Abundância dos elementos químicos

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A abundância dos elementos químicos é uma medida da ocorrência dos elementos químicos em relação a todos os outros elementos em um determinado ambiente. A abundância é medida de três maneiras: pela fração de massa (o mesmo que fração de peso); pela fração molar (fração de átomos por contagem numérica, ou às vezes fração de moléculas em gases); ou pela fração de volume . A fração de volume é uma medida de abundância comum em gases misturados, como atmosferas planetárias, e é semelhante em valor à fração molar molecular para misturas de gases em densidades e pressões relativamente baixas e gás idealmisturas. A maioria dos valores de abundância neste artigo são dados como frações de massa.

Por exemplo, a abundância de oxigênio na água pura pode ser medida de duas maneiras: a fração de massa é de cerca de 89%, porque essa é a fração da massa de água que é oxigênio. No entanto, a fração molar é de cerca de 33% porque apenas 1 átomo de 3 na água, H 2 O, é oxigênio. Como outro exemplo, olhando para a abundância de fração de massa de hidrogênio e hélio no Universo como um todo e nas atmosferas de planetas gigantes gasosos como Júpiter , é 74% para hidrogênio e 23-25% para hélio ; enquanto o(atômica) fração molar para o hidrogênio é de 92%, e para o hélio é de 8%, nestes ambientes. Mudar o ambiente dado para a atmosfera externa de Júpiter , onde o hidrogênio é diatômico enquanto o hélio não é, altera a fração molar molecular (fração de moléculas totais de gás), bem como a fração da atmosfera em volume, de hidrogênio para cerca de 86%, e de hélio para 13%. [Nota 1]

A abundância de elementos químicos no universo é dominada pelas grandes quantidades de hidrogênio e hélio que foram produzidas no Big Bang . Os elementos restantes, constituindo apenas cerca de 2% do universo, foram em grande parte produzidos por supernovas e certas estrelas gigantes vermelhas . O lítio , o berílio e o boro , apesar de seu baixo número atômico, são raros porque, embora sejam produzidos por fusão nuclear, são destruídos por outras reações nas estrelas. [1] [2] Os elementos do carbono ao ferro são relativamente mais abundantes no universo devido à facilidade de fazê-los na nucleossíntese da supernova. Elementos de número atômico mais alto que o ferro (elemento 26) tornam-se progressivamente mais raros no universo, pois absorvem cada vez mais energia estelar em sua produção. Além disso, elementos com números atômicos pares são geralmente mais comuns do que seus vizinhos na tabela periódica , devido à energética favorável de formação.

A abundância de elementos no Sol e nos planetas exteriores é semelhante à do universo. Devido ao aquecimento solar, os elementos da Terra e os planetas rochosos internos do Sistema Solar sofreram um esgotamento adicional de hidrogênio volátil, hélio, neônio, nitrogênio e carbono (que volatiliza como metano). A crosta, o manto e o núcleo da Terra mostram evidências de segregação química mais algum sequestro por densidade. Silicatos mais leves de alumínio são encontrados na crosta, com mais silicato de magnésio no manto, enquanto ferro metálico e níquel compõem o núcleo. A abundância de elementos em ambientes especializados, como atmosferas, oceanos ou o corpo humano, são principalmente um produto de interações químicas com o meio em que residem.

Universo

Dez elementos mais comuns na Via Láctea estimados espectroscopicamente [3]
Z Elemento Fração de massa
(ppm)
1 Hidrogênio 739.000
2 Hélio 240.000
8 Oxigênio 10.400
6 Carbono 4.600
10 Néon 1.340
26 Ferro 1.090
7 Azoto 960
14 Silício 650
12 Magnésio 580
16 Enxofre 440
Total 999.060

Os elementos – isto é, matéria ordinária ( bariônica ) feita de prótons , nêutrons e elétrons , são apenas uma pequena parte do conteúdo do Universo . Observações cosmológicas sugerem que apenas 4,6% da energia do universo (incluindo a massa contribuída pela energia, E  = mc 2m  = E  /  c 2 ) compreende a matéria bariônica visível que constitui estrelas , planetas e seres vivos . O resto é pensado para ser composto deenergia escura (68%) e matéria escura (27%). [4] Estas são formas de matéria e energia que se acredita existirem com base na teoria científica e raciocínio indutivo baseado em observações, mas elas não foram observadas diretamente e sua natureza não é bem compreendida.

A maioria da matéria padrão (bariônica) é encontrada em gás intergaláctico, estrelas e nuvens interestelares , na forma de átomos ou íons ( plasma ), embora possa ser encontrada em formas degeneradas em ambientes astrofísicos extremos, como as altas densidades dentro de anãs brancas e estrelas de nêutrons .

O hidrogênio é o elemento mais abundante do Universo; hélio é o segundo. No entanto, depois disso, o posto de abundância não continua a corresponder ao número atômico ; o oxigênio tem grau de abundância 3, mas número atômico 8. Todos os outros são substancialmente menos comuns.

A abundância dos elementos mais leves é bem prevista pelo modelo cosmológico padrão , uma vez que eles foram produzidos em sua maioria logo (ou seja, dentro de algumas centenas de segundos) após o Big Bang , em um processo conhecido como nucleossíntese do Big Bang . Elementos mais pesados ​​foram produzidos principalmente muito mais tarde, dentro das estrelas .

Estima-se que o hidrogênio e o hélio representem aproximadamente 74% e 24% de toda a matéria bariônica no universo, respectivamente. Apesar de compreender apenas uma fração muito pequena do universo, os restantes "elementos pesados" podem influenciar bastante os fenômenos astronômicos. Apenas cerca de 2% (em massa) do disco da Via Láctea é composto por elementos pesados.

Esses outros elementos são gerados por processos estelares. [5] [6] [7] Em astronomia , um "metal" é qualquer elemento que não seja hidrogênio ou hélio. Essa distinção é significativa porque o hidrogênio e o hélio são os únicos elementos que foram produzidos em quantidades significativas no Big Bang. Assim, a metalicidade de uma galáxia ou outro objeto é uma indicação de atividade estelar após o Big Bang.

Em geral, elementos até o ferro são feitos em grandes estrelas em processo de se tornarem supernovas . O ferro-56 é particularmente comum, pois é o nuclídeo mais estável (pois possui a maior energia de ligação nuclear por nucleon) e pode ser facilmente feito de partículas alfa (sendo um produto do decaimento do níquel-56 radioativo , em última análise, feito de 14 núcleos de hélio). Elementos mais pesados ​​que o ferro são produzidos em processos de absorção de energia em grandes estrelas, e sua abundância no universo (e na Terra) geralmente diminui com o aumento do número atômico.

Tabela periódica mostrando a origem cosmológica de cada elemento

Sistema solar

Nuclídeos mais abundantes
no Sistema Solar [8]
Nuclídeo UMA Fração de massa em partes por milhão Fração de átomos em partes por milhão
Hidrogênio-1 1 705.700 909.964
Hélio-4 4 275.200 88.714
Oxigênio-16 16 9.592 477
Carbono-12 12 3.032 326
Nitrogênio-14 14 1.105 102
Neon-20 20 1.548 100
Espaçador.gif
Outros nuclídeos: 3.616 172
Silício-28 28 653 30
Magnésio-24 24 513 28
Ferro-56 56 1.169 27
Enxofre-32 32 396 16
Hélio-3 3 35 15
Hidrogênio-2 2 23 15
Neon-22 22 208 12
Magnésio-26 26 79 4
Carbono-13 13 37 4
Magnésio-25 25 69 4
Alumínio-27 27 58 3
Argônio-36 36 77 3
Cálcio-40 40 60 2
Sódio-23 23 33 2
Ferro-54 54 72 2
Silício-29 29 34 2
Níquel-58 58 49 1
Silício-30 30 23 1
Ferro-57 57 28 1

O gráfico a seguir (observe a escala logarítmica) mostra a abundância de elementos no Sistema Solar . A tabela mostra os doze elementos mais comuns em nossa galáxia (estimados espectroscopicamente), medidos em partes por milhão, por massa. [3] Galáxias próximas que evoluíram ao longo de linhas semelhantes têm um enriquecimento correspondente de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio. As galáxias mais distantes estão sendo vistas como apareceram no passado, então suas abundâncias de elementos parecem mais próximas da mistura primordial. Uma vez que as leis e processos físicos são uniformes em todo o universo, no entanto, espera-se que essas galáxias também tenham desenvolvido abundâncias semelhantes de elementos.

A abundância de elementos está de acordo com sua origem no Big Bang e nucleossíntese em várias estrelas supernovas progenitoras . Hidrogênio e hélio muito abundantes são produtos do Big Bang, enquanto os próximos três elementos são raros, pois tiveram pouco tempo para se formar no Big Bang e não são feitos em estrelas (eles são, no entanto, produzidos em pequenas quantidades pela quebra de partículas mais pesadas). elementos na poeira interestelar, como resultado do impacto de raios cósmicos ).

Começando com o carbono, os elementos foram produzidos em estrelas pelo acúmulo de partículas alfa (núcleos de hélio), resultando em uma abundância alternadamente maior de elementos com números atômicos uniformes (estes também são mais estáveis). O efeito dos elementos químicos ímpares sendo geralmente mais raros no universo foi empiricamente observado em 1914, e é conhecido como a regra Oddo-Harkins .

Abundâncias estimadas dos elementos químicos no Sistema Solar (escala logarítmica)

Relação com a energia de ligação nuclear

Correlações frouxas foram observadas entre as abundâncias elementares estimadas no universo e a curva de energia de ligação nuclear . Grosso modo, a relativa estabilidade de vários nuclídeos atômicos exerceu uma forte influência na abundância relativa de elementos formados no Big Bang e durante o desenvolvimento do universo a partir de então. [9] Veja o artigo sobre nucleossíntese para uma explicação de como certos processos de fusão nuclear em estrelas (como queima de carbono , etc.) criam os elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio.

Outra peculiaridade observada é a alternância irregular entre abundância relativa e escassez de números atômicos adjacentes na curva de abundância elementar, e um padrão semelhante de níveis de energia na curva de energia de ligação nuclear. Essa alternância é causada pela maior energia de ligação relativa (correspondente à estabilidade relativa) de números atômicos pares em comparação com números atômicos ímpares e é explicada pelo Princípio de Exclusão de Pauli . [10] A fórmula de massa semi-empírica (SEMF), também chamada de fórmula de Weizsäcker ou fórmula de massa de Bethe-Weizsäcker , dá uma explicação teórica da forma geral da curva de energia de ligação nuclear. [11]

Terra

A Terra se formou a partir da mesma nuvem de matéria que formou o Sol, mas os planetas adquiriram composições diferentes durante a formação e evolução do sistema solar . Por sua vez, a história natural da Terra fez com que partes deste planeta tivessem diferentes concentrações dos elementos.

A massa da Terra é aproximadamente 5,98 × 1024kg  . A granel, em massa, é composto principalmente por ferro (32,1%), oxigênio (30,1%), silício (15,1%), magnésio (13,9%), enxofre (2,9%), níquel (1,8%), cálcio (1,5 %) e alumínio (1,4%); com os restantes 1,2% consistindo em vestígios de outros elementos. [12]

A composição em massa da Terra por massa elementar é aproximadamente semelhante à composição bruta do sistema solar, com as principais diferenças sendo que a Terra está faltando uma grande quantidade dos elementos voláteis hidrogênio, hélio, neônio e nitrogênio, bem como carbono que foi perdido como hidrocarbonetos voláteis. A composição elementar restante é aproximadamente típica dos planetas internos "rochosos", que se formaram na zona térmica onde o calor solar levou compostos voláteis para o espaço. A Terra retém o oxigênio como o segundo maior componente de sua massa (e maior fração atômica), principalmente por este elemento ser retido em minerais de silicato que têm um ponto de fusão muito alto e baixa pressão de vapor.

Crosta

Abundância (fração atômica) dos elementos químicos na crosta continental superior da Terra em função do número atômico. Os elementos mais raros na crosta (mostrados em amarelo) são raros devido a uma combinação de fatores: todos, exceto um, são os elementos siderófilos mais densos (amantes de ferro) na classificação de Goldschmidt , o que significa que eles tendem a se misturar bem com ferro metálico, esgotando-os ao serem realocados mais profundamente no núcleo da Terra. Sua abundância em meteoróides é maior. Além disso, o telúrio foi esgotado por triagem pré-acrecional na nebulosa através da formação de telureto de hidrogênio volátil . [14]

A abundância em massa dos nove elementos mais abundantes na crosta terrestre é aproximadamente: oxigênio 46%, silício 28%, alumínio 8,3%, ferro 5,6%, cálcio 4,2%, sódio 2,5%, magnésio 2,4%, potássio 2,0% e titânio 0,61%. Outros elementos ocorrem em menos de 0,15%. Para uma lista completa, veja abundância de elementos na crosta terrestre .

O gráfico à direita ilustra a relativa abundância atômica dos elementos químicos na crosta continental superior da Terra – a parte que é relativamente acessível para medições e estimativas.

Muitos dos elementos mostrados no gráfico são classificados em categorias (parcialmente sobrepostas):

  1. elementos formadores de rocha (elementos principais em campo verde e elementos menores em campo verde claro);
  2. elementos de terras raras (lantanídeos (La–Lu), Sc e Y; marcados em azul);
  3. principais metais industriais (produção global >~3×10 7 kg/ano; rotulado em vermelho);
  4. metais preciosos (marcados em roxo);
  5. os nove "metais" mais raros – os seis elementos do grupo da platina mais Au , Re e Te (um metalóide) – no campo amarelo. Estes são raros na crosta por serem solúveis em ferro e, portanto, concentrados no núcleo da Terra. O telúrio é o elemento mais esgotado na Terra de silicato em relação à abundância cósmica, porque além de estar concentrado como calcogenídeos densos no núcleo, foi severamente esgotado pela classificação pré-acrecional na nebulosa como telureto de hidrogênio volátil . [14]

Observe que existem duas quebras onde estariam os elementos instáveis ​​(radioativos) tecnécio (número atômico 43) e promécio (número atômico 61). Esses elementos são cercados por elementos estáveis, mas seus isótopos mais estáveis ​​têm meias-vidas relativamente curtas (~4 milhões de anos e ~18 anos, respectivamente). Estes são, portanto, extremamente raros, uma vez que quaisquer frações iniciais primordiais destes em materiais pré-Sistema Solar já decaíram há muito tempo. Esses dois elementos agora só são produzidos naturalmente através da fissão espontânea de elementos radioativos muito pesados ​​(por exemplo, urânio , tório ou vestígios de plutônioque existem nos minérios de urânio), ou pela interação de alguns outros elementos com os raios cósmicos . Tanto o tecnécio quanto o promécio foram identificados espectroscopicamente nas atmosferas das estrelas, onde são produzidos por processos nucleossintéticos em andamento.

Há também quebras no gráfico de abundância onde estariam os seis gases nobres , uma vez que não estão quimicamente ligados na crosta terrestre, e só são gerados na crosta por cadeias de decaimento de elementos radioativos, sendo, portanto, extremamente raros ali.

Os oito elementos naturais muito raros e altamente radioativos ( polônio , astato , frâncio , rádio , actínio , protactínio , neptúnio e plutônio ) não estão incluídos, pois qualquer um desses elementos que estavam presentes na formação da Terra decaiu eras atrás, e sua quantidade hoje é insignificante e só é produzida a partir do decaimento radioativo do urânio e do tório.

O oxigênio e o silício são notavelmente os elementos mais comuns na crosta. Na Terra e em planetas rochosos em geral, silício e oxigênio são muito mais comuns do que sua abundância cósmica. A razão é que eles se combinam para formar minerais de silicato . [14] Outros elementos cosmicamente comuns, como hidrogênio , carbono e nitrogênio , formam compostos voláteis, como amônia e metano , que facilmente evaporam no espaço a partir do calor da formação planetária e/ou da luz do Sol.

Elementos de terras raras

Elementos de terra "raros" é um equívoco histórico. A persistência do termo reflete o desconhecimento em vez da verdadeira raridade. Os elementos de terras raras mais abundantes estão igualmente concentrados na crosta em comparação com metais industriais comuns, como cromo, níquel, cobre, zinco, molibdênio, estanho, tungstênio ou chumbo. Os dois elementos de terras raras menos abundantes ( túlio e lutécio ) são quase 200 vezes mais comuns que o ouro. No entanto, em contraste com a base comum e metais preciosos, os elementos de terras raras têm muito pouca tendência a se concentrar em depósitos de minério exploráveis. Consequentemente, a maior parte do suprimento mundial de elementos de terras raras vem de apenas um punhado de fontes. Além disso, os metais de terras raras são todos bastante semelhantes quimicamente entre si e, portanto, são bastante difíceis de separar em quantidades dos elementos puros.

As diferenças nas abundâncias de elementos individuais de terras raras na crosta continental superior da Terra representam a superposição de dois efeitos, um nuclear e outro geoquímico. Primeiro, os elementos de terras raras com números atômicos pares ( 58 Ce, 60 Nd, ...) têm maiores abundâncias cósmicas e terrestres do que os elementos de terras raras adjacentes com números atômicos ímpares ( 57 La, 59 Pr, ...). Em segundo lugar, os elementos de terras raras mais leves são mais incompatíveis (porque possuem raios iônicos maiores) e, portanto, mais fortemente concentrados na crosta continental do que os elementos de terras raras mais pesados. Na maioria dos depósitos de minério de terras raras, os quatro primeiros elementos de terras raras – lantânio , cério ,praseodímio e neodímio – constituem 80% a 99% da quantidade total de terras raras que podem ser encontradas no minério.

Manto

A abundância em massa dos oito elementos mais abundantes no manto da Terra (ver artigo principal acima) é aproximadamente: oxigênio 45%, magnésio 23%, silício 22%, ferro 5,8%, cálcio 2,3%, alumínio 2,2%, sódio 0,3% , potássio 0,3%. [ citação necessária ]

Núcleo

Devido à segregação de massa , acredita-se que o núcleo da Terra seja composto principalmente de ferro (88,8%), com quantidades menores de níquel (5,8%), enxofre (4,5%) e menos de 1% de oligoelementos. [12]

Oceano

Os elementos mais abundantes no oceano em proporção de massa em porcentagem são oxigênio (85,84%), hidrogênio (10,82%), cloro (1,94%), sódio (1,08%), magnésio (0,13%), enxofre (0,09%), cálcio (0,04%), potássio (0,04%), bromo (0,007%), carbono (0,003%) e boro (0,0004%).

Atmosfera

A ordem dos elementos por fração de volume (que é aproximadamente fração molar molecular) na atmosfera é nitrogênio (78,1%), oxigênio (20,9%), [15] argônio (0,96%), seguido por (em ordem incerta) carbono e hidrogênio porque o vapor de água e o dióxido de carbono, que representam a maioria desses dois elementos no ar, são componentes variáveis. Enxofre, fósforo e todos os outros elementos estão presentes em proporções significativamente menores.

De acordo com o gráfico da curva de abundância (acima à direita), o argônio, um componente significativo, se não o principal, da atmosfera, não aparece na crosta. Isso ocorre porque a atmosfera tem uma massa muito menor do que a crosta, então o argônio que permanece na crosta contribui pouco para a fração de massa lá, enquanto ao mesmo tempo o acúmulo de argônio na atmosfera se tornou grande o suficiente para ser significativo.

Solos urbanos

Para uma lista completa da abundância de elementos em solos urbanos, consulte Abundâncias dos elementos (página de dados)#Solos urbanos .

Corpo humano

Em massa, as células humanas consistem de 65 a 90% de água (H 2 O), e uma porção significativa do restante é composta de moléculas orgânicas contendo carbono. O oxigênio, portanto, contribui com a maior parte da massa do corpo humano, seguido pelo carbono. Quase 99% da massa do corpo humano é composta de seis elementos: hidrogênio (H), carbono (C), nitrogênio (N), oxigênio (O), cálcio (Ca) e fósforo (P). Os próximos 0,75% são compostos pelos próximos cinco elementos: potássio (K), enxofre (S), cloro (Cl), sódio (Na) e magnésio(Mg). Apenas 17 elementos são conhecidos com certeza como necessários para a vida humana, com um elemento adicional (flúor) pensado para ser útil para a força do esmalte dos dentes. Mais alguns oligoelementos podem desempenhar algum papel na saúde dos mamíferos. O boro e o silício são notavelmente necessários para as plantas, mas têm papéis incertos nos animais. Os elementos alumínio e silício, embora muito comuns na crosta terrestre, são visivelmente raros no corpo humano. [16]

Abaixo está uma tabela periódica destacando os elementos nutricionais. [17]

Elementos nutricionais na tabela periódica [18]
H   Ele
Li Estar   B C N O F Não
N / D Mg   Al Si P S Cl Ar
K Ca   Sc Ti V Cr Mn Fe Companhia Ni Cu Zn Ga Ge Como Se Br Kr
Rb Sr   S Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag CD Dentro Sn Sb Te eu Xe
C BA * Lu Hf Ta C OS Ir PT Au Hg Tl Pb Bi Po No Rn
Fr ** Lr Rf Db Sg Bh Hs Monte Ds Rg Cn Nh Fl Mc Nível Ts Og
 
  * Ce Pr Nd PM Sm Eu D'us Tb Dy Ho É Tm Yb
  ** Ac º Pai você Np Pu Sou Cm Bk Cf Es Fm Md Não
Lenda:
  Elementos de quantidade
 Elementos  essenciais
  Considerado oligoelemento essencial pelos EUA, não pela União Europeia
  Função sugerida de efeitos de privação ou manipulação metabólica ativa, mas nenhuma função bioquímica claramente identificada em humanos
  Evidência circunstancial limitada para benefícios de rastreamento ou ação biológica em mamíferos
  Nenhuma evidência de ação biológica em mamíferos, mas essencial em alguns organismos inferiores.
(No caso do lantânio, a definição de um nutriente essencial como indispensável e insubstituível não é completamente aplicável devido à extrema semelhança dos lantanídeos . Sabe-se que os lantanídeos iniciais estáveis ​​até Sm estimulam o crescimento de vários organismos que usam lantanídeos .) [19]

Veja também

Referências

Notas de rodapé

  1. ^ Vangioni-Flam, Elisabeth; Cassé, Michel (2012). Spite, Monique (ed.). Galaxy Evolution: Conectando o universo distante com o registro fóssil local . Springer Science & Business Media . págs. 77-86. ISBN 978-9401142137.
  2. ^ Trimble, Virgínia (1996). "A Origem e Evolução dos Elementos Químicos". Em Malkan, Matthew A.; Zuckerman, Ben (eds.). A origem e evolução do universo . Sudbury, Mass.: Jones and Bartlett Publishers . pág. 101. ISBN 0-7637-0030-4.
  3. ^ a b Croswell, Ken (fevereiro de 1996). Alquimia dos Céus . Âncora. ISBN 0-385-47214-5. Arquivado a partir do original em 2011-05-13.
  4. ^ O que é energia escura? Arquivado em 15/01/2016 no Wayback Machine , Space.com, 1º de maio de 2013.
  5. ^ Suess, Hans; Urey, Harold (1956). "Abundâncias dos Elementos". Comentários de Física Moderna . 28 (1): 53. Bibcode : 1956RvMP...28...53S . doi : 10.1103/RevModPhys.28.53 .
  6. ^ Cameron, AGW (1973). "Abundâncias dos elementos no sistema solar". Comentários de Ciências Espaciais . 15 (1): 121. Bibcode : 1973SSRv...15..121C . doi : 10.1007/BF00172440 . S2CID 120201972 . 
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  10. ^ Bell, Jerry A.; GenChem Editorial/Equipe de Redação (2005). "Capítulo 3: Origem dos Átomos". Química: um projeto da American Chemical Society . Nova York [ua]: Freeman. pág. 192. ISBN 978-0-7167-3126-9. A maior abundância de elementos com números atômicos pares [título da subseção]
  11. ^ Bailey, David. "Fórmula de Massa Nuclear Semi-empírica" ​​. PHY357: Cordas e Energia de Ligação . Universidade de Toronto . Arquivado a partir do original em 24/07/2011 . Recuperado em 31-03-2011 .
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  14. ^ a b c Anderson, Don L.; 'Composição Química do Manto' em Teoria da Terra , pp. 147-175 ISBN 0865421234 
  15. ^ Zimmer, Carl (3 de outubro de 2013). "Oxigênio da Terra: um mistério fácil de tomar para concedido" . O New York Times . Arquivado a partir do original em 3 de outubro de 2013 . Recuperado em 3 de outubro de 2013 .
  16. ^ Dados da tabela de Chang, Raymond (2007). Química (Nona ed.). McGraw-Hill . pág. 52. ISBN 978-0-07-110595-8.
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  18. ^ Minerais ultratraços. Autores: Nielsen, Forrest H. USDA, ARS Fonte: Nutrição moderna na saúde e na doença / editores, Maurice E. Shils ... et al. Baltimore: Williams & Wilkins, c1999., p. 283-303. Data de emissão: 1999 URI: [1]
  19. Daumann, Lena J. (25 de abril de 2019). "Essencial e onipresente: O surgimento da metalobioquímica de lantanídeos" . Edição Internacional de Angewandte Chemie . doi : 10.1002/anie.201904090 . Recuperado em 15 de junho de 2019 .

Notas

  1. Abaixo da atmosfera externa de Júpiter, as frações de volume são significativamente diferentes das frações molares devido a altas temperaturas (ionização e desproporção) e alta densidade onde a Lei do Gás Ideal é inaplicável.

Anotações

Links externos