléčné dráhy se skládají z těžkých prvků.

Tyto další prvky jsou generovány hvězdnými procesy. V astronomii je „kov“ ​​jakýkoli prvek jiný než vodík nebo helium. Toto rozlišení je významné, protože vodík a helium jsou jedinými prvky, které byly ve Velkém třesku produkovány ve značném množství. To znamená, že metallicity z galaxie nebo jiného předmětu, je indikací hvězdné aktivity po velkém třesku.

Obecně se prvky až do železa vyrábějí ve velkých hvězdách v procesu přeměny na supernovy . Zvláště běžné je železo-56 , protože je to nejstabilnější nuklid (v tom, že má nejvyšší jadernou vazebnou energii na nukleon) a lze jej snadno vyrobit z částic alfa (což je produkt rozpadu radioaktivního niklu-56 , který je nakonec vyroben z 14 jader helia). Prvky těžší než železo se vyrábějí v procesech pohlcujících energii u velkých hvězd a jejich nadbytek ve vesmíru (a na Zemi) obecně klesá s rostoucím atomovým číslem.

Periodická tabulka ukazující kosmologický původ každého prvku

Sluneční Soustava

Nejhojnější nuklidy
ve sluneční soustavě
Nuklid A Hmotnostní zlomek v částech na milion Atomový zlomek v částech na milion
Vodík-1 1 705 700 909 964
Hélium-4 4 275 200 88,714
Kyslík-16 16 9 592 477
Uhlík-12 12 3032 326
Dusík-14 14 1,105 102
Neon-20 20 1548 100
Spacer.gif
Další nuklidy: 3,879 149
Křemík-28 28 653 30
Hořčík-24 24 513 28
Železo-56 56 1169 27
Síra-32 32 396 16
Hélium-3 3 35 15
Vodík-2 2 23 15
Neon-22 22 208 12
Hořčík-26 26 79 4
Uhlík-13 13 37 4
Hořčík-25 25 69 4
Hliník-27 27 58 3
Argon-36 36 77 3
Vápník-40 40 60 2
Sodík-23 23 33 2
Železo-54 54 72 2
Křemík-29 29 34 2
Nikl-58 58 49 1
Křemík-30 30 23 1
Železo-57 57 28 1

Následující graf (měřítko záznamu protokolu) ukazuje hojnost prvků ve sluneční soustavě . Tabulka ukazuje dvanáct nejběžnějších prvků v naší galaxii (odhadovaných spektroskopicky), měřeno v hmotnostních částech na milion. Blízké galaxie, které se vyvinuly podle podobných linií, mají odpovídající obohacení prvků těžších než vodík a helium. Vzdálenější galaxie jsou prohlíženy tak, jak se objevovaly v minulosti, takže se jejich množství prvků jeví blíže k prvotní směsi. Vzhledem k tomu, že fyzikální zákony a procesy jsou v celém vesmíru jednotné, očekává se, že tyto galaxie také vyvinou podobné množství prvků.

Hojnost prvků je v souladu s jejich původem z Velkého třesku a nukleosyntézy v řadě hvězd předků supernov . Velmi hojný vodík a helium jsou produkty Velkého třesku, zatímco další tři prvky jsou vzácné, protože ve Velkém třesku měly jen málo času a nejsou vyráběny ve hvězdách (jsou však vyráběny v malých množstvích rozbitím těžších prvky v mezihvězdném prachu, v důsledku dopadu kosmického záření ).

Počínaje uhlíkem byly prvky ve hvězdách vytvářeny hromaděním z částic alfa (jádra helia), což vedlo ke střídavě většímu množství prvků se sudými atomovými čísly (ty jsou také stabilnější). Účinek lichých chemických prvků, které jsou ve vesmíru obecně vzácnější, byl empiricky zaznamenán v roce 1914 a je znám jako pravidlo Oddo-Harkins .

Odhadované množství chemických prvků ve sluneční soustavě (logaritmické měřítko)

Vztah k jaderné vazebné energii

Byly pozorovány volné korelace mezi odhadovanými elementárními nadbytky ve vesmíru a křivkou vazby jaderné energie . Zhruba řečeno, relativní stabilita různých atomových nuklidů měla silný vliv na relativní množství prvků vytvořených ve Velkém třesku a během vývoje vesmíru poté. V článku o nukleosyntéze najdete vysvětlení, jak určité procesy jaderné fúze ve hvězdách (například spalování uhlíku atd.) Vytvářejí prvky těžší než vodík a helium.

Další pozorovanou zvláštností je zubaté střídání mezi relativní hojností a nedostatkem sousedních atomových čísel v křivce elementární hojnosti a podobný vzorec úrovní energie v křivce energetické vazby jádra. Toto střídání je způsobeno vyšší relativní vazebnou energií (odpovídající relativní stabilitě) sudých atomových čísel ve srovnání s lichými atomovými čísly a je vysvětleno Pauliho vylučovacím principem . Hmotnost Vzorec semiempirické (SEMF), také nazývaná Weizsäcker vzorec nebo hmotnostní vzorec Bethe-Weizsäcker , dává teoretické vysvětlení celkového tvaru křivky jaderné vazebné energie.

Země

Země vytvořeny ze stejného oblaku hmoty, která tvořila Slunce, ale planety získal různá složení při Vznik a vývoj sluneční soustavy . Na druhé straně, přírodní historie na Zemi způsobil částí této planety mají rozdílné koncentrace prvků.

Hmotnost Země je přibližně 5,98 × 10 24  kg. Hromadně je hmotnostně složen převážně ze železa (32,1%), kyslíku (30,1%), křemíku (15,1%), hořčíku (13,9%), síry (2,9%), niklu (1,8%), vápníku (1,5 %) a hliníku (1,4%); přičemž zbývajících 1,2% tvoří stopová množství dalších prvků.

Hromadné složení Země podle elementární hmotnosti je zhruba podobné hrubému složení sluneční soustavy, přičemž hlavní rozdíly spočívají v tom, že na Zemi chybí velké množství těkavých prvků vodík, helium, neon a dusík, stejně jako uhlík, který byl ztracen jako těkavé uhlovodíky. Zbývající elementární složení je zhruba typické pro „skalnaté“ vnitřní planety, které se vytvořily v tepelné zóně, kde sluneční teplo vytlačovalo těkavé sloučeniny do vesmíru. Země si zachovává kyslík jako druhou největší složku své hmotnosti (a největší atomovou frakci), zejména z tohoto prvku je zadržována v silikátových minerálech, které mají velmi vysokou teplotu tání a nízký tlak par.

Kůra

Hojnost (atomová frakce) chemických prvků v horní kontinentální kůře Země jako funkce atomového čísla. Nejvzácnější prvky v kůře (zobrazené žlutě) jsou vzácné kvůli kombinaci faktorů: kromě jednoho jsou nejhustšími siderofily (milujícími železo) prvky v Goldschmidtově klasifikaci , což znamená, že mají tendenci dobře se mísit s kovovým železem, jejich vyčerpání přemístěním hlouběji do zemského jádra. Jejich výskyt v meteoroidech je vyšší. Kromě toho bylo tellurium vyčerpáno předkrečním tříděním v mlhovině tvorbou těkavého telluridu vodíku .

Hmotnostní zastoupení devíti nejhojnějších prvků v zemské kůře je přibližně: kyslík 46%, křemík 28%, hliník 8,3%, železo 5,6%, vápník 4,2%, sodík 2,5%, hořčík 2,4%, draslík 2,0%a titan 0,61%. Ostatní prvky se vyskytují s méně než 0,15%. Úplný seznam viz množství prvků v zemské kůře .

Graf vpravo ukazuje relativní atomový výskyt chemických prvků v horní kontinentální kůře Země-v části, která je relativně přístupná pro měření a odhad.

Mnoho prvků uvedených v grafu je zařazeno do (částečně se překrývajících) kategorií:

  1. skalotvorné prvky (hlavní prvky v zeleném poli a vedlejší prvky ve světle zeleném poli);
  2. prvky vzácných zemin (lanthanoidy, La-Lu, Sc a Y; označeno modře);
  3. hlavní průmyslové kovy (celosvětová produkce> ~ 3 × 107 kg/rok; označeno červeně);
  4. drahé kovy (označené fialovou barvou);
  5. devět nejvzácnějších „kovů“ - šest prvků platinové skupiny plus Au , Re a Te (metaloid) - ve žlutém poli. Ty jsou v kůře vzácné, protože jsou rozpustné v železe, a proto jsou koncentrovány v zemském jádru. Tellurium je jeden nejvíce vyčerpaný prvek na silikátové Zemi ve srovnání s kosmickým výskytem, ​​protože kromě toho, že byl v jádru koncentrován jako husté chalkogenidy, byl také vážně vyčerpán předkrečním tříděním v mlhovině jako těkavý telurid vodíku .

Všimněte si, že existují dva zlomy, kde by byly nestabilní (radioaktivní) prvky technecium (atomové číslo 43) a promethium (atomové číslo 61). Tyto prvky jsou obklopeny stabilními prvky, přesto mají oba relativně krátký poločas rozpadu (~ 4 miliony let, respektive ~ 18 let). Jsou tedy extrémně vzácné, protože jakékoli jejich prvotní počáteční frakce v materiálech před Sluneční soustavou se již dávno rozpadly. Tyto dva prvky jsou nyní vyráběny přirozeně pouze spontánním štěpením velmi těžkých radioaktivních prvků (například uranu , thoria nebo stopových množství plutonia, které existují v uranových rudách), nebo interakcí určitých dalších prvků s kosmickými paprsky . Technetium i promethium byly identifikovány spektroskopicky v atmosférách hvězd, kde jsou produkovány probíhajícími nukleosyntetickými procesy.

Existují také zlomy v grafu hojnosti, kde by bylo šest vzácných plynů , protože nejsou v zemské kůře chemicky vázány a jsou v kůře generovány pouze rozpadovými řetězci z radioaktivních prvků, a jsou tam proto extrémně vzácné.

Osm přirozeně se vyskytujících velmi vzácných, vysoce radioaktivních prvků ( polonium , astat , francium , radium , aktinium , protactinium , neptunium a plutonium ) není zahrnuto, protože jakýkoli z těchto prvků, které byly přítomny při vzniku Země, se rozpadl po celé věky a jejich množství je dnes zanedbatelné a vyrábí se pouze z radioaktivního rozpadu uranu a thoria.

Kyslík a křemík jsou zejména nejběžnějšími prvky v kůře. Na Zemi a na skalnatých planetách obecně je křemík a kyslík mnohem běžnější než jejich kosmická hojnost. Důvodem je, že se navzájem spojují a vytvářejí silikátové minerály . Jiné kosmicky běžné prvky, jako je vodík , uhlík a dusík, tvoří těkavé sloučeniny, jako je čpavek a metan, které se snadno vyvaří do prostoru z tepla planetární formace a/nebo slunečního světla.

Prvky vzácných zemin

Prvky „vzácných“ zemí jsou historicky nesprávným pojmenováním. Stálost tohoto výrazu odráží spíše neznámost než skutečnou vzácnost. Hojnější prvky vzácných zemin jsou podobně koncentrovány v kůře ve srovnání s běžnými průmyslovými kovy, jako je chrom, nikl, měď, zinek, molybden, cín, wolfram nebo olovo. Dva nejméně hojné prvky vzácných zemin ( thulium a lutetium ) jsou téměř 200krát častější než zlato . Na rozdíl od běžné báze a drahých kovů však prvky vzácných zemin mají velmi malou tendenci soustředit se ve vytěžitelných rudních ložiscích. V důsledku toho většina světové nabídky prvků vzácných zemin pochází pouze z několika zdrojů. Kromě toho jsou kovy vzácných zemin navzájem velmi chemicky podobné a je tedy velmi obtížné je rozdělit na množství čistých prvků.

Rozdíly v množství jednotlivých prvků vzácných zemin v horní kontinentální kůře Země představují superpozici dvou účinků, jednoho jaderného a jednoho geochemického. Za prvé, prvky vzácných zemin se sudými atomovými čísly ( 58 Ce, 60 Nd, ...) mají větší kosmické a pozemské hojnosti než sousední prvky vzácných zemin s lichými atomovými čísly ( 57 La, 59 Pr, ...). Za druhé, lehčí prvky vzácných zemin jsou více nekompatibilní (protože mají větší iontové poloměry), a proto jsou v kontinentální kůře koncentrovanější než těžší prvky vzácných zemin. Ve většině ložisek rudy vzácných zemin tvoří první čtyři prvky vzácných zemin - lanthan , cer , praseodym a neodym - 80% až 99% z celkového množství kovu vzácných zemin, který lze v rudě nalézt.

Plášť

Hmotnostní hojnost osmi nejhojnějších prvků v zemském plášti (viz hlavní článek výše) je přibližně: kyslík 45%, hořčík 23%, křemík 22%, železo 5,8%, vápník 2,3%, hliník 2,2%, sodík 0,3% , draslík 0,3%.

Jádro

Vzhledem k masové segregaci se předpokládá , že jádro Země je primárně složeno ze železa (88,8%), s menším množstvím niklu (5,8%), síry (4,5%) a méně než 1%stopových prvků.

Oceán

Nejhojnějšími prvky v oceánu podle podílu hmotnosti v procentech jsou kyslík (85,84%), vodík (10,82%), chlor (1,94%), sodík (1,08%), hořčík (0,13%), síra (0,09%), vápník (0,04%), draslík (0,04%), brom (0,007%), uhlík (0,003%) a bór (0,0004%).

Atmosféra

Pořadí prvků podle objemové frakce (což je přibližně molekulární molární frakce) v atmosféře je dusík (78,1%), kyslík (20,9%), argon (0,96%), následovaný (v nejistém pořadí) uhlíkem a vodíkem, protože vodní pára a oxid uhličitý, které představují většinu těchto dvou prvků ve vzduchu, jsou proměnnými složkami. Síra, fosfor a všechny ostatní prvky jsou přítomny ve výrazně nižších poměrech.

Podle grafu křivky hojnosti (vpravo nahoře) se argon, významná, ne -li hlavní složka atmosféry, v kůře vůbec neobjevuje. Je to proto, že atmosféra má mnohem menší hmotnost než kůra, takže zbývající argon v kůře přispívá jen málo k tamnímu hmotnostnímu zlomku, zatímco současně se hromadění argonu v atmosféře stalo dostatečně velkým, aby bylo významné.

Městské půdy

Úplný seznam množství prvků v městských půdách najdete v tématu Hojnost prvků (datová stránka)#Městské půdy .

Lidské tělo

Lidské buňky se skládají z 65–90% vody (H 2 O) a významná část zbytku se skládá z organických molekul obsahujících uhlík. Kyslík tedy přispívá většinou hmoty lidského těla, následovaný uhlíkem. Téměř 99% hmotnosti lidského těla tvoří šest prvků: vodík (H), uhlík (C), dusík (N), kyslík (O), vápník (Ca) a fosfor (P) ( CHNOPS pro krátký). Dalších 0,75% tvoří dalších pět prvků: draslík (K), síra (S), chlor (Cl), sodík (Na) a hořčík (Mg). Je známo, že pouze 17 prvků je nezbytných pro lidský život, přičemž jeden další prvek (fluor) je považován za užitečný pro pevnost zubní skloviny. Několik dalších stopových prvků může hrát určitou roli ve zdraví savců. Bór a křemík jsou zvláště nezbytné pro rostliny, ale mají u zvířat nejistou roli. Prvky hliník a křemík, přestože jsou v zemské kůře velmi běžné, jsou v lidském těle nápadně vzácné.

Níže je uvedena periodická tabulka zdůrazňující nutriční prvky.

Nutriční prvky v periodické tabulce
H   On
Li Být   B C N. Ó F Ne
Na Mg   Al Si P S Cl Ar
K Ca   Sc Ti PROTI Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge Tak jako Se Br Kr
Rb Sr   Y Zr Pozn Mo Tc Ru Rh Pd Ag CD v Sn Sb Te Xe
Čs Ba * Lu Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po Na Rn
Fr Ra ** Lr Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Nh Fl Mc Lv Ts Og
 
  * Los Angeles Ce Pr Nd Odpoledne Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb
  ** Ac Th Pa U Np Pu Dopoledne Cm Bk Srov Es Fm Md Ne
Legenda:
  Prvky kvantity
  Základní stopové prvky
  USA, nikoli Evropská unie je považují za základní stopové prvky
  Navrhovaná funkce z účinků deprivace nebo aktivní metabolické manipulace, ale žádná jasně identifikovaná biochemická funkce u lidí
  Omezené nepřímé důkazy o stopových výhodách nebo biologickém působení u savců
  Žádný důkaz biologického účinku u savců, ale zásadní u některých nižších organismů.
(V případě lanthanu definice základní živiny jako nepostradatelné a nenahraditelné není zcela použitelná kvůli extrémní podobnosti lanthanoidů . Je známo, že stabilní rané lanthanoidy až po Sm stimulují růst různých organismů využívajících lanthanoidy .)

Viz také

Reference

Poznámky pod čarou

Poznámky

Zápisy

externí odkazy