A N T O N I O C H A M I Z O Y

A N D O N I G A R R I T Z Q U M I C A T E R R E S T R E

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E D I C I O N E S

Primera edicin, 1991

Primera reimpresin, 1995

La Ciencia desde Mxico, es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Econmica, al que pertenecen tambin sus derechos. Se publica con los auspicios de la Subsecretara de Educacin Superior e Investigacin Cientfica de la SEP y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnologa.

D. R. 1991, FONDO DE CULTURA ECONMICA, S. A. DE C. V.

D.R. 1995, FONDO DE CULTURA ECONMICA

Carretera Picacho-Ajusco 227; 14200 Mxico, D.F.

ISBN 968-16-3439-X

Impreso en Mxico

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I N D I C E

COMIT DE SELECCIN EDICIONES DEDICATORIA INTRODUCCIN PRIMERA PARTE SEGUNDA PARTE COLOFN CONTRAPORTADA

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C O M I T D E S E L E C C I N

Dr. Antonio Alonso

Dr. Juan Ramn de la Fuente

Dr. Jorge Flores

Dr. Leopoldo Garca-Coln

Dr. Toms Garza

Dr. Gonzalo Halffter

Dr. Guillermo Haro

Dr. Jaime Martuscelli

Dr. Hctor Nava Jaimes

Dr. Manuel Peimbert

Dr. Juan Jos Rivaud

Dr. Emilio Rosenblueth

Dr. Jos Sarukhn

Dr. Guillermo Sobern

Coordinadora Fundadora:

Fsica Alejandra Jaidar

Coordinadora:

Mara del Carmen Faras

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D E D I C A T O R I A

A la memoria de la gigante DIANA CRUZ

Para vaciar progresivamente los silos que

nos dej, con su ejemplo, en espera

de buenas mieses

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I N T R O D U C C I N

Qumica terrestre no es un tratado, ni un libro de texto y tampoco un libro de consulta. Esta obra es ms bien el intento, con un mnimo de formalidad, de poner en contacto a los interesados en la qumica con algunos de los problemas cardinales, pero prcticamente desconocidos, de esta ciencia. Relevantes en cuanto a su relacin con la Tierra y la humanidad.

Este propsito nos ha forzado a tocar, superficial, lateral o directamente, otras disciplinas cientficas como la astronoma, la fsica, las ciencias de materiales y de la Tierra, la biologa o la ecologa, en las que no somos expertos. Pero nuestra intencin es presentar un enfoque sinttico, multidisciplinario, de ciencia integrada. De antemano, pedimos disculpas a los lectores de alguna incorreccin o falta de actualizacin que exista en este intento de abarcar tanto. Nos jugamos a propsito esta posibilidad, a cambio del tal vez demasiado pretensioso objetivo globalizador perseguido.

Para ello hemos decidido hablar de nuestro planeta, de cmo se form, del origen del Sol y de las estrellas, y de la vida, la nuestra, que finalmente proviene de ellas. Estamos en un Universo formado de materia, un Universo qumico, y para iniciarnos en sus secretos es necesario acercarse a la qumica nuclear y a su desarrollo, estrechamente vinculado con las bombas atmicas y los reactores nucleares. Son estos dos temas, el origen y la evolucin del Universo, as como el del descubrimiento y las aplicaciones de los cambios nucleares, los que integran la primera parte del texto.

La segunda aborda tres tpicos que, relacionados con las tres fases que conforman la corteza terrestre (gases en la atmsfera, lquidos en la hidrosfera y slidos en la litosfera), nos permiten discutir sobre historia, estructuras, reacciones, procesos, peligros y hazaas del quehacer qumico, una actividad que se desarrolla en Mxico. Ciencia que, de una u otra manera, marca nuestra vida diaria.

JOS ANTONIO CHAMIZO

ANDONI GARRITZ

Octubre de 1990

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P R I M E R A P A R T E

I. LA NATURALEZA Y SU EVOLUCIN QUMICA II. CAMBIOS NUCLEARES Y SUS APLICACIONES

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I . L A N A T U R A L E Z A Y S U E V O L U C I N

Q U M I C A

INTRODUCCIN

LA TIERRA, planeta que habitamos, no es ms que un gran conjunto de mezclas de sustancias qumicas. La materia en ella exista, como lo han demostrado los gelogos, desde hace 4 500 millones de aos.

Pero, cmo y cundo se form la Tierra?, y nuestro Sol?, y la Va Lctea con sus 200 000 millones de estrellas?, y las otras galaxias?

Adems, de dnde provino toda la materia que forma el Universo?, cmo y cundo se formaron los elementos qumicos y sus tomos?, y la vida?, somos los nicos?

Todas estas preguntas inquietan al hombre. Su raciocinio le induce a reflexionar acerca de su origen y el de todas las cosas.

EVIDENCIA DEL ORIGEN COMN DE LOS ELEMENTOS

Actualmente, la ciencia ha permitido al gnero humano encontrar respuesta a algunas de esas interrogantes. Tal vez no todas sean totalmente correctas, pero las evidencias actuales indican que parecen ser acertadas aunque podran ser modificadas en el futuro, a la luz de nuevas concepciones y de nueva informacin.

Desde luego, no podemos viajar al pasado para buscar el origen de la materia. No obstante, en el Universo actual hay indicios que nos permiten plantear hiptesis relativas a lo que sucedi muchos aos atrs.

Adems de conocer la superficie terrestre, hemos podido analizar meteoritos y tenemos ya muestras lunares y marcianas. Por otra parte, el anlisis de la luz de las estrellas nos ha revelado su composicin qumica.

Los tomos de cada elemento qumico y las molculas que dichos tomos forman se manifiestan de manera distinta, y por ello hemos podido reconocerlos a distancias enormes, gracias a la astrofsica y a la cosmoqumica.

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Figura I.1. Parte central de la nebulosa de Orin

Por otra parte, en el ncleo atmico se encuentra otra caracterstica de cada elemento: su nmero de protones.

Recordemos que el ncleo est formado esencialmente por neutrones y protones, estos ltimos con una carga elctrica positiva. Los tomos de un mismo elemento tienen el mismo nmero de protones en el ncleo, aunque el de neutrones puede variar. Por ello acostumbramos definir al nclido de la siguiente forma: es un tomo con un nmero caracterstico de protones y de neutrones.

Para referirse a un nclido determinado, se acostumbra emplear el smbolo qumico del elemento correspondiente y colocar a su izquierda dos cantidades: arriba su nmero de masa A (A = nmero de masa o nmero de protones + neutrones), y debajo su nmero atmico Z (Z = nmero atmico o nmero de protones en el ncleo). As el nmero de neutrones N es la diferencia N = A - Z.

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Existen 109 elementos conocidos, con Z desde 1 hasta 109 1, pero hay ms de 1 300 variedades de ncleos. Cada una de stas es un nclido.

Un hecho sorprendente es que la abundancia de los elementos qumicos, e incluso de sus istopos, sea similar en todos los objetos conocidos del Universo, una vez que se toman en cuenta ciertos procesos secundarios. Por ejemplo, es obvio que los meteoritos que han cado en la Tierra han perdido muchos elementos ligeros, pero aquellos que se conservan existen en las mismas proporciones que en el Sol. Asimismo, en la corteza terrestre, o en la lunar, los elementos tambin reproducen la abundancia solar.

Figura I.2. Istopos, protones y neutrones se mantienen unidos por el ncleo gracias a la llamada interaccin fuerte o fuerza nuclear. Por ello, para formar o destruir un ncleo se requiere o se libera una gran cantidad de energa.

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ABUNDANCIA DE LOS ISTOPOS

Como hemos visto, los tomos de un elemento no son todos iguales. Hay tomos de hidrgeno, por ejemplo, con 1, 2 o 3 partculas en su ncleo. Desde luego, en todos ellos hay slo un protn, y eso es lo que caracteriza al hidrgeno. Los diferentes istopos de los tomos no son igualmente estables ni ocurren en la naturaleza con la misma posibilidad. Por ejemplo, de cada 100 000 tomos de hidrgeno, 99

985 son de y15 son de .

Los de tritio son inestables y, por tanto, casi no se encuentran libres en la naturaleza. Por ejemplo, el boro tiene dos istopos muy estables, pero no ocurren con la misma abundancia. De cada 10 000

tomos de boro 1 978 son de y 8 022 son de .

Figura I.3. Abundancia relativa de los elementos del Universo (% en masa)

Por qu aparecen con esta abundancia? y por qu sucede lo mismo en la Tierra, en el Sol o en cualquier otro lugar del Universo?, por qu se repite este hecho para otros muchos elementos?

Por si fuera poco, en las estrellas (ya sea de nuestra galaxia, o de otras), as como en el medio interestelar, se ha detectado la presencia dominante del hidrgeno y helio. Los otros elementos se han encontrado en menores proporciones.

Estos hechos sugieren que la formacin de los elementos qumicos tiene que haber sido comn para todo el Universo. Es decir, existi un origen comn de toda la materia.

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LA GRAN EXPLOSIN

Todo hace pensar a los cientificos que hace unos 15 000 millones de aos, la materia, que se encontraba concentrada con altsima densidad y temperatura, explot violentamente. La explosin provoc su expansin y enfriamiento graduales.

Hace ms de 60 aos, en 1923, el astrnomo Hubble demostr que las galaxias se alejan unas de otras como los puntos trazados sobre un globo que se infla.

Vivimos, pues, en un universo en expansin. En 1946, George Gamow propuso que, retrocediendo en el tiempo, debi existir un momento en que toda la materia estuviera concentrada. Segn Gamow, en la gran explosin se sintetizaron los elementos qumicos en las proporciones actuales (en esto se equivoc, como veremos). Hasta 1965 no existi ninguna prueba de la ocurrencia veraz de la gran explosin.

Medio segundo despus de la explosin, 2 la materia no tena su apariencia actual. Exista como partculas aisladas de materia y antimateria interactuando continuamente entre s y con la radiacin. Despus, la temperatura de la "sopa" de materia y radiacin era de unos 1010 K (10 000 millones de grados Kelvin). Se haban formado ya electrones, protones y neutrones.

En la antimateria las partculas tienen la carga opuesta a las de

la materia; as, el positrn, el equivalente del electrn, tiene

carga positiva

I.4. La gran explosin. Las galaxias se alejan unas de las otras.

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LA FORMACIN DE LOS NCLEOS DE HIDRGENO Y HELIO

Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros ncleos con ms de una partcula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.

Unos minutos despus de la explosin, el Universo contena ya una buena proporcin de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continu la expansin y el enfriamiento, no fue posible que ms partculas se adicionaran a los ncleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos ms pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbn (Z = 6), etctera.

A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecan ligados a los ncleos por atraccin elctrica. Ello slo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanz los 5 000 K. Entonces, los ncleos de hidrgeno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros tomos elctricamente neutros. A partir de este momento dej de existir la interaccin frecuente, que haba venido dndose entre las partculas y la radiacin, la cual qued "libre" para viajar por todas partes.

500 000 aos despus de la gran explosin se haban formado,

por fin, tomos de hidrgeno y helio

Figura I.5 El ciclo protn-protn es un mecanismo por el cual se sintetizaron los ncleos de helio a partir de protones.

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LA RADIACIN CSMICA DE FONDO

En 1965, casi por casualidad, los astrofsicos Penzias y Wilson, quienes buscaban posibles interferencias a las transmisiones va satlite, se encontraron con una radiacin que llegaba a la Tierra desde todas las direcciones. Esta se denomin "radiacin csmica de fondo" y constituye la mayor prueba de la veracidad de la gran explosin.

I.6. Radiacin de fondo. Segn la teora de la gran explosin (izq.), el Universo primitivo estaba lleno de protones y electrones que absorban y emitan radiacin. Tras medio milln de aos (centro), al formarse tomos estables, la radiacin no fue absorbida o emitida con tanta frecuancia y qued libre en el espacio. Esta radiacin an se difunde y fue detectada desde la Tierra (der.) en 1965, lo cual confiri gran credibilidad a esta teora.

Qu sucedi entonces para que se formaran los elementos ms pesados que el helio en las proporciones actuales? Es un hecho que los elementos ms pesados se forman en las estrellas.

GNESIS QUMICA EN UNA ESTRELLA

Unos 100 mil millones de aos despus de la gran explosin comenzaron a formarse las galaxias y, en su interior, gracias a los efectos de la gravedad, tambin la primera generacin de estrellas.

Debido a que poseen masa, los cuerpos tienen la propiedad de atraerse mutuamente. Las estrellas nacen cuando una nube de gases se compacta por efecto de la gravedad. La fuerza de gravedad comprime los gases y los calienta, lo cual provoca que su presin se incremente.

En nuestra atmsfera, por ejemplo, ambas fuerzas estn perfectamente equilibradas, es por ello que pese a la atraccin terrestre, la atmsfera no cae al suelo.

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En una estrella en formacin o protoestrella, la gravedad domina, la nube de gases toma forma esfrica y al comprimirse, su centro se calienta cada vez ms; hasta este momento, la nica fuente de energa es la contraccin gravitatoria. Pero cuando la temperatura alcanza los 10 millones de grados, entra en juego el segundo recurso energtico del que dispone la estrella: la fusin de protones para producir helio, que es un fenmeno similar al que ocurri minutos despus de la gran explosin. La fusin del hidrgeno es la fuente de energa ms duradera y estable de las estrellas, pues la presin y la gravedad se equilibran. En esta etapa se encuentra nuestro Sol, el cual "quema hidrgeno como combustible". No obstante, su vida durar aproximadamente 5 000 millones de aos ms.

Con el tiempo, el corazn de la estrella se va enriqueciendo de helio y, por ello, el hidrgeno escasea. Cada vez es ms improbable la fusin del hidrgeno, por lo que en el centro estelar cesa la generacin de energa. El equilibrio previo entre la presin del gas (hacia afuera) y la gravedad (hacia adentro) toca a su fin. La gravedad gana la batalla y comienza a reducirse el corazn de la estrella.

Figura I.7. Presin y gravedad. En una estrella presin y gravedad son fuerzas que actan en sentido inverso.

El Sol es una fbrica en la que cada segundo 600 millones de toneladas de H se convierten en He. Con un dimetro de 1.4 millones de km, equivalente a poner 109 Tierras en fila, la temperatura de su superficie asciende a 6 000 C, pero se calcula que en el centro es de 15 millones de grados.

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Figura I.8. Composicin qumica actual del Sol (% de tomos)

El helio lleva este nombre porque se descubri en el Sol

(helios en griego) antes que en la Tierra

LA SNTESIS DEL CARBONO AL HIERRO

La compresin gravitatoria eleva la temperatura de la estrella, con lo que pueden ocurrir nuevas reacciones de fusin. La ms comn es la transformacin de helio en carbono, un ncleo con seis protones y seis neutrones.

Una vez que todo el helio del centro se ha convertido en carbono (Figura 1.9), la estrella vuelve a contraerse hasta alcanzar temperaturas de ms de 100 millones de grados, a las que pueden ocurrir otras reacciones nucleares que convierten al carbono en elementos ms pesados, como oxgeno, nitrgeno, nen, etc. As se sintetizan todos los elementos qumicos hasta llegar al hierro Fe (Z = 26 A = 56), donde el proceso se detiene.

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I.9. Nucleosntesis del carbono. Aunque el Be es muy inestable, se ha detectado en las estrellas en nfima catidad, lo que apoya la realidad de este esquema.

El carbono, C, tomo indispensable para la vida, tuvo

su origen en las estrellas

Obviamente, llega un momento en que el hierro ocupa el centro de la estrella y concluye su fuente de energa nuclear. La gravedad vuelve a dominar y la estrella se contrae ms y ms. Si su masa es pequea (como la del Sol o un poco mayor), la contraccin se detiene, formndose una estrella enana blanca, que al enfriarse deja de emitir luz (enana negra).

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En una enana blanca la densidad es tan enorme que un cm3 pesa tanto como un camin

Figura I.10. Comparacin del Sol con una enana blanca.

El ncleo de hierro es el ms pesado que puede obtenerse de esta forma. Cualquier combinacin de dos ncleos para obtener un elemento ms pesado que el hierro requiere energa, en lugar de producirla. Pero si la masa de la estrella es grande (varias veces la del Sol), la contraccin no puede detenerse. Los ncleos de hierro y los electrones en el corazn de la estrella se transforman en neutrones libres, los cuales logran detener el colapso. Sin embargo, las capas exteriores se precipitan hacia el centro generando tal temperatura y presin que se crea una onda de choque hacia afuera. La explosin, conocida como supernova, es tan energtica que logra que uno, dos y hasta ms de cien neutrones se adicionen a los ncleos de hierro, formndose as los elementos con ms de 26 protones.

Todos los elementos sintetizados se desparraman por el espacio como polvo estelar, esperando el da en que la gravedad vuelva a formar otra estrella. De hecho, nuestro Sol es una de ellas: una estrella de segunda generacin, pues contiene buena proporcin de elementos pesados que no se sintetizaron all sino en otras estrellas.

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Figura I.11. Estructura de una estrella. Las estrellas adquieren una estructura de capas, a la manera de una cebolla, con un centro de hierro y mltiples reacciones ocurriendo a todos niveles. En esta figura se muestra un ejemplo de composicin de una estrella que ha "quemado" todo su hidrgeno.

La sntesis de elementos con ms de 26 protones slo es

factible suministrando energa. Ello ocurre en explosiones

estelares.

Debido a la explosin, la estrella pierde mucha masa, pero su centro de neutrones sobrevive, y queda como una estrella de neutrones. Finalmente, si la estrella es lo bastante pesada, la contraccin contina indefinidamente. No parece haber nada que la detenga. Qu sucede despus? Se supone que se forma un hoyo negro, de donde ni siquiera la luz puede salir3.

En una estrella de neutrones la densidad es tal que un cm3 pesa unos 500 millones de toneladas!

LA TIERRA Y SU COMPOSICIN QUMICA

Los cientficos estn de acuerdo en que hace unos 4 500 millones de aos nuestro Sol y todos sus planetas se formaron a partir de una nube de gases y polvo estelar. Sin embargo, su composicin actual no es igual a la inicial. Por una parte, el Sol se ha venido

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enriqueciendo en helio, debido a las reacciones nucleares de fusin. Por otro lado, en la Tierra, debido a su (relativamente) pequea masa, los elementos ms ligeros han ido escapndose de su atraccin gravitatoria. Adems, el lento proceso de su enfriamiento, la gran actividad interna, los efectos climticos y la presencia misma de la vida han hecho que la Tierra actual no sea muy semejante al planeta primitivo.

Uno de los modelos para explicar la formacin de la Tierra y de los otros planetas propone el desarrollo de una nebulosa solar primitiva con una masa algo mayor que la actual del Sol, concentrada alrededor del eje de giro, pero que todava no puede reconocerse como el Sol. Los planetas se formaron por la acumulacin de granos interestelares y, en el caso de los planetas exteriores, por la atraccin y adherencia de gases. Este proceso caus un calentamiento, con lo que una capa de hierro fundido se deposit en el centro, como sucedi en el caso de la Tierra.

Nuestro planeta se encuentra formado principalmente por silicatos (piedras, compuestos de silicio, Si, y oxgeno, O) y Fe metlico. Es importante hacer notar que en la Tierra ciertos elementos estn presentes en cantidades completamente diferentes de las del resto del Universo. As, en nuestro planeta prcticamente no hay H ni He y el C y N (nitrgeno) son poco abundantes. Los gases nobles nen, Ne, kriptn, Kr y xenn, Xe son an ms escasos.

CUADRO I.1 Manuel Peimbert, astrnomo mexicano

Figura I.12. Manuel Peimvert, astrnomo mexicano.

El doctor Peimbert trabaja en el Instituto de Astronoma de la UNAM y es el astrnomo mexicano ms citado por sus colegas de todo el mundo. Sus contribuciones ms recientes se han centrado en la evolucin qumica de las galaxias. En ellas, adems de miles de millones de estrellas, existe el llamado "gas interestelar". Peimbert se ha dedicado ha estudiar cmo evoluciona la composicin qumica de este gas.

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A partir de este gas interestelar se forman las estrellas y stas, durante su evolucin, transforman en su interior los elementos qumicos a partir de reacciones nucleares. Posteriormente pierden materia con una composicin qumica diferente de la inicial, lo que modifica la composicin qumica del medio interestelar. Existen tres fuentes principales que afectan la composicin del gas interestelar.

1. Supernova. Se producen cuando estrellas de enorme masa hacen explosin al final de su evolucin , con lo que se dispersa por el espacio no slo la masa de la estrella, sino toda su energa. Las supernovas nutren as al medio interestelar de elementos pesados.

2. Nebulosas galcticas. Son masas luminosas de gas lanzadas al espacio por estrellas de masa intermedia al final de su evolucin. Las nebulosas galcticas son el producto de un cataclismo y constituyen la materia arrojada al espacio por una nova.

3. Novas. Son estrellas cuyo brillo aumenta intensamente en periodos muy cortos -por ejemplo, en unos das- para luego ir disminuyendo lentemente a lo largo de varias decenas de aos hasta recuperar el brillo original. En el proceso se provocan explosiones que lanzan al espacio diferentes porciones de su masa y energa. Se calcula que en nuestra galaxia se producen ms de 1 000 novas por ao, pero slo unas cuantas -aproximadamente 20- alcanzan la magnitud de luminosidad suficiente para ser percibidas desde la Tierra.

Entre los resultados ms importantes obtenidos por el doctor Peimbert y sus colaboradores figuran los siguientes:

a) La composicin qumica inicial del gas durante la formacin de las galaxias, antes de que se formaran las estrellas, era de un 23% de helio-4 y un 77% de hidrgeno.

b) La fuente principal de tomos de carbono-12 y nitrgeno-14 en el gas interestelar proviene de nebulosas planetarias.

La formacin del helio pregalctico ocurri durante la gran explosin y las estrellas han sido responsables de la formacin de helio adicional y de todos los elementos ms pesados que este elemento.

Para explicar tales hechos se ha propuesto que los elementos se condensan formando partculas slidas microscpicas; posteriormente, debido a colisiones y adhesiones, stas constituyeron el planeta. De esta manera, la abundancia de compuestos gaseosos en la Tierra sera pequea.

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Se supone que Mercurio, el planeta ms cercano al Sol, tiene mayor cantidad de Fe (en trminos relativos) que los dems planetas, mientras que los ms lejanos como Jpiter y Saturno se encuentran formados principlamente por agua, H2O, amoniaco, NH3, y metano, CH4, slidos

Para que los elementos se condensen en estado slido es importante conocer la temperatura. Se han hecho diversas estimaciones de este proceso, y se supone que para condensar los silicatos y el de la temperatura de la nebulosa solar en la vecindad de la Tierra debera estar por debajo de 1 500 K. Al disminuir la temperatura se van condensando los dems elementos hasta llegar a los 600 K, que sera la temperatura de la Tierra primitiva (Cuadro I.2). Este proceso, sin embargo, no justifica la presencia del carbn en nuestro planeta, ya que para condensarlo en forma de metano (la molcula ms simple con C y H) se requieren menos de 100K.

Figura I.13. La formacin de la Tierra

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Figura I.14. Abundancia realtiva (en % de masa) de los elementos en la Tierra.

Pero, desde luego, en la Tierra hay C, y para explicarlo se ha sugerido que una vez que el C se combin con oxgeno para formar CO, este ltimo compuesto habra reaccionado con H2 para producir hidrocarburos, en una reaccin del tipo Fischer-Tropsch, as llamada en honor de los qumicos alemanes que la desarrollaron. Estas reacciones pueden usarse para producir comercialmente gasolina y otros hidrocarburos. As, por ejemplo, tenemos:

20CO + 41H2 C20 H42 20H2O

Estos hidrocarburos de alto peso molecular son estables y slidos a altas temperaturas.

Figura I.15. La reaccin Fischer-Tropsch. Una partcula de polvo formada por silicato hidratado o magnetita, cataliza la reaccin de CO y H2 para constituir hidrocarburos pesados, los cuales se depositan sobre la partcula con lo que adquiere la forma de una sustancia alquitranada.

Si en la reaccin de Fischer-Tropsch estn presentes NH3 y H2O, se forman compuestos orgnicos complejos. As, el nitrgeno y el oxgeno se incorporaran naturalmente a las breas y alquitranes,

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convirtindose en parte de la Tierra aun cuando el NH3 y el H2O permanecieran gaseosos a 600 K.

CUADRO I.2 Temperaturas de condensacin en un gas de composicin solar en vas de enfriamiento4.

Temperatura Sustancias

1 800-1 500 Calcio, aluminio, xido de

titanio, silicatos

1 450 Metal ferroso

1 400-1 300 Silicatos de magnesio

680 Fe + H2S FeS + H2

500-400 3Fe + 4H2O Fe3O4 + 4H2

160 Hielo

110 NH3 H2O en forma slida

60 CH4 8H2O en forma slida

ESTRUCTURA INTERNA DE LA TIERRA

La estructura interna de la Tierra nos es desconocida. Sin embargo, a partir de estudios sismolgicos y geofsicos se ha establecido la idea de que est formada por tres capas principales: la ms externa, llamada corteza, que va desde la superficie hasta unos 17 km de profundidad y que comprende la atmsfera (gases), la hidrosfera (agua) y lo que algunos autores denominaron litosfera, que no es ms que la parte slida de la misma capa, formada principalmente por rocas gneas. Una capa intermedia conocida como manto se extiende aproximadamente 2 900 km por debajo de la corteza y est constituida por silicatos metlicos, principalmente de magnesio, Mg, y Fe, as como por una gran variedad de xidos y sulfuros metlicos. La capa ms interna, lo que llamamos el centro de la Tierra, es el ncleo, formado por Fe y nquel, Ni.

Debido bsicamente a diferencias de densidad, tanto el manto como el ncleo pueden subdividirse en dos capas, como se muestra en la figura I.16.

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Figura I.16. Estructura interna de la Tierra

ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS EN LA CORTEZA TERRESTRE

De todos los elementos que constituyen la Tierra, la humanidad slo tiene acceso directo, por lo pronto, a los de la corteza (Figura I.17). Acerca de algunos de estos elementos, de sus compuestos y reacciones tratar la segunda seccin de este libro.

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Figura I.17. Abundancia de los elementos en la corteza terrestre

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EL ORIGEN DE LA VIDA

Como lo propuso el cientfico sovitico A. I. Oparin en 1924, hoy se acepta que la vida surgi sobre la Tierra en los primeros tiempos de su historia, al sintetizarse y agruparse diversos compuestos de carbono en la atmsfera y en los ocanos de la Tierra primitiva.

Hace unos 160 aos sta habra sido una hiptesis imposible, pues se crea que los compuestos qumicos elaborados por los seres vivos eran esencialmente diferentes a los dems existentes en la naturaleza.

Las qumicas, orgnica e inorgnica, se conceban

"divorciadas"

Se supona que ningn compuesto orgnico podra obtenerse sin la ayuda de un proceso vital. Sin embargo, en 1828 Federico Whler obtuvo el primero de ellos (urea) a partir de materia inorgnica (cianato de amonio).

A partir de entonces, los compuestos orgnicos de carbono se manejaron ordinariamente en el laboratorio. No obstante, la hiptesis de Oparin acerca de la sntesis espontnea de aminocidos, que son los componentes de las protenas y formas primarias de vida en la Tierra primitiva, era demasiado temeraria.

En 1953 se dio la primera muestra de que ello no era imposible: Stanley L. Miller simul un experimento en las condiciones supuestas para la Tierra hace unos 4 000 millones de aos, y obtuvo varios aminocidos.

Se cree que la atmsfera primitiva estaba compuesta de metano, amoniaco, agua e hidrgeno molecular, que es precisamente la atmsfera de Jpiter y Saturno, salvo que all el agua est congelada. Las fuentes ms abundantes de energa eran la luz ultravioleta, procedente del Sol, y las descargas elctricas.

Con estos compuestos mezclados en un matraz, Miller obtuvo, en 1953, pequeas cantidades de cinco aminocidos, algunos de ellos esenciales para la vida, como:

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Figura I.18. Esquema del escenario primitivo donde supuestamente se origin la

vida en la Tierra.

Tambin obtuvo muchos otros productos de naturaleza orgnica.

Posteriormente, y como resultado de estas reacciones que simulan las condiciones originales de la Tierra, se han encontrado varias otras sustancias necesarias para la vida. Por ejemplo, se han identificado pptidos (hasta de cinco aminocidos unidos en la misma cadena), bases pricas y pirimdicas (componentes de los cidos nucleicos) y muchos otros.

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Pptidos: polmero de aminocidos

Es cierto que de la existencia de un conjunto de compuestos orgnicos en los ocanos primitivos hasta la formacin de molculas complejas capaces de autorreproducirse (vida), hay un largo trecho. Sin embargo; se cree que ello ocurri durante unos 600 millones de aos, de tal forma que hace unos 3 400 millones de aos ya exista vida sobre la Tierra.

Figura I.19. Aparato de Miller. Se dise para investigar las reacciones qumicas en lo que supuestamente era la atmsfera primitiva.

Pero no son estas condiciones externas las nicas capaces de posibilitar la formacin de este tipo de molculas. De hecho, en una situacin prcticamente opuesta, a bajas temperaturas, en hielo, L. Orgel obtuvo adenina a partir de cido cianhdrico. Hoy sabemos que al hacer burbujear cido cianhdrico, HCN, a travs de una solucin de hidrxido de amonio, NH4 OH, este proceso tan "inusual" parece ser casi inevitable. La frmula emprica de la adenina, H5C5N5, corresponde a la de un cido cianhdrico pentamrico. Recordamos al lector que la adenina es un compuesto clave en el cdigo gentico.

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Paradjicamente, el HCN, una de las sustancias ms txicas para la mayora de los seres

vivos, puede ser la precursora prebitica de una de las

molculas ms importantes para la vida: la adenina.

En fechas recientes tambin se sostiene que la misma nube de polvo y gases que dio lugar al sistema solar ya contena compuestos orgnicos, los cuales se han encontrado en cierto tipo de meteoritos. Asimismo, durante los ltimos aos la radiotelescopa ha servido para detectar en el espacio interestelar gran cantidad de molculas, algunas de ellas orgnicas. Se han identificado ms de 50 molculas en el espacio interestelar. Algunas de ellas se presentan en el cuadro I.3.

CUADRO I.3 Molculas en el espacio interestelar

Molculas inorgnicas Molculas orgnicas

H2 Hidrgeno HCHO Formaldehdo

CO Monxido de

carbono HCOOH cido frmico

CS Monosulfuro de

carbono CH3OH Metanol

SiO Monxido de

silicio NH2CHO Formamida

NO Monxido de

nitrgeno CH3NH2 Metilamina

H2O Agua CH3CN Acetonitrilo

CS2 Disulfuro de

carbono CH3CH2OH Etanol

NH3 Amoniaco CH3OCH3 ter dimetlico

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La molcula ms pesada descubierta hasta 1982 en el espacio es el cianooctatetrano, HC8N. Nunca ha sido sintetizada en la Tierra; sin embargo, ha podido caracterizarse a partir de datos espectroscpicos.

De cualquier forma, en los ocanos de la Tierra se concentraron paulatinamente todas estas sustancias orgnicas y se formaron compuestos ms complejos. Uno de ellos, el cido desoxirribonucleico o ADN, desempeara un papel crucial. El ADN tiene dos propiedades clave:

1) Puede actuar como "patrn" para manufacturar cadenas de aminocidos (protenas).

2) Tiene la capacidad de duplicarse a s mismo.

La presencia de ADN equivale a la existencia de vida; desde entonces, la evolucin ha actuado hasta llegar al hombre.

En la Tierra se han encontrado fsiles microscpicos de bacterias con una antigedad de 3 000 millones de aos. Desde la aparicin de las algas cianofitas; el oxgeno producido por ellas se fue acumulando en la atmsfera y dio lugar a su naturaleza actual, que difiere mucho de la primitiva.

En este momento no puede producirse el mismo fenmeno que al inicio, debido tanto a la diferente atmsfera como a que los rayos ultravioleta del Sol ya no penetran hasta alcanzar la superficie de la Tierra, como antes ocurra.

Recordemos que en las estrellas se sintetizan los tomos de carbono, de manera que, despus de todo podemos afirmar, como lo hace Carl Sagan, que nosotros (y toda la vida en la Tierra) somos "hijos de las estrellas".

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Figura I.20. La evolucin

CUADRO I.4 El calendario csmico

Hace algunos aos, Carl Sagan introdujo el concepto de "calendario csmico", en le que el tiempo "se comprime" para mostrarnos, en un "ao csmico", toda la evolucin del Universo. En este calendario, cada 1 000 millones de aos reales corresponden a 24 das.

Si el 1 de enero a las cero horas hubiera ocurrido la gran explosin y el 31 de diciembre a las 24 horas fuera el da de hoy, tendramos la siguiente sucesin de eventos:

1 de enero La gran explosin

1 de mayo Origen de la Va Lctea

9 de septiembre

Origen del Sistema Solar

14 de septiembre

Formacin de la Tierra

25 de septiembre Origen de la vida

2 de octubre Formacin de las rocas ms antiguas conocidas en la Tierra

9 de octubre Fecha de los fsiles ms antiguos encontrados

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12 de noviembre

Plantas fotosintticas que producen O2

1 de diciembre

La Tierra desarrolla una atmsfera con oxgeno

31 de diciembre

Surgimiento del homo sapiens, cuyos primeros registros histricos

ocurrieron hace 10 segundos

( 24 horas ) Hoy

Figura I.21. La estructura helicoidal del ADN.

BIBLIOGRAFA

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El lector seguramente ha odo hablar de los hoyos negros. Si desea saber ms acerca de ellos, consulte:

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I I . C A M B I O S N U C L E A R E S Y S U S

A P L I C A C I O N E S

INTRODUCCIN

MUCHOS de los hechos y teoras expresados en el captulo anterior se desarrollaron cientficamente por el inters de comprender ms sobre el ncleo atmico. Tenemos an ms dudas que respuestas.

Este captulo se centra en la exposicin de los avances ms importantes en este terreno, y en la descripcin del estado que guarda su desarrollo en Mxico. Adicionalmente, intenta proporcionar ciertos elementos de juicio acerca de la utilizacin del conocimiento nuclear que, como muchas otras, tiene sus pros y sus contras. De esta manera, el lector podr hacer su propia evaluacin de la peligrosidad y potencialidades que tiene la energa nuclear, as como del problema tico que llega a suscitar este tema tan actual.

DESCUBRIMIENTO DE LA RADIACTIVIDAD

Los elementos que se ven en una tabla peridica pueden considerarse como "ladrillos", a partir de los cuales se conforman todas las sustancias presentes en nuestro planeta y el Universo. Sin embargo, no todos estos elementos son estables; nicamente lo son 82 de ellos. Esto se debe a que, de forma natural, se producen cambios en los ncleos de los tomos, algunos de los cuales se desintegran con enorme velocidad mientras otros lo hacen con pasmosa lentitud.

La naturaleza entera puede construirse con los elementos naturales; del hidrgeno al

uranio

La primera evidencia de estos cambios en los ncleos fue encontrada en 1896 por el francs Henry Becquerel, como una consecuencia directa del descubrimiento, unos meses antes, de los rayos X. Becquerel encontr que una sal de uranio que guardaba en un cajn emita ciertas radiaciones que velaban las placas fotogrficas vrgenes. Pareca que el uranio despeda extraas radiaciones. El trmino actual, "radiactividad", no apareci sino aos despus, en un trabajo de Pierre y Marie Curie, conocidos investigadores en este campo.

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Figura II.1. Marie Curie.

En 1919, en el laboratorio de Ernest Rutherford se provoc por primera vez un cambio nuclear artificial. Desde entonces, y sobre todo a partir del descubrimiento del neutrn (Chadwick, 1932), los cientficos nucleares encontraron un sinnmero de nuevos ncleos atmicos y multitud de aplicaciones energticas y no energticas de los mismos. Algunas de ellas nos han sido de enorme utilidad, pero otras han puesto a la humanidad al borde de un cataclismo planetario.

DISCIPLINAS CIENTFICAS RELACIONADAS CON LOS

CAMBIOS NUCLEARES

De la obra de Navarrete y Cabrera transcribimos las disciplinas en las que se acostumbra subdividir la ciencia nuclear. Esta informacin ser til al lector para que comience a identificar las reas de aplicacin de los fenmenos nucleares.

a) La radioqumica estudia las propiedades de los radioistopos, los mtodos para su obtencin y purificacin, su uso en la investigacin qumica y los efectos qumicos de las transformaciones nucleares.

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b) La qumica de radiaciones estudia los efectos qumicos producidos por las radiaciones.

Los radioistopos son nclidos naturales o artificiales que

emiten radiactividad, es decir, que son inestables

c) La qumica nuclear estudia la sntesis de nuevos nclidos y elementos artificiales.

d) La fsica nuclear estudia las partculas que forman el ncleo atmico, la configuracin del mismo y los cambios de energa que tienen lugar en l.

e) La ingeniera nuclear estudia el diseo y funcionamiento de los reactores nucleares.

f) La fsica de neutrones estudia la produccin, deteccin y comportamiento de esta partcula subnuclear.

g) La medicina nuclear estudia el comportamiento de compuestos radiactivos en el organismo humano, usados como trazadores con propsitos de diagnstico o con fines teraputicos en el tratamiento de padecimientos.

h) La radiobiologa estudia el efecto de las radiaciones nucleares en las estructuras celulares de los seres vivos en general.

i) La seguridad radiolgica estudia los mtodos para el manejo de materiales radiactivos, de manera que pueda realizarse sin riesgos para la salud o el medio ecolgico.

Como es frecuente en la ciencia, cada una de estas disciplinas no es independiente de las dems, sino que se complementan unas con otras.

EMISIONES RADIACTIVAS

La radiactividad natural es producida por los ncleos inestables de algunos elementos pesados.

En la naturaleza existen 274 nclidos estables. Sus valores de Z y N pueden graficarse (Figura II.2), lo que permite observar que:

a) Para los elementos ligeros, la estabilidad se presenta en los ncleos con una relacin cercana a un protn por cada neutrn.

b) Segn va aumentando el nmero de protones, para que los ncleos sean estables se hace necesario un mayor nmero de neutrones. La razn es que con ello se reduce la repulsin entre los protones.

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A los lados izquierdo y derecho de la zona de estabilidad de la figura II.2 se encuentran los nclidos inestables. Unos lo son lado izquierdo porque tienen un exagerado nmero de neutrones. Lo que les sobra a los otros lado derecho son protones.

Estos nclidos inestables se transforman en estables a travs de diversos cambios nucleares, que constituyen la esencia de la radiactividad.

a) Emisin de partculas alfa. Estas partculas son ncleos de helio, los cuales constan de dos protones y dos neutrones. Por lo tanto, cuando un ncleo inestable emite una partcula alfa, pierde cuatro unidades en su nmero de masa y su nmero atmico se reduce en dos unidades.

As, si X y Y representan los smbolos de los elementos con Z y Z - 2 protones, el llamado "decaimiento alfa" es una reaccin con el siguiente patrn:

Figura II.2. Nmero atmico y de neutrones para los nclidos estables.

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Ntese que una reaccin nuclear se conserva la carga y el nmero

de masa

Figura II.3. Representacin de una partcula alfa

.

Un ejemplo peculiar es el decaimiento del uranio-235, que se convierte en torio-231:

b) Emisin de partculas beta. Los nclidos que se encuentran a la izquierda de la curva de estabilidad, con un exceso de neutrones, se estabilizan mediante la emisin de negatrones, o partculas beta, convirtiendo un neutrn en un protn. Los negatrones no son sino electrones, despedidos a enormes velocidades fuera de la atraccin del ncleo. De esta forma, uno de los neutrones del radionclido experimenta la siguiente reaccin:

Figura II.4. Decaimiento alfa.

Durante este proceso, el radionclido eleva en una unidad su nmero atmico (pues cuenta con un protn adicional), y mantiene constante su nmero de masa. La reaccin general puede describirse as:

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Un ejemplo particular es el torio-231, que se convierte en protactinio-23 1 por emisin beta:

c) Emisin de radiacin gamma. Al igual que los electrones excitados de los tomos, que al volver a estados ms estables emiten radiacin electromagntica, los ncleos inestables tambin pueden hacerlo, salvo que en este caso la radiacin es mucho ms energtica y se denomina gamma. El nclido no cambia su nmero atmico ni el de neutrones; simplemente reduce su energa.

Figura II.5. Penetracin a, b, y y.

SERIES RADIACTIVAS

En muchas ocasiones, el producto de una desintegracin radiactiva alfa o beta es todava un ncleo inestable, que tarde o temprano vuelve a decaer. El proceso se repite varias veces, hasta que se forma un ncleo estable con una proporcin conveniente de neutrones y protones.

A este conjunto de decaimientos nucleares se le conoce como serie radiactiva. En la figura II.6 se presenta la serie radiactiva del uranio-238, en la que, despus de varias emisiones alfa y beta se obtiene un ncleo estable de plomo-206.

sta es la razn de que en los yacimientos de uranio siempre existe plomo.

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Figura II.6. Serie de desintegracin radiactiva del uranio-238.

TIEMPO DE VIDA MEDIA

Una muestra de un material radiactivo, no importa de qu tamao, siempre presenta una velocidad constante de decaimiento (la proporcin de tomos que decaen en un cierto tiempo es siempre la misma). Al tiempo en el cual la mitad de los tomos radiactivos iniciales se han transformado, se le conoce como "tiempo de vida media", que es una caracterstica de cada nclido.

En la figura II.6, los tiempos que aparecen debajo de cada una de las flechas son, precisamente, tiempos de vida media. Por ejemplo, para el uranio-238, el dato es de cuatro mil millones de aos. Aproximadamente, este tiempo es igual a la antigedad de nuestro planeta. As, si una muestra de uranio-238 se hubiera formado en la

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nube que dio lugar al Sistema Solar, an hoy existira la mitad de ese uranio presente; la otra mitad se habra transformado en otros ncleos, segn se indica en la figura II.6. Adems, en ella podemos comprobar que los tiempos de vida media varan para cada nclido, siendo el polonio-214 el que menos tiempo toma en su decaimiento, apenas una milsima de segundo.

TRANSFORMACIONES NUCLEARES INDUCIDAS

Figura II.7. Diagrama esquemtico de la primera reaccin nuclear inducida

En 1919, Rutherford detect y realiz con xito la primera reaccin nuclear artificial (producida por la intervencin del hombre). Al bombardear con partculas alfa una muestra de nitrgeno, encontr una partcula con las caractersticas del protn.

La reaccin nuclear de Rutherford es la siguiente:

Se insiste que, en una reaccin nuclear, la carga y el nmero de masa no se alteran:

14+ 4=+ 17+1

7+ 2= 8+ 1

Debido a la alta velocidad de la partcula alfa, su colisin con el nitrgeno provoca que ambos ncleos se fundan (fusin de ncleos), pero el ncleo formado es inestable y elimina un protn.

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A partir de este descubrimiento, se ha sometido a multitud de ncleos a "bombardeos" con diferentes partculas. Los resultados de esos experimentos siguen siendo de gran inters. Gracias a ellos han podido conseguirse asombrosos resultados, como:

El aprovechamiento de la energa nuclear y su utilizacin para nobles fines o para la fabricacin de misiles militares,

la obtencin de nuevos elementos qumicos, ms pesados que el uranio,

el hallazgo de nuevas partculas nucleares, que ha desembocado en el planteamiento de novedosas teoras acerca de la constitucin de la materia, y

la utilizacin de los cambios nucleares en aplicaciones no energticas, que han venido a apoyar el estudio del metabolismo humano y la eliminacin de padecimientos, la comprensin de la forma en que suceden las reacciones qumicas y nuevos mtodos para analizar qumicamente muestras con pequesimos contenidos de ciertos elementos.

En lo que resta de este captulo hacemos algunas consideraciones en torno de esas aplicaciones.

DESCUBRIMIENTO

DEL NEUTRN

Figura II.8. En 1935, Chadwick recibi el premio Nobel de fsica por su

descubrimiento del neutrn.

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Si en la reaccin de Rutherford se sustituye el tomo de nitrgeno por uno de berilio, como resultado no se detecta un protn, sino una partcula sin carga elctrica: el neutrn.

El descubrimiento del neutrn vino a aclarar la constitucin del ncleo atmico, compuesto esencialmente por protones y neutrones, como hemos visto.

Figura II.9. Generacin del neutrn

ELEMENTOS TRANSURNIDOS

Otro ejemplo importante de reacciones nucleares inducidas lo constituye el descubrimiento de elementos qumicos ms pesados que el uranio: los llamados elementos artificiales.

Hacia 1940 ya se haban desarrollado diversas tcnicas para acelerar partculas, llevndolas a velocidades de millones de metros por segundo. Estas partculas se hicieron chocar con ncleos pesados. Como resultado se obtuvieron nuevos ncleos, debido a la fusin de la partcula con el ncleo bombardeado. Por ejemplo, al acelerar ncleos de deuterio (hidrgeno con nmero de masa de dos unidades) y proyectarlos sobre uranio-238 se obtiene uranio-239, de acuerdo con la reaccin:

Como vemos, el deuterio se convierte en hidrgeno- 1, transfirindose un neutrn al ncleo del uranio.

El uranio-239 es inestable. Despus de media hora emite una partcula beta, con lo que su nmero atmico aumenta en una unidad. As, se convierte en un ncleo con 93 protones, que fue "bautizado" como neptunio, Np:

sta es la forma en que el hombre ha podido obtener elementos como el neptunio, no presentes en la Tierra. As, el conocimiento de

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la naturaleza le ha permitido a la humanidad obtener elementos no existentes en este mundo. Asombroso! Hasta hoy se han encontrado 17 elementos ms pesados que el uranio. El ms reciente de ellos, en septiembre de 1987, vino a llamarse unniloctio (Cuadro II.2); tiene 108 protones en su ncleo y su tiempo de vida media es de dos milisegundos.

Figura II.10. El bombardeo de nuetrones sobre uranio-238 tambin produce

neptunio

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FISIN NUCLEAR

CUADRO II.1. Sntesis de algunos transurnidos. Algunos ejemplos de reacciones empleadas para

obtener otros elementos transurnidos

Elemento Reaccin

Plutonio

decaimiento beta

Curio

bombardeo con

partculas alfa

Novelio

Bombardeo con ncleos de carbono-

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El descubrimiento del neutrn proporcion a los cientficos nucleares una valiossima partcula de bombardeo. Al no tener carga elctrica, un neutrn puede chocar contra un ncleo sin sentir ninguna repulsin durante el proceso. De esta forma, hasta los neutrones lentos pueden producir reacciones nucleares. El grupo de Enrico Fermi, en Roma, se dedic a bombardear con neutrones diversos elementos, con lo que produjo multitud de nuevos ncleos, la mayora de ellos inestables.

En 1938, una de estas pruebas de bombardeo con neutrones llev a Hahn y Strassman a encontrar un nuevo tipo de reaccin nuclear, en la que el ncleo atmico se parte en grandes pedazos, dando lugar a dos o ms ncleos ligeros.

Esta reaccin es la inversa de la fusin y se denomina fisin.

Fusin: dos ncleos ligeros se

funden en uno solo

Fusin: un ncleo pesado se

parte en dos ligeros

no confundir!

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Una reaccin de fisin del uranio-235 se presenta en la figura II.11.

La fisin libera enormes cantidades de energa. Un gramo de uranio-235 puede originar tanta como la que se obtendra al quemar 2 600 toneladas de carbn! El origen de esta energa ser aclarado posteriormente.

Cuadro II.2 Nomenclatura de transurnidos con Z mayor que 100

Actualmente existen tres grupos de investigadores en el mundo que se dedican a la sntesis de nuevos elementos:

El de Berkeley, en Estados Unidos, dirigido por Seaborg y Ghiorso.

El de Dubna, en la Unin Sovitica, encabezado por G. N. Flerov.

El de Darmstadt, en Alemania Occidental, dirigido por G. Munzenberg y P. Armbruster.

Los tres se disputan los descubrimientos de los elementos postlaurencio. Cada uno ha dado diversos nombres a los elementos 104, 105 y 106: joliotio, rutherfordio, kurchatovio, hannio y nielsbohrio.

Para evitar disputas la Unin Internacional de Qumica Pura y Aplicada emiti en 1979 una serie de propuestas para nombrar a los elementos con Z mayor que 100:

1. Los nombres de los elementos deben relacionarse con su nmero atmico.

2. Los smbolos consistirn en tres letras (para evitar duplicidad con aqullos de nmero atmico menor que 100).

3. Todos los nombres termirnarn con la letra "o", y se usarn las races numricas siguientes:

0 = nil 3 = tri 6 = hex

1 = un 4 = quad 7 = sept 9 = enn

2 = bi 5 = pent 8 = oct

debiendo colocarse juntas las races en el orden de los dgitos que forman el nmero atmico.

Como un ejemplo tenemos:

Nmero atmico Nombre Smbolo

104 unnilquadio Unq

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105 unnilpento Unp

106 unnilhexo Unh

107 unnilsepto Uns

108 unniloctio Uno

109 unnilenno Une

La idea de que la reaccin de fisin puede llevarse a cabo "en cadena" se reconoci desde 1938. En el proceso de fisin, adems de obtenerse ncleos ms ligeros, se generan como subproductos dos o tres neutrones. Estos pueden volverse a hacer colidir con ncleos de uranio-235, como se ejemplifica en la figura 11.12, para obtener una reaccin sin fin (mientras haya uranio con el cual los neutrones puedan chocar).

La reaccin en cadena de la fisin es la base de las aplicaciones energticas del ncleo atmico y, tambin, desgraciadamente, de las bombas atmicas lanzadas sobre Hiroshima y Nagasaki en 1945.

Otro nclido fusionable es el de plutonio, elemento con 94 protones que se obtiene a partir del uranio-238 presente en un reactor nuclear.

Figura II.11. Fisin. Cuando un neutrn es absorbido por el uranio -235, ste se parte en dos fragmentos y se eliminan dos o tres neutrones. Los ncleos ligeros se logran estabilizar mediante la emisin de radiacin gamma. Un tiempo despus (de segunods a aos), los ncleos ligeros se estabilizan mediante la emisin de partculas beta y ms radiacin gamma.

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EL REACTOR NUCLEAR

La reaccin en cadena puede controlarse y ser aprovechada. El dispositivo que permite mantener una reaccin sostenida, no explosiva, se conoce como reactor nuclear. El combustible nuclear puede ser el uranio (una vez incrementada su proporcin del istopo 235, que es fisionable, respecto a la del 238, que no lo es).

Para que la reaccin de fisin no salga de control, en el reactor se utilizan unas varillas que absorben muchos de los neutrones producidos y mantienen libre el nmero suficiente para que prosiga la reaccin de forma controlada. El calor producido se elimina por medio de un refrigerador, que puede ser agua o un metal fundido, que se usa para producir energa elctrica. Tal es el caso de la planta nuclear de Laguna Verde, en el estado de Veracruz: una instalacin nucleoelctrica.

En la actualidad, 14% de la energa elctrica del mundo proviene de reactores nucleares y se estimaba que este porcentaje aumentara a 40% para el ao 2020, con lo que se consumiran unas 260 000 toneladas de uranio anuales. Sin duda, los accidentes nucleares recientes reducirn estas expectativas.

Figura II.12. Reaccin nuclear en cadena. En breves segundos, un enorme nmero de tomos de uranio-235 se fisiona, producindose formidables cantidades de energa.

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FACTORES EN CONTRA DE LA ENERGA NUCLEAR

El tema del aprovechamiento de la energa nuclear es sumamente debatido. Por una parte, se sabe que la industria nuclear ha crecido y ha sido impulsada gracias a que uno de los subproductos que se obtiene en los reactores es el plutonio, material que resulta ser el ms conveniente para construir bombas de fisin. Una central nuclear de 1 000 megavatios produce alrededor de media tonelada de plutonio al ao, lo que es suficiente para fabricar 50 bombas mortferas.

Figura II.13. Reaccin nuclear en cadena. En cosa de segundos, una explosin atmica puede destruir una ciudad y contaminar con radiacin nuestro planeta. Los artefactos blicos existentes en la actualidad pueden destruir todo rastro de vida inteligente en le Tierra.

En cualquier pas interesado en la fabricacin de armas nucleares, la energa nuclear tiene una enorme ventaja poltica. La dificultad para construir una bomba reside en lo inaccesible de la materia prima y no en algn secreto de orden tcnico. El uranio que puede encontrarse en la naturaleza no es un buen combustible nuclear; tiene demasiado poco uranio-235. Para que sirva es necesario aumentar la concentracin de este istopo en una planta de "enriquecimiento", que es costossima. Estados Unidos tiene tres, la URSS dos, y Francia, Gran Bretaa y China poseen una.

As, aunque Mxico dispone de uranio natural, Laguna Verde no puede usarlo directamente. Ser necesario llevarlo a Estados Unidos

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para enriquecerlo y volverlo a traer, lo que obviamente elevar su costo.

El problema militar de la fabricacin de misiles se ha resuelto gracias al plutonio que se produce en las plantas nucleoelctricas. Se dice que el Pentgono lo compra a 10 mil dlares el kilogramo. De esta manera, las potencias militares se interesan en la proliferacin de los reactores nucleares, para sus poco ticos objetivos blicos.

Figura II.14. Linus Pauling obtuvo el premio Nobel de qumica en 1954 y despus, en 1962, de la paz, como resultado de sus gestiones para impedir la explosin de bombas atmicas en la atmsfera.

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Figura II.15. Reactor nuclear de potencia. El combustible (material fisionable) se encuentra en el corazn del reactor, rodeado por un moderador (agua, en la figura). Las barras de control se colocan entre los elementos de combustible. En el intercambiador de calor el agua se convierte en vapor, que se emplea para mover una turbina generadora de electricidad. El vapor vuelve a condensarse posteriormente.

Desde el punto de vista de la contaminacin, aunque durante la fisin no se emiten los gases txicos propios de la combustin, los elementos radiactivos que se producen son sumamente peligrosos. En especial, el kriptn-85 es un gas que puede desprenderse hacia la atmsfera. Otros residuos slidos, si no se almacenan con cuidado durante miles de aos pueden contaminar el suelo, penetrar en la cadena alimenticia y transmitirse hasta el hombre.

Un ejemplo reciente del mal uso de los desechos nucleares lo constituye la aparicin de varilla para construccin altamente radiactiva en el norte de la Repblica Mexicana.

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Figura II. 16. Otto Hahn, descubridor de la fisin.

Un punto ms que merece atencin es el de la seguridad del reactor nuclear. Los dos incidentes recientes, en Three Miles Island (Estados Unidos) y Chernobyl (Unin Sovitica), pero sobre todo este ltimo, demuestran que el centro del reactor se puede salir de control y fallar los mecanismos de proteccin. En Suecia, a 1 000 kilmetros de distancia de Chernobyl, la radiacin producto de la explosin dej llegar viento radiactivo de alto peligro. Se estima que el radio de muerte alrededor de la explosin fue de 28 kilmetros. Aunque se dice que no lleg a la centena el nmero de muertos en este accidente, se sabe que miles morirn de cncer en los prximos 50 aos.

Figura II.17. Construccin principal del reactor en Laguna Verde.

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Figura II.18. Contaminacin? Three Miles Island (foto area).

FUSIN NUCLEAR

A muy altas temperaturas, del orden de millones de grados, es factible provocar que los ncleos ligeros se unan para producir ncleos pesados. Como ya vimos en el captulo previo, las reacciones de fusin son precisamente la fuente de energa de las estrellas.

El hombre puede provocar estas mismas reacciones si se alcanzan las temperaturas termonucleares. Una forma de hacerlo es por medio de una explosin nuclear de fisin. La llamada bomba-H es una bomba de fisin-fusin, que es mucho ms destructiva. En primera instancia se produce una explosin por fisin, con la cual la temperatura se eleva lo bastante como para que empiece a ocurrir la fusin del hidrgeno, incluido tambin en la bomba. Su poder se mide en megatones, por su equivalente en millones de toneladas de TNT, un explosivo qumico.

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ENERGA DE AMARRE Y DEFECTO DE MASA

Figura II.19. Eclipse solar

Por qu tanta energa?

Ha llegado el momento de explicar el origen de la energa nuclear. Cmo es posible que la fusin de dos ncleos ligeros genere tal cantidad de energa como la que emite el Sol? Por qu se libera tambin tanta energa en un reactor de fisin o en una explosin atmica?

La respuesta a estas interrogantes fue dada por Einstein, muchos aos antes de la explosin de Hiroshima. Se trata de un fenmeno de transformacin de masa en energa: la teora de la relatividad en accin.

Resulta ser que al unirse protones y neutrones para formar un ncleo ligero se pierde una pequea cantidad de masa. Vale la pena ver un ejemplo.

Un ncleo de deuterio, con un protn y un neutrn, tiene una masa de 2.01345 (unidades de masa atmica, urna). Ello indica que una muestra de 2.01345 gramos de deuterio contiene 6.02 x 1023 ncleos.

Sin embargo, como la masa de un protn libre es de 1.00728 y la de un neutrn es de 1.00867, ambas partculas tendrn una masa total (cuando estn separadas) de 2.01595.

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Por qu cuando se juntan en el deuterio pesan slo 2.01345? La diferencia entre la masa de los nucleones separados y la masa de un ncleo se conoce como defecto de masa. En el caso del deuterio, este defecto de masa vale:

m= 2.01595 - 2.01345 = 0.0025 uma = 4.25 x 10-30 kg

Einstein demostr que estas "prdidas" aparentes de masa no ocurren por desaparicin inexplicable, sino que esa masa perdida se transforma en energa, de acuerdo con su frmula:

E= mc2

donde c es la velocidad de la luz en el vaco (3 x 10 8 m/s). De esta manera, la nfima cantidad de masa que desaparece al formarse un deutrio se transforma en una energa de:

(4.25 x 10-30 kg) (3 x 108 m/ s)2 = 3.7 x 10-13 julios

Esta cantidad de energa (menos de un billonsimo de julio) puede parecer ridcula, pero debe tenerse en cuenta que se refiere a la formacin de un sol ncleo de deuterio. As, cuando se formasen 2.01345 gramos de deuterio se liberara una energa 6.02 X 1023 veces mayor: 224 mil millones de julios!, cantidad suficiente para calentar y hacer hervir una alberca con casi 100 toneladas de agua.

Y eso que el deuterio tiene la menor energa de amarre!

De igual manera que al formarse un ncleo por fusin de nucleones se libera una gran cantidad de energa, es necesario proporcionar esa misma energa para romper la unin entre las partculas de un ncleo.

Figura II.20. Albert Einstein en su escritorio en la Oficina de Patentes de Berna,

1905.

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A la energa necesaria para romper un ncleo y convertirlo en sus nucleones aislados se le conoce como "energa de amarre". Mientras mayor es el nmero de nucleones, mayor es la energa de amarre nuclear. Cuando la energa de amarre se calcula para todos los ncleos, se obtiene la curva que se muestra en la figura II.21. En las ordenadas se presenta la energa de amarre dividida por el nmero de nucleones. La curva presenta un mximo para ncleos con 56 partculas, como el del hierro-56 y un pico para el helio-4. Estos son los ncleos ms estables, pues cada uno de sus nucleones ha experimentado el mayor defecto de masa y, por lo tanto, estn ms fuertemente "amarrados" al ncleo.

Figura II.21. Energa de amarre para cada nuclen, en funcin del nmero de

nucleones.

Salvo el pico en el helio, la curva es creciente hasta el hierro y decreciente despus. Ello explica por qu el Fe es el ltimo elemento que se logra obtener por nucleosntesis en las estrellas y, por lo tanto, por qu las estrellas son continuas fuentes de energa, pues van fabricando ncleos cada vez ms estables. Por otra parte, el hecho de que los ncleos ms all del hierro sean menos estables que ste, explica la liberacin de energa durante la fisin: el pesado y poco estable ncleo del uranio se va convirtiendo al fisionarse en ncleos ms ligeros, con una mayor energa de amarre por nuclen. De esta manera, los protones y neutrones del uranio se convierten en nucleones de otros ncleos, perdiendo cada uno de ellos una cierta cantidad de masa, que se transforma en energa.

APLICACIONES NO ENERGTICAS DE LA ENERGA NUCLEAR

A continuacin exploraremos otras aplicaciones del ncleo atmico.

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La Tierra se form... hace cunto tiempo?

Determinacin de la antigedad de los minerales y materiales arqueolgicos. Uno de los clculos ms fascinantes que han podido hacerse es el de la edad de la Tierra. Conociendo la proporcin actual de plomo y uranio en el planeta puede estimarse que la Tierra se form hace aproximadamente 4.5 miles de millones de aos.

De forma similar, el hombre puede datar cualquier registro arqueolgico y as reconstruir su pasado y el de la vida en la Tierra. En particular, se usa el istopo carbono-14 para determinar la antigedad de residuos orgnicos. Aunque la vida media del carbono-14 es de slo 5 730 aos, se est produciendo constantemente en la alta atmsfera debido a la llegada de rayos csmicos a la Tierra. De este modo, un hueso enterrado hace algunos miles de aos contuvo inicialmente una proporcin de este istopo, la que ha venido disminuyendo. El clculo de su contenido actual permite determinar su edad (Cuadro II.3).

CUADRO II.3 Algunos de los istopos isados en datado

Tiempo de

vida Intervalo til Aplicaciones

de

Istopo media ( aos ) (aos) datado

Carbono-14

5 730 500 a 50 000 Carbn, materia orgnica

Hidrgeno-3 12.3 1 a 100 Vinos aejados

( o tritio )

Potasio-40 1.3 x 109 10 000 a miles

de Rocas, corteza

terrestre

millones de

aos

Renio-187 4.3 10 40 millones a

la edad Meteoritos

del Universo

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Estudio de las reacciones qumicas. La radiactividad puede medirse con diversos instrumentos. As, si en una muestra de molculas se sustituye un tomo estable por un istopo radiactivo, puede "segursele la pista" mediante la deteccin de radiactividad. Por ejemplo, si dejamos que una planta reciba CO2 con carbono radiactivo (carbono-14), se puede estudiar el curso de la reaccin de fotosntesis, investigando adnde fue este nclido, que se "delata" por su radiactividad.

sta ha sido una herramienta invaluable para estudiar el curso de las reacciones qumicas. Ha permitido al hombre disear sus propias rutas de sntesis para fabricar los productos artificiales que hoy usamos. Tambin en biologa permiti conocer la funcin de un cierto elemento, material, fluido u rgano.

Trazadores. El adicionar pequesimas cantidades de un elemento radiactivo a una muestra permite que se lo rastree. Este mtodo se emplea en la industria para medir velocidades de flujo, detectar fugas en tuberas y verificar procesos de mezclado.

Anlisis por activacin. Muchos de los elementos qumicos son nocivos para el hombre. Su presencia, aun en cantidades nfimas, puede ser letal cuando estn disueltos en el agua, una vez que se acumulan en el organismo. La tcnica de anlisis por activacin neutrnica permite medir partes por billn de estos peligrosos elementos en las aguas de los ros, y as determinar la industria o proceso que desencaden la contaminacin.

Medidores de nivel, densidad, desgaste y espesores. En la industria moderna se han incorporado medidores automatizados para medir el nivel dentro de los tanques cerrados, el espesor (por ejemplo, en la fabricacin de papel) y el desgaste de los equipos que emplean reacciones nucleares como principio de funcionamiento.

En la industria papelera, un dispositivo nuclear contrloa el

grosor del papel

Aplicaciones teraputicas de los radioistopos. Cuando est presente en un tejido u rgano determinado en cierta cantidad, el material radiactivo es capaz de destruir las clulas existentes y de evitar la formacin de tejido nuevo. Este recurso se emplea desde hace varios aos para la destruccin de tumores cancerosos, con la llamada "bomba de cobalto-60", el uso de oro-198 (cncer de prstata) y del fsforo-32 para la leucemia. En el cuadro 11.4 se enumeran otras aplicaciones mdicas.

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CUADRO II.4 Aplicaciones mdicas de algunos radiositopos

Istopo Utilizacin en medicina

Arsnico-74 Localizacin de tumores

cerebrales

Cromo-51 Determinacin del volmen total

de la sangre

Cobalto-58 Determinacin de vitamina B12

Radio-226 Terapia y tratamiento del cncer

Fsforo-32 Deteccin del cncer en la piel

Hierro-59 Velocidad de formacin de

glbulos rojos

Iodo-131 Diagnstico de mal

funcionamiento tiroideo

Sodio-24 Deteccin de obstrucciones

circulatorias

DESARROLLO Y PERSPECTIVAS DE LA ENERGA NUCLEAR

EN MXICO. ALGUIEN LAS SABE?

Este tema reclama una profunda reflexin, no slo en lo que concierne a ventajas e inconvenientes, sino a posibilidades y proyecciones del futuro nuclear de Mxico. As las cosas, vale la pena iniciarlo con un poco de historia.

Las ciencias de la radiactividad se inician en Mxico hace casi 30 aos, cuando un grupo de cientficos hizo patente la urgencia de iniciar actividades relacionadas con los radioistopos.

Con el propsito de desarrollar las ciencias nucleares y de reunir a los cientficos mexicanos en esa rea, en 1964 se construye el Centro Nuclear, en las cercanas del pueblo de Salazar, en el Estado de Mxico, donde se encuentra la sede del Instituto Nacional de Investigaciones Nucleares (ININ). En ste se preparan istopos radiactivos artificiales de ciertos elementos y se les enva a diferentes instituciones (hospitales, universidades, industrias), segn el uso que se les d y bajo el control de la Comisin Nacional de Salvaguardias.

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Figura II.23. Reactor nuclear del ININ.

Tres aos ms tarde, en 1967, se crea en la UNAM el Centro de Estudios Nucleares y se aprueba el primer plan de estudios relacionado con este campo: la maestra en ciencias nucleares, con sede en la Facultad de Qumica. Muy poco tiempo despus, el IPN inicia tambin una maestra en ingeniera nuclear.

Hasta 1989, en Mxico se haban graduado 29 maestros

en ciencias nucleares

No obstante, el desarrollo real de esta rea en el pas ha sido escaso. Tal vez los motivos hayan tenido diversos orgenes (polticos el sindicato de este sector se enfrent en diversas ocasiones al Estado y ste no impuls decididamente esta rea, econmicos las reservas de petrleo garantizaban energa ms barata y sociales recientemente acrecentados y encabezados por grupos ecologistas).

Figura II.24. Maqueta de un reactor nuclear.

En la dcada de los setenta se decide la construccin de un reactor de potencia en la localidad de Laguna Verde, estado de Veracruz. La

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culminacin de la obra ha ocurrido ya y el costo inicial previsto se ha encarecido notablemente. Resulta as casi imposible cumplir la meta fijada para el ao 2000, en el que se prevea contar con 20 000 megavatios electronucleares instalados.

Los riesgos que depara el manejo de los reactores nucleares y sus desechos, la reduccin notable de su fabricacin en el mundo occidental y la conexin que su operacin tiene con la carrera armamentista, indican que las aplicaciones energticas del ncleo atmico tienen un futuro incierto. Esto es vlido en Mxico y en el mundo, a pesar de que existen pases, como Francia, que no han detenido el paso en este rengln. Por lo pronto, se ha dado en el pas un amplio debate acerca del arranque de la planta de Laguna Verde.

Pero desde luego, de alguna parte habremos de obtener la energa que hoy nos surte el petrleo. Si no se considera conveniente la va nuclear, habr que iniciar muy pronto un programa muy dinmico que nos permita satisfacer la demanda energtica para el siglo XXI, cuando ya no exista petrleo o su escasez haga que se eleve a precios prohibitivos.

EPLOGO

El hombre siempre ha vivido con radiaciones y seguir viviendo con ellas. Los radioistopos estaban presentes en la Tierra desde su formacin. Todo lo que ha provenido de ella, incluyendo nuestros propios cuerpos, es naturalmente radiactivo. Cada segundo, ms de 7 000 tomos en el cuerpo de un adulto promedio sufren decaimiento radiactivo. En el mismo tiempo, aproximadamente 300 rayos csmicos han pasado a travs de su cuerpo, produciendo alguna alteracin en algn ncleo o en alguna clula.

En el agua que bebemos existe, de forma natural, radiacin proveniente de uranio y radio. La leche contiene potasio, y es ms radiactiva que el agua. Esto no significa que debamos evitar tomar leche, pues esta actividad radiactiva siempre ser parte de la leche sana.

En todos nuestros hogares hay radiactividad, producida por el gas radn, que penetra del suelo o con el polvo.

El problema es que en aos recientes se ha creado un nmero de fuentes artificiales de radiacin, desde las bombas atmicas hasta ciertas cartulas de reloj que pueden verse en la oscuridad.

El hombre puede recibir cierta cantidad de radiacin sin ser esencialmente afectado. Lo malo es que se rebase el lmite permitido, a lo cual contribuye el mismo hombre al manejar indiscriminadamente peligrosos residuos nucleares, al hacer pruebas

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atmicas en la atmsfera y el subsuelo, y al cometer errores en el diseo y manejo de los reactores nucleares.

No cabe duda de que seguiremos necesitando energa. sta es una caracterstica de la vida moderna. Muy pronto las reservas de petrleo se acabarn y habr que estar preparados con otras fuentes energticas. La energa nuclear es una opcin, a pesar de que conlleva complejidad, peligro e implicaciones militares y ecolgicas. Ser preciso tener en cuenta que los recursos de uranio tambin se agotarn y podran ser ms limitados que los petroleros: la actual produccin mundial de uranio es similar a la alcanzada en 1960.

Sin embargo, es cierto que otras posibilidades energticas no nucleares tambin afectan la ecologa (por ejemplo, la construccin de una planta hidroelctrica implica la inundacin de una enorme extensin de terreno), y las decisiones al respecto estn asimismo influidas por parmetros econmicos y polticos, ms que por el inters social.

Tal vez la humanidad, en su proceso de evolucin, an no ha alcanzado la madurez racional suficiente como para aprovechar adecuadamente sus conocimientos acerca de la naturaleza. Quiz nunca la alcanzar si se obstina en dedicar enormes cantidades de recursos a las reas blicas nucleares, y tan exiguos a la batalla contra el hambre y las condiciones subhumanas de vida.

Nada habr que hacer si algn da una superpotencia decide oprimir el botn. Este ser un hecho irreversible, en el cual la ambicin de poder triunfar sobre la moral y sobre la supervivencia del gnero humano.

El ncleo atmico ha sabido aprovecharse para erradicar males y enriquecer la calidad de la vida, pero tambin se le ha utilizado como amenaza y como arma para lograr la rendicin. Decidir el uso que habr de hacerse del conocimiento adquirido queda en manos de las nuevas generaciones. Esperamos que sea para bien de la humanidad.

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S E G U N D A P A R T E

III. LA LITOSFERA. METALES Y METALURGIA IV. LA HIDROSFERA. DESALINIZACIN DEL AGUA DEL MAR V. LA ATMSFERA. LA CONTAMINACIN DEL AIRE

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I I I . L A L I T O S F E R A . M E T A L E S Y

M E T A L U R G I A

INTRODUCCIN

LA HISTORIA de los metales y su conocimiento por el hombre es la historia misma del desarrollo de la humanidad. En el primer captulo hemos visto que el elemento ms abundante en la Tierra es el hierro, un metal. Desgraciadamente, en la corteza terrestre la abundancia de hierro no es tan grande, aunque s considerable: asciende a un 4.7%. Sin embargo, como la mayora de los metales, el hierro no existe de forma nativa en la superficie de la Tierra (salvo como constituyente de meteoritos).

Para lograr obtenerlos en forma elemental, los compuestos que constituyen los metales requieren ser tratados qumicamente. El procesamiento a gran escala de los minerales metlicos para obtener los metales libres recibe el nombre de metalurgia. Amable lector, mire a su alrededor y seguramente encontrar metales. Tal vez en su pluma o lpiz, en la mesa o silla en que trabaja, en las ventanas, en un automvil, en un poste, en las varillas del edificio que habita, en su reloj, sus pantalones o sus bolsillos. Todos ellos han sido elaborados por el hombre gracias a la qumica metalrgica.

LA LITOSFERA

La litosfera conforma la parte slida de la corteza terrestre. Como hemos visto, los elementos que en ella predominan son oxgeno (O), azufre (S), aluminio (Al), hierro (Fe), calcio (Ca), sodio (Na), potasio (k) y magnesio (Mg), de ah que los compuestos ms comunes estn formados en primer lugar por oxgeno, como los xidos. Adems de este elemento, otros contienen silicio, formando silicatos, y otros ms incorporan tambin aluminio en los alumino-silicatos.

Una de las clasificaciones ms tiles de los elementos los agrupa en tres grandes sistemas.

1. Elementos siderfilos. Se encuentran en forma metlica como el oro (Au), el platino (Pt) y la plata (Ag).

2. Elementos calcfilos. Se encuentran en forma de sulfuros, como el hierro (Fe), el cobre (Cu), el plomo (Pb) y el mercurio (Hg).

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3. Elementos litfilos. Se encuentran formando silicatos, como el aluminio (Al), el calcio (Ca) y el magnesio (Mg).

Esta clasificacin indica la forma ms comn en la que se encuentran los elementos en la

Tierra

El estudio de los compuestos qumicos en la litosfera correspondera principalmente al rea de los silicatos, ya que ellos representan 95% de todos los minerales en esta capa (rocas, arenas, arcillas, etc.). Sin embargo, preferimos abordar el estudio de los metales, porque han sido ms importantes para el desarrollo de la humanidad.

UN POCO DE HISTORIA

Son pocos los metales que no forman parte de un compuesto y existen en forma de "pepitas", como el oro y la plata, metales nativos, siderfilos.

Aun as, estos metales libres son muy raros; baste decir que la propia palabra "metal" se deriva de un vocablo griego que significa "buscar, procurar".

Desde luego, los metales nativos fueron los primeros que el hombre encontr.

Se cree que el oro empez a trabajarse hacia el ao 4500 a. C. Fue y es altamente estimado a causa de su belleza y rareza. Constituye la recompensa universal en todos los pases, las culturas y las pocas. Amarillo, brillante, maleable, inalterable, ha sido para muchos el smbolo de la perfeccin. Los egipcios decan que "el oro posea los extremos poderes del Sol encerrados en su cuerpo".

Paradjicamente, si algn alquimista hubiera encontrado la "piedra filosofal"5, que pudiera convertir otros metales en oro, ste hubiera perdido todo su valor, sera como chatarra.

Para que los metales se popularizaran fue necesario idear un mtodo para obtenerlos a partir de los minerales que los contienen, y no depender del hallazgo de pepitas aqu y all. Este paso en la metalurgia debi ocurrir alrededor del ao 4000 a. C., en el Medio Oriente. Entonces pudo obtenerse el cobre a partir de su mena.

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Mena= mineral metlico

Hacia 3000 a C., se descubrieron algunos minerales con cobre y arsnico (As), que al transformarse en metales generaban una aleacin ms dura y resistente que el cobre solo. Este fue el primer metal que se utiliz para algo ms que adorno, con l se fabricaron herramientas que suplieron a las de piedra.

Aleacin= disolucin de dos metales

El trabajo con arsnico es sumamente peligroso, de manera que result muy afortunado descubrir que mezclando minerales de cobre y estao (Sn) poda obtenerse otra aleacin (el bronce) tan eficaz como el Cu-As, pero ms segura.

Bronce= Cu-Sn

Alrededor de 200 a. C., el bronce se emple sobre todo para la fabricacin de herramientas, armas y armaduras. Un ejrcito sin armas de este metal se encontraba indefenso ante sus posibles atacantes, de ah que los forjadores de aquella poca gozaran de un enorme prestigio.

Sin embargo, los minerales de estao son menos abundantes que los de cobre, y las minas conocidas pronto quedaron exhaustas: la humanidad se enfrent por primera vez al agotamiento de un recurso natural.

Mientras tanto, para 1300 a. C., en Asia Menor se haba desarrollado un procedimiento para extraer hierro de sus minerales. Para llevarlo a cabo se requera una alta temperatura, as que no todas las culturas disfrutaron de este avance por carecer de la tcnica necesaria. Sin embargo, el hierro que se obtena era muy quebradizo y no fue sino hasta 900 a. C., cuando, al mezclar carbn de lea con el mineral, se obtuvo el hierro endurecido, o acero.

Durante el siglo pasado se descubrieron nuevos procedimientos para la fabricacin de acero. Se emplearon algunos metales desconocidos para los antiguos, como cobalto (Co), nquel (Ni), vanadio (V), niobio (Nb), wolframio (W), los cuales proporcionan al acero ms resistencia y otras propiedades sorprendentes. Asimismo, se desarrollaron procedimientos para obtener aluminio, magnesio, titanio (Ti) y muchos otros metales, como los de las tierras raras. (vase el Cuadro III.3)

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Figura III.1. Crisol primitivo para la reduccin del mineral de hierro

En Mxico, las culturas prehispnicas emplearon el oro, la plata y el cobre nativos, e inclusive conocieron el mercurio, el estao y el plomo.

El oro fue trabajado principalmente por los toltecas, mixtecos, zapotecas y mexicas. Tambin se han descubierto piezas de oro en el centro ceremonial de Chichn Itz, as como en las tumbas tarascas de Tzin-Tzuntzn.

El hierro que los aztecas, mayas e incas del Per utilizaban para sus cuchillos, se obtena de meteoritos que caan del cielo, de ah que le asignaran un valor superior al oro.

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Figura III.2. Diagrama cronolgico del descubrimiento de los elementos (Tomado de Cruz, Chamizo y Garritz, Estructura atmica, Addison Wesley, Wilmimgton, 1986).

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LOS RECURSOS NATURALES SE AGOTAN

Nuestro mundo es hoy inconcebible sin metales. No obstante, muchos de ellos tienden a agotarse (Cuadro III.1). Peligran el platino, la plata, el oro, el estao, el mercurio, el zinc (Zn), el plomo, el cobre y el wolframio. Y no es que estos tomos metlicos estn "esfumndose". Simplemente, al haber sido extrados de las minas donde existan en altas concentraciones, se han desparramado por toda la Tierra o se encuentran en lugares donde su extraccin no es rentable, al menos por el momento. Es decir, los tomos metlicos continan presentes, pero esparcidos y combinados con otros materiales en las enormes pilas de desechos de la humanidad, de donde no son fcilmente recuperables.

CUADRO III.1 Aos en los que se agotarn las reservas

conocidas de metales si se continan explotando al mismo

ritmo que ahora.

Smbolo Ao

Ag 1990

Al 2145

Au 2550

Crt 2125

Co 2010

Cu 1990

Fe 2400

Hg 1985

Mn 2150

Mo 2070

Ni 2110

Pb 1990

Pt 1995

Sn 1995

W 2015

Zn 1990

El hombre debe estar atento a todas estas llamadas de atencin de la naturaleza respecto al agotamiento de los recursos terrestres. Es

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necesario refinar los metales inservibles para que vuelvan a ser utilizables.

PROPIEDADES GENERALES DE LOS METALES

CUADRO III.2 Generalidades sobre los metales

Aunque cada metal tiene caractersticas propias, hay un conjunto de propiedades que los definen, como se muestra en el cuadro III.2.

La mayora de los metales son slidos, con relativamente alta densidad y altas temperaturas de fusin y ebullicin. Sin embargo, la variedad de estas propiedades es enorme. Sabemos, por ejemplo, que el mercurio y el galio son lquidos (en condiciones ambientales).

De los slidos, dos metales tienen la menor y mayor densidad: el litio y el osmio, respectivamente.

Por qu los cables conductores de corriente elctrica se hacen

de cobre?

Los mejores metales conductores de electricidad son los de la familia 11: plata, cobre y oro, en ese orden, seguidos por el aluminio y el magnesio. En general, la conduccin del calor es mayor en los metales que conducen mejor la corriente elctrica.

En las figuras III.3 y III.4 se grafican la densidad y los puntos de fusin de algunos metales; en estas propiedades se observa un comportamiento peridico. Los metales menos densos resultan tambin, en general, los que se funden a menor temperatura.

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densidad= masa / volumen

Figura III.3. Densidades de los metales de los periodos cuarto, quinto y sexto.

Figura III.4. Puntos de fusin de los metales de los periodos cuarto, quinto y sexto.

Como hemos visto, es raro encontrar metales libres en la corteza terrestre. Ms bien se encuentran en forma de xidos, sulfuros, cloruros, fosfatos, carbonatos, etctera.

Es tarea de la qumica obtener los metales a partir de los minerales en los que se encuentran; esta labor, as como la de preparar los metales para su uso, se conoce como metalurgia.

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METALURGIA

Durante la Colonia, la metalurgia en la Nueva Espaa fue importante. Bartolom de Medina desarroll en 1555, en Padierna, el proceso de recuperacin de la plata por amalgamacin con mercurio, lo que ha sido llamado por Bargall como "el mejor legado de Hispanoamrica a la metalurgia universal". En Mxico, y tambin en esta disciplina, Manuel Andrs del Ro descubre en 1801 el eritronio, un nuevo elemento metlico, que fue redescubierto en 1830 por Stefenson y bautizado como vanadio.

CUADRO III.3. Ubicacin de los metales en la tabla peridica, incluyendo las tierras raras (de lantano, La, a yterbio,Yb) y los actnidos naturales ( de actinio, Ac,

uranio, U)

En sus minerales, los metales se encuentran oxidados. Este trmino no se refiere exclusivamente a la presencia de oxgeno en las menas, aqu se emplea en su acepcin ms general. Nos referimos a que los tomos metlicos han perdido electrones al combinarse con otros tomos. As, por ejemplo, en el xi