Química orgánica, 6ta Edición - Francis A. Carey

Introducción 7
¿De dónde vino el carbono?
De acuerdo con la teoría de la “gran explosión” (big
bang), el Universo comenzó a expandirse hace unos
12 mil millones de años, cuando era una bola increíblemente
densa (10 96 g·cm 3 ) e increíblemente caliente
(10 32 K) que contenía toda la materia, y explotó. Hasta pasados
unos 100 s después de la gran explosión no existían partículas
de mayor masa que los protones o los neutrones. Para ese entonces,
la temperatura ya había bajado hasta unos 10 9 K, suficientemente
baja como para que los protones y los neutrones se
combinaran y formaran núcleos de helio.
medida que la estrella se contrae, la temperatura del núcleo,
rico en helio, aumenta y los núcleos de helio se funden formando
carbono.
3
+
n
+
n
6 +
6 n
2 n + 2 +
+ +
n n
Tres núcleos de helio
Núcleo de 12 C
Dos neutrones
Dos protones
Núcleo de helio
Las condiciones favorables para la formación de núcleos de
helio sólo duraron unas pocas horas, y el Universo continuó
expandiéndose sin que “hubiera mucha química” durante
aproximadamente un millón de años.
Al expandirse el Universo, se enfrió, y los protones con
carga positiva, y los núcleos de helio, se combinaron para formar
átomos de hidrógeno y de helio. Juntos, hidrógeno y helio,
forman el 99% de la masa del Universo, y el 99.9% de sus átomos.
El hidrógeno es el elemento más abundante; 88.6% de los
átomos del Universo son de hidrógeno, y 11.3% son de helio.
Algunas regiones del espacio tienen mayores concentraciones
de materia que otras, suficientemente grandes como para
que se inviertan localmente la expansión y el enfriamiento que
siguieron a la gran explosión. La atracción gravitacional hace
que las “nubes de materia” se contraigan y que aumente su
temperatura. Después de la gran explosión, la fusión de
hidrógeno para formar helio se efectuó cuando la temperatura
bajó hasta 10 9 K. La misma fusión nuclear se inicia cuando la
atracción gravitacional calienta las nubes de materia hasta
10 7 K, y la bola de gas se convierte en una estrella. La estrella
se expande, llegando a un estado más o menos constante en el
que se consume el hidrógeno y se desprende calor. El tamaño de
la estrella permanece más o menos constante, pero su núcleo se
enriquece en helio. Para cuando 10% del hidrógeno se consume,
la cantidad de calor que se produce es insuficiente para
mantener el tamaño de la estrella y comienza a contraerse. A
La fusión de un núcleo de 12 C con uno de helio forma 18 O.
Al final también el helio se agota y la atracción gravitacional
hace que el núcleo se contraiga y aumente su temperatura hasta
un punto en que diversas reacciones de fusión forman núcleos
todavía más pesados.
A veces, una estrella explota, como supernova, dispersando
sus restos en el espacio interestelar. Estos restos contienen los
elementos formados durante la vida de la estrella, y van a formar
nuevas estrellas, cuando una nube de materia se contrae.
Se cree que nuestro propio sol es una estrella “de segunda generación”,
que se formó no sólo con hidrógeno y helio, sino que
contiene los elementos formados también en estrellas anteriores.
Según una teoría, la Tierra y los demás planetas se formaron
hace casi 5 mil millones de años, a partir del gas (la
nebulosa solar) que dejó atrás el sol, al girar. Al estar alejada del
núcleo del sol, la materia de la nebulosa acumulaba los elementos
más pesados y se transformó en la serie de planetas que
hoy rodea al sol.
El oxígeno es el elemento más abundante en la Tierra. La
corteza terrestre es rica en rocas de carbonatos y silicatos; los
océanos son casi totalmente agua, y el oxígeno forma casi la
quinta parte del aire que respiramos. El carbono sólo ocupa el
décimo cuarto lugar entre los elementos, respecto a su abundancia
en la naturaleza, pero sólo está después del hidrógeno y
el oxígeno en el cuerpo humano. Son las propiedades químicas
del carbono las que lo hacen adecuado en forma única como
materia prima de los bloques estructurales de la vida. Vamos a
conocer más acerca de esas propiedades químicas.
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