Isótopos del hierro

Nuclidos con número atómico 26 pero con diferentes números másicos

El hierro natural ( ₂₆ Fe) consta de cuatro isótopos estables : 5,845 % de ⁵⁴ Fe (posiblemente radiactivo con una vida media de más de4,4 × 10 ²⁰ años), ^[4] 91,754% de ⁵⁶ Fe, 2,119% de ⁵⁷ Fe y 0,286% de ⁵⁸ Fe. Hay 24 isótopos radiactivos conocidos, los más estables de los cuales son ⁶⁰ Fe (vida media de 2,6 millones de años) y ⁵⁵ Fe (vida media de 2,7 años).

Gran parte de los trabajos anteriores sobre la medición de la composición isotópica del hierro se han centrado en determinar las variaciones del ⁶⁰ Fe debidas a los procesos que acompañan a la nucleosíntesis (es decir, estudios de meteoritos ) y la formación de minerales. Sin embargo, en la última década, los avances en la tecnología de espectrometría de masas han permitido la detección y cuantificación de variaciones diminutas que ocurren naturalmente en las proporciones de los isótopos estables del hierro. Gran parte de este trabajo ha sido impulsado por las comunidades científicas de la Tierra y los planetas , aunque están empezando a surgir aplicaciones a los sistemas biológicos e industriales. ^[5]

Lista de isótopos

1. ^m Fe – Isómero nuclear excitado .
2. ( ) – La incertidumbre (1 σ ) se da en forma concisa entre paréntesis después de los últimos dígitos correspondientes.
3. # – Masa atómica marcada con #: valor e incertidumbre derivados no de datos puramente experimentales, sino al menos en parte de tendencias de la Superficie de Masa (TMS).
4. # – Los valores marcados con # no se derivan puramente de datos experimentales, sino al menos en parte de las tendencias de los nucleidos vecinos (TNN).
5. Modos de descomposición:
6. Símbolo en negrita como hija: el producto hija es estable.
7. ( ) valor de giro: indica giro con argumentos de asignación débiles.
8. Se cree que se desintegra por β ⁺ β ⁺ a ⁵⁴ Cr con una vida media de más de 4,4×10 ²⁰ a ^[4]
9. La masa más baja por nucleón de todos los nucleidos; producto final de la nucleosíntesis estelar

• Las masas atómicas de los nucleidos estables ( ⁵⁴ Fe, ⁵⁶ Fe, ⁵⁷ Fe y ⁵⁸ Fe) se dan mediante la evaluación de masa atómica AME2012. Los errores de una desviación estándar se dan entre paréntesis después de los últimos dígitos correspondientes. ^[6]

Hierro-54

^{El 54} Fe es observablemente estable, pero teóricamente puede desintegrarse en ⁵⁴ Cr, con una vida media de más de4,4 × 10 ²⁰ años mediante doble captura de electrones ( εε ). ^[4]

Hierro-56

^{El 56} Fe es el isótopo más abundante del hierro. También es el isótopo con la masa más baja por nucleón, 930,412 MeV/c ² , aunque no el isótopo con la energía de enlace nuclear más alta por nucleón, que es el níquel-62 . ^[7] Sin embargo, debido a los detalles de cómo funciona la nucleosíntesis, ^{el 56} Fe es un punto final más común de las cadenas de fusión dentro de las supernovas , donde se produce principalmente como ⁵⁶ Ni. Por lo tanto, ^{el 56} Ni es más común en el universo, en relación con otros metales , incluidos ^{el 62} Ni, ^{el 58} Fe y ^{el 60} Ni, todos los cuales tienen una energía de enlace muy alta.

La alta energía de enlace nuclear del ⁵⁶ Fe representa el punto en el que las reacciones nucleares posteriores se vuelven energéticamente desfavorables. Debido a esto, se encuentra entre los elementos más pesados ​​que se forman en las reacciones de nucleosíntesis estelar en estrellas masivas. Estas reacciones fusionan elementos más ligeros como magnesio, silicio y azufre para formar elementos más pesados. Entre los elementos más pesados ​​formados se encuentra ^{el 56} Ni , que posteriormente se desintegra en ⁵⁶ Co y luego ^{en 56} Fe.

Hierro-57

^{El 57} Fe se utiliza ampliamente en la espectroscopia Mössbauer y la espectroscopia vibracional de resonancia nuclear relacionada debido a la baja variación natural en la energía de la transición nuclear de 14,4 keV. ^[8] La transición se utilizó para hacer la primera medición definitiva del corrimiento al rojo gravitacional , en el experimento Pound-Rebka de 1960. ^[9]

Hierro-58

El hierro-58 se puede utilizar para combatir la anemia y la baja absorción de hierro, para rastrear metabólicamente los genes humanos que controlan el hierro y para rastrear elementos en la naturaleza. ^{[10] [11]} El hierro-58 también es un reactivo auxiliar en la síntesis de elementos superpesados. ^[11]

Hierro-60

El hierro-60 es un isótopo de hierro con una vida media de 2,6 millones de años, ^{[12] [13]} pero hasta 2009 se pensaba que tenía una vida media de 1,5 millones de años. Sufre de desintegración beta a cobalto-60 , que luego se desintegra con una vida media de unos 5 años a níquel-60 estable. Se han encontrado rastros de hierro-60 en muestras lunares.

En las fases de los meteoritos Semarkona y Chervony Kut se pudo encontrar una correlación entre la concentración de ⁶⁰ Ni , el isótopo nieto del ^{60 Fe, y la abundancia de los isótopos estables de hierro, lo que es evidencia de la existencia de 60} Fe en el momento de la formación del Sistema Solar. Posiblemente la energía liberada por la desintegración de ⁶⁰ Fe contribuyó, junto con la energía liberada por la desintegración del radionúclido ²⁶ Al , a la refundición y diferenciación de los asteroides después de su formación hace 4.600 millones de años. La abundancia de ⁶⁰ Ni presente en material extraterrestre también puede proporcionar una mayor comprensión del origen del Sistema Solar y su historia temprana.

El hierro-60 encontrado en bacterias fosilizadas en sedimentos del fondo marino sugiere que hubo una supernova en las cercanías del Sistema Solar hace aproximadamente 2 millones de años. ^{[14] [15]} El hierro-60 también se encuentra en sedimentos de hace 8 millones de años. ^[16] En 2019, los investigadores encontraron ⁶⁰ Fe interestelar en la Antártida , que relacionan con la Nube Interestelar Local . ^[17]

La distancia a la supernova de origen se puede estimar relacionando la cantidad de hierro-60 interceptada cuando la Tierra pasa a través de los desechos de supernova en expansión. Suponiendo que el material expulsado en una supernova se expande uniformemente desde su origen como una esfera con un área de superficie de 4πr ² . La fracción del material interceptado por la Tierra depende de su área de sección transversal (πR ² _tierra ) a medida que pasa a través de los escombros en expansión. Donde Me _ej es la masa del material expulsado. Suponiendo que el material interceptado se distribuye uniformemente a través de la superficie de la Tierra (4πR ² _tierra ), la densidad superficial de masa (Σ _ej ) de los desechos de supernova en la Tierra es: La cantidad de átomos de ⁶⁰ Fe por unidad de área que se encuentran en la Tierra se puede estimar si se conoce la cantidad típica de ⁶⁰ Fe expulsados ​​de una supernova. Esto se puede hacer dividiendo la densidad de masa superficial (Σ _ej ) por la masa atómica de ⁶⁰ Fe. La ecuación para N ₆₀ se puede reorganizar para encontrar la distancia a la supernova. A continuación se ofrece un ejemplo de cálculo de la distancia al punto de origen de la supernova. Este cálculo utiliza valores especulativos para la densidad de superficie de átomos ^{de 60} Fe terrestres (N ₆₀ ≈ 4 × 10 ¹¹ átomos ² /m) y una estimación aproximada de la masa de ⁶⁰ Fe expulsada en una explosión de supernova (10 ^-5 M _☉ ). Se han publicado análisis más sofisticados que tienen en cuenta el flujo y la deposición de ⁶⁰ Fe, así como las posibles fuentes de fondo que interfieren. ^[18] $${\displaystyle M_{\text{Fraction intercepted }}={\frac {\pi R_{\text{Earth }}^{2}}{4\pi r^{2}}}M_{ej}}$$ $${\displaystyle \Sigma _{ej}={\frac {M_{\text{Fraction intercepted }}}{A_{\text{surface,Earth }}}}={\frac {M_{ej}}{16\pi r^{2}}}}$$ $${\displaystyle N_{60}=\left({\frac {M_{ej,60}/m_{60}}{16\pi r^{2}}}\right)}$$ $${\displaystyle r={\sqrt {\frac {M_{ej,60}}{16\pi m_{60}N_{60}}}}}$$ $${\displaystyle r={\sqrt {\frac {10^{-5}M_{\odot }}{16\pi \left(60m_{p}\right)N_{60}}}}}$$ $${\displaystyle r=3\times 10^{18}m=100pc}$$

El cobalto-60, producto de la desintegración del hierro-60, emite 1,173 MeV y 1,333 MeV durante su desintegración. Estas líneas de rayos gamma han sido durante mucho tiempo objetivos importantes para la astronomía de rayos gamma y han sido detectadas por el observatorio de rayos gamma INTEGRAL . La señal traza el plano galáctico , mostrando que la síntesis ^{de 60} Fe está en curso en nuestra galaxia y sondeando la producción de elementos en estrellas masivas. ^{[19] [20]}

Referencias

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3. Prohaska, Thomas; Irrgeher, Johanna; Benefield, Jacqueline; Böhlke, John K.; Chesson, Lesley A.; Coplen, Tyler B.; Ding, Tiping; Dunn, Philip JH; Gröning, Manfred; Holden, Norman E.; Meijer, Harro AJ (4 de mayo de 2022). "Pesos atómicos estándar de los elementos 2021 (Informe técnico de la IUPAC)". Química pura y aplicada . doi :10.1515/pac-2019-0603. ISSN  1365-3075.
4. Bikit, I.; Krmar, M.; Slivka, J.; Vesković, M.; Čonkić, Lj.; Aničin, I. (1998). "Nuevos resultados sobre la doble desintegración β del hierro". Physical Review C . 58 (4): 2566–2567. Código Bibliográfico :1998PhRvC..58.2566B. doi :10.1103/PhysRevC.58.2566.
5. N. Dauphas; O. Rouxel (2006). "Espectrometría de masas y variaciones naturales de los isótopos de hierro". Mass Spectrometry Reviews . 25 (4): 515–550. Bibcode :2006MSRv...25..515D. doi :10.1002/mas.20078. PMID  16463281.
6. Wang, M.; Audi, G.; Wapstra, AH; Kondev, FG; MacCormick, M.; Xu, X.; Pfeiffer, B. (2012). "La evaluación de la masa atómica Ame2012". Chinese Physics C . 36 (12): 1603–2014. Bibcode :2012ChPhC..36....3M. doi :10.1088/1674-1137/36/12/003. hdl :11858/00-001M-0000-0010-23E8-5. S2CID  250839471.
7. Fewell, MP (1995). "El nucleido atómico con la energía de enlace media más alta". American Journal of Physics . 63 (7): 653. Bibcode :1995AmJPh..63..653F. doi :10.1119/1.17828.
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19. Harris, MJ; Knödlseder, J.; Jean, P.; Cisana, E.; Diehl, R.; Lichti, GG; Roques, J. -P.; Schanne, S.; Weidenspointner, G. (1 de abril de 2005). "Detección de líneas de rayos gamma del 60Fe interestelar mediante el espectrómetro de alta resolución SPI". Astronomía y astrofísica . 433 (3): L49–L52. arXiv : astro-ph/0502219 . Código Bibliográfico :2005A&A...433L..49H. doi :10.1051/0004-6361:200500093. ISSN  0004-6361.
20. Wang, W.; Siegert, T.; Dai, ZG; Diehl, R.; Greiner, J.; Heger, A.; Krause, M.; Lang, M.; Pleintinger, MMM; Zhang, XL (1 de febrero de 2020). "Emisión de rayos gamma de la radiactividad de 60Fe y 26Al en nuestra galaxia". The Astrophysical Journal . 889 (2): 169. arXiv : 1912.07874 . Código Bibliográfico :2020ApJ...889..169W. doi : 10.3847/1538-4357/ab6336 . ISSN  0004-637X.

Masas de isótopos de:

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Composiciones isotópicas y masas atómicas estándar de:

• de Laeter, John Robert ; Böhlke, John Karl; De Bièvre, Paul; Hidaka, Hiroshi; Peiser, H. Steffen; Rosman, Kevin JR; Taylor, Philip DP (2003). "Pesos atómicos de los elementos. Revisión 2000 (Informe técnico de la IUPAC)". Química pura y aplicada . 75 (6): 683–800. doi : 10.1351/pac200375060683 .
• Wieser, Michael E. (2006). "Pesos atómicos de los elementos 2005 (Informe técnico de la IUPAC)". Química pura y aplicada . 78 (11): 2051–2066. doi : 10.1351/pac200678112051 .
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Datos de vida media, espín e isómeros seleccionados de:

• Audi, Georges; Bersillon, Olivier; Blachot, Jean; Wapstra, Aaldert Hendrik (2003), "La evaluación de NUBASE de las propiedades nucleares y de desintegración", Nuclear Physics A , 729 : 3–128, Bibcode :2003NuPhA.729....3A, doi :10.1016/j.nuclphysa.2003.11.001
• Centro Nacional de Datos Nucleares . Base de datos NuDat 2.x. Laboratorio Nacional de Brookhaven .
• Holden, Norman E. (2004). "11. Tabla de isótopos". En Lide, David R. (ed.). Manual de química y física del CRC (85.ª ed.). Boca Raton, Florida : CRC Press . ISBN 978-0-8493-0485-9.

Lectura adicional

• JM Nielsen (1960). La radioquímica del hierro (PDF) . Academia Nacional de Ciencias / Consejo Nacional de Investigación .