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Unbibio

El unbibio , también conocido como elemento 122 o eka-torio , es un elemento químico hipotético ; tiene el símbolo de marcador de posición Ubb y número atómico 122. Unbibio y Ubb son el nombre y símbolo sistemáticos IUPAC temporales respectivamente, que se utilizan hasta que se descubre el elemento, se confirma y se decide un nombre permanente. En la tabla periódica de los elementos, se espera que siga al unbiunio como el segundo elemento de los superactínidos y el cuarto elemento del octavo período . De manera similar al unbiunio, se espera que caiga dentro del rango de la isla de estabilidad , lo que potencialmente confiere estabilidad adicional a algunos isótopos, especialmente 306 Ubb, que se espera que tenga un número mágico de neutrones (184).

A pesar de varios intentos, el unbibio aún no ha sido sintetizado, ni se ha encontrado la existencia de isótopos naturales. Actualmente no hay planes para intentar sintetizarlo. En 2008, se afirmó que se había descubierto en muestras naturales de torio, [2] pero esa afirmación ha sido desmentida ahora por recientes repeticiones del experimento utilizando técnicas más precisas.

Químicamente, se espera que el unbibio muestre cierta similitud con el cerio y el torio . Sin embargo, los efectos relativistas pueden hacer que algunas de sus propiedades difieran; por ejemplo, se espera que tenga una configuración electrónica en estado fundamental de [ Og ] 7d 1 8s 2 8p 1 o [Og] 8s 2 8p 2 , a pesar de su posición prevista en la serie de superactínidos del bloque g. [3]

Introducción

Síntesis de núcleos superpesados

Una representación gráfica de una reacción de fusión nuclear.
Representación gráfica de una reacción de fusión nuclear . Dos núcleos se fusionan en uno y emiten un neutrón . Las reacciones que crearon nuevos elementos hasta ese momento eran similares, con la única posible diferencia de que a veces se liberaban varios neutrones singulares o ninguno.

Un núcleo atómico superpesado [a] se crea en una reacción nuclear que combina otros dos núcleos de tamaño desigual [b] en uno; aproximadamente, cuanto más desiguales sean los dos núcleos en términos de masa , mayor será la posibilidad de que los dos reaccionen. [9] El material hecho de los núcleos más pesados ​​se convierte en un objetivo, que luego es bombardeado por el haz de núcleos más ligeros. Dos núcleos solo pueden fusionarse en uno si se aproximan lo suficiente; normalmente, los núcleos (todos cargados positivamente) se repelen entre sí debido a la repulsión electrostática . La interacción fuerte puede superar esta repulsión, pero solo a una distancia muy corta de un núcleo; los núcleos del haz se aceleran así en gran medida para que dicha repulsión sea insignificante en comparación con la velocidad del núcleo del haz. [10] La energía aplicada a los núcleos del haz para acelerarlos puede hacer que alcancen velocidades tan altas como una décima parte de la velocidad de la luz . Sin embargo, si se aplica demasiada energía, el núcleo del haz puede desmoronarse. [10]

El hecho de acercarse lo suficiente no es suficiente para que dos núcleos se fusionen: cuando dos núcleos se aproximan, suelen permanecer juntos durante unos 10 −20  segundos y luego se separan (no necesariamente en la misma composición que antes de la reacción) en lugar de formar un solo núcleo. [10] [11] Esto sucede porque durante el intento de formación de un solo núcleo, la repulsión electrostática desgarra el núcleo que se está formando. [10] Cada par de un objetivo y un haz se caracteriza por su sección transversal : la probabilidad de que se produzca la fusión si dos núcleos se aproximan entre sí expresada en términos del área transversal que la partícula incidente debe golpear para que se produzca la fusión. [c] Esta fusión puede ocurrir como resultado del efecto cuántico en el que los núcleos pueden hacer un túnel a través de la repulsión electrostática. Si los dos núcleos pueden permanecer cerca después de esa fase, las interacciones nucleares múltiples dan como resultado una redistribución de energía y un equilibrio energético. [10]

La fusión resultante es un estado excitado [14] —denominado núcleo compuesto— y, por lo tanto, es muy inestable. [10] Para alcanzar un estado más estable, la fusión temporal puede fisionarse sin la formación de un núcleo más estable. [15] Alternativamente, el núcleo compuesto puede expulsar algunos neutrones , que se llevarían la energía de excitación; si esta última no es suficiente para una expulsión de neutrones, la fusión produciría un rayo gamma . Esto sucede en unos 10 −16  segundos después de la colisión nuclear inicial y da como resultado la creación de un núcleo más estable. [15] La definición del Grupo de Trabajo Conjunto (JWP) IUPAC/IUPAP establece que un elemento químico solo puede reconocerse como descubierto si un núcleo del mismo no se ha desintegrado en 10 −14 segundos. Este valor se eligió como una estimación de cuánto tiempo tarda un núcleo en adquirir electrones y, por lo tanto, mostrar sus propiedades químicas. [16] [d]

Descomposición y detección

El haz pasa a través del objetivo y llega a la siguiente cámara, el separador; si se produce un nuevo núcleo, se transporta con este haz. [18] En el separador, el núcleo recién producido se separa de otros nucleidos (el del haz original y cualquier otro producto de reacción) [e] y se transfiere a un detector de barrera de superficie , que detiene el núcleo. La ubicación exacta del próximo impacto en el detector está marcada; también se marcan su energía y el tiempo de llegada. [18] La transferencia tarda unos 10 −6  segundos; para ser detectado, el núcleo debe sobrevivir este tiempo. [21] El núcleo se registra nuevamente una vez que se registra su desintegración, y se miden la ubicación, la energía y el tiempo de la desintegración. [18]

La estabilidad de un núcleo la proporciona la interacción fuerte. Sin embargo, su alcance es muy corto; a medida que los núcleos se hacen más grandes, su influencia sobre los nucleones más externos ( protones y neutrones) se debilita. Al mismo tiempo, el núcleo se desgarra por la repulsión electrostática entre protones, y su alcance no está limitado. [22] La energía de enlace total proporcionada por la interacción fuerte aumenta linealmente con el número de nucleones, mientras que la repulsión electrostática aumenta con el cuadrado del número atómico, es decir, este último crece más rápido y se vuelve cada vez más importante para los núcleos pesados ​​y superpesados. [23] [24] Por lo tanto, se predice teóricamente [25] y hasta ahora se ha observado [26] que los núcleos superpesados ​​se desintegran predominantemente a través de modos de desintegración que son causados ​​​​por dicha repulsión: desintegración alfa y fisión espontánea . [f] Casi todos los emisores alfa tienen más de 210 nucleones, [28] y el nucleido más ligero que experimenta principalmente fisión espontánea tiene 238. [29] En ambos modos de desintegración, los núcleos no pueden desintegrarse mediante barreras de energía correspondientes para cada modo, pero se pueden atravesar mediante un túnel. [23] [24]

Aparato para la creación de elementos superpesados
Esquema de un aparato para la creación de elementos superpesados, basado en el separador de retroceso lleno de gas Dubna, instalado en el Laboratorio Flerov de Reacciones Nucleares del JINR. La trayectoria dentro del detector y del aparato de enfoque del haz cambia debido a un imán dipolar en el primero y a imanes cuadrupolares en el segundo. [30]

Las partículas alfa se producen comúnmente en desintegraciones radiactivas porque la masa de una partícula alfa por nucleón es lo suficientemente pequeña como para dejar algo de energía para que la partícula alfa se use como energía cinética para salir del núcleo. [31] La fisión espontánea es causada por la repulsión electrostática que desgarra el núcleo y produce varios núcleos en diferentes instancias de fisión de núcleos idénticos. [24] A medida que aumenta el número atómico, la fisión espontánea rápidamente se vuelve más importante: las vidas medias parciales de fisión espontánea disminuyen en 23 órdenes de magnitud desde el uranio (elemento 92) hasta el nobelio (elemento 102), [32] y en 30 órdenes de magnitud desde el torio (elemento 90) hasta el fermio (elemento 100). [33] El modelo anterior de gota líquida sugería que la fisión espontánea ocurriría casi instantáneamente debido a la desaparición de la barrera de fisión para núcleos con aproximadamente 280 nucleones. [24] [34] El modelo de capas nucleares posterior sugirió que los núcleos con alrededor de 300 nucleones formarían una isla de estabilidad en la que los núcleos serán más resistentes a la fisión espontánea y sufrirán principalmente desintegración alfa con vidas medias más largas. [24] [34] Descubrimientos posteriores sugirieron que la isla predicha podría estar más lejos de lo que se anticipó originalmente; también mostraron que los núcleos intermedios entre los actínidos de larga vida y la isla predicha se deforman y ganan estabilidad adicional a partir de los efectos de capa. [35] Los experimentos en núcleos superpesados ​​​​más ligeros, [36] así como aquellos más cercanos a la isla esperada, [32] han demostrado una estabilidad mayor que la anticipada previamente contra la fisión espontánea, lo que muestra la importancia de los efectos de capa en los núcleos. [g]

Las desintegraciones alfa son registradas por las partículas alfa emitidas, y los productos de la desintegración son fáciles de determinar antes de la desintegración real; si tal desintegración o una serie de desintegraciones consecutivas produce un núcleo conocido, el producto original de una reacción puede determinarse fácilmente. [h] (Que todas las desintegraciones dentro de una cadena de desintegración estaban de hecho relacionadas entre sí se establece por la ubicación de estas desintegraciones, que deben estar en el mismo lugar.) [18] El núcleo conocido puede reconocerse por las características específicas de la desintegración que sufre, como la energía de desintegración (o más específicamente, la energía cinética de la partícula emitida). [i] La fisión espontánea, sin embargo, produce varios núcleos como productos, por lo que el nucleido original no puede determinarse a partir de sus hijos. [j]

La información disponible para los físicos que intentan sintetizar un elemento superpesado es, por tanto, la información recogida en los detectores: posición, energía y tiempo de llegada de una partícula al detector, y los de su desintegración. Los físicos analizan estos datos y tratan de concluir que efectivamente fue causado por un nuevo elemento y no podría haber sido causado por un nucleido diferente del que se afirma. A menudo, los datos proporcionados son insuficientes para concluir que definitivamente se creó un nuevo elemento y no hay otra explicación para los efectos observados; se han cometido errores en la interpretación de los datos. [k]

Historia

Intentos de síntesis

Fusión-evaporación

En la década de 1970 se realizaron dos intentos de sintetizar unbibio, ambos impulsados ​​por predicciones tempranas sobre la isla de estabilidad en N  = 184 y Z  > 120, [47] y en particular si los elementos superpesados ​​podrían estar ocurriendo de manera natural. [48] Los primeros intentos de sintetizar unbibio fueron realizados en 1972 por Flerov et al. en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR), utilizando las reacciones de fusión en caliente inducidas por iones pesados: [48]

238
92tú
+66,68
30Zinc
→304,306
122Ubb
* → sin átomos

Otro intento fallido de sintetizar unbibio se llevó a cabo en 1978 en el Centro Helmholtz de GSI, donde un objetivo natural de erbio fue bombardeado con iones de xenón-136 : [48]

Nat.
68Sí.
+136
54Xe
→298,300,302,303,304,306
Ubb
* → sin átomos

No se detectaron átomos y  se midió un límite de rendimiento de 5 nb (5000  pb ). Los resultados actuales (ver flerovio ) han demostrado que la sensibilidad de estos experimentos fue demasiado baja en al menos 3 órdenes de magnitud. [47] En particular, se esperaba que la reacción entre 170 Er y 136 Xe produjera emisores alfa con vidas medias de microsegundos que se desintegrarían en isótopos de flerovio con vidas medias que quizás aumentarían hasta varias horas, ya que se predice que el flerovio se encuentra cerca del centro de la isla de estabilidad. Después de doce horas de irradiación, no se encontró nada en esta reacción. Después de un intento fallido similar de sintetizar unbiunio a partir de 238 U y 65 Cu, se concluyó que las vidas medias de los núcleos superpesados ​​deben ser inferiores a un microsegundo o las secciones transversales son muy pequeñas. [49] Investigaciones más recientes sobre la síntesis de elementos superpesados ​​sugieren que ambas conclusiones son verdaderas. [50] [51]

En 2000, el Centro Helmholtz de Investigación de Iones Pesados ​​de la Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI) realizó un experimento muy similar con una sensibilidad mucho mayor: [48]

238
92tú
+70
30Zinc
→308
122Ubb
* → sin átomos

Estos resultados indican que la síntesis de estos elementos más pesados ​​sigue siendo un desafío importante y que se requieren más mejoras en la intensidad del haz y en la eficiencia experimental. La sensibilidad debería aumentarse a 1  fb en el futuro para obtener resultados de mayor calidad.

Fisión de núcleos compuestos

Entre 2000 y 2004 se realizaron en el Laboratorio Flerov de Reacciones Nucleares varios experimentos que estudiaban las características de fisión de varios núcleos de compuestos superpesados ​​como el 306 Ubb . Se utilizaron dos reacciones nucleares, a saber, 248 Cm + 58 Fe y 242 Pu + 64 Ni. [48] Los resultados revelan cómo los núcleos superpesados ​​se fisionan predominantemente expulsando núcleos de capa cerrada como el 132 Sn ( Z  = 50, N  = 82). También se encontró que el rendimiento de la vía de fusión-fisión era similar entre los proyectiles de 48 Ca y 58 Fe, lo que sugiere un posible uso futuro de proyectiles de 58 Fe en la formación de elementos superpesados. [52]

Se afirma que el descubrimiento es un elemento que se encuentra en la naturaleza

En 2008, un grupo dirigido por el físico israelí Amnon Marinov en la Universidad Hebrea de Jerusalén afirmó haber encontrado átomos individuales de unbibio-292 en depósitos naturales de torio en una abundancia de entre 10 −11 y 10 −12 en relación con el torio. [2] Esta fue la primera vez en 69 años que se afirmó el descubrimiento de un nuevo elemento en la naturaleza, después del descubrimiento del francio por Marguerite Perey en 1939. [l] La afirmación de Marinov et al. fue criticada por la comunidad científica, y Marinov dice que ha enviado el artículo a las revistas Nature y Nature Physics , pero ambas lo rechazaron sin enviarlo a revisión por pares. [53] Se afirmó que los átomos de unbibio-292 eran isómeros superdeformados o hiperdeformados , con una vida media de al menos 100 millones de años. [48]

Una crítica de la técnica, utilizada previamente para supuestamente identificar isótopos más ligeros del torio mediante espectrometría de masas , [54] fue publicada en Physical Review C en 2008. [55] Una refutación del grupo de Marinov fue publicada en Physical Review C después del comentario publicado. [56]

Una repetición del experimento del torio utilizando el método superior de espectrometría de masas con acelerador (AMS) no pudo confirmar los resultados, a pesar de una sensibilidad 100 veces mejor. [57] Este resultado arroja dudas considerables sobre los resultados de la colaboración Marinov con respecto a sus afirmaciones de isótopos de larga duración de torio , [54] roentgenio , [58] y unbibio. [2] El conocimiento actual de los elementos superpesados ​​indica que es muy poco probable que persistan rastros de unbibio en muestras naturales de torio. [48]

Nombramiento

Usando la nomenclatura de Mendeleev para elementos no nombrados y no descubiertos , el unbibio debería ser conocido como eka- thorium . [59] Después de las recomendaciones de la IUPAC en 1979, el elemento ha sido ampliamente conocido como unbibio con el símbolo atómico de ( Ubb ), [60] como su nombre temporal hasta que el elemento sea descubierto y sintetizado oficialmente, y se decida un nombre permanente. Los científicos ignoran en gran medida esta convención de nomenclatura y, en su lugar, simplemente se refieren al unbibio como "elemento 122" con el símbolo de ( 122 ), o, a veces, incluso E122 o 122 . [61]

Perspectivas para la síntesis futura

Modos de desintegración previstos de núcleos superpesados. Se espera que la línea de núcleos sintetizados ricos en protones se rompa poco después de Z  = 120, debido a las vidas medias cada vez más cortas hasta alrededor de Z  = 124, la contribución creciente de la fisión espontánea en lugar de la desintegración alfa desde Z  = 122 en adelante hasta que domina a partir de Z  = 125, y la línea de goteo de protones alrededor de Z  = 130. El anillo blanco denota la ubicación esperada de la isla de estabilidad; los dos cuadrados delineados en blanco denotan 291 Cn y 293 Cn, que se prevé que sean los nucleidos de vida más larga en la isla con vidas medias de siglos o milenios. [62] [50]

Cada elemento desde el mendelevio en adelante se produjo en reacciones de fusión-evaporación, que culminaron en el descubrimiento del elemento más pesado conocido, el oganesón, en 2002 [63] [64] y, más recientemente, la tennessina en 2010. [65] Estas reacciones se acercaron al límite de la tecnología actual; por ejemplo, la síntesis de tennessina requirió 22 miligramos de 249 Bk y un haz intenso de 48 Ca durante seis meses. La intensidad de los haces en la investigación de elementos superpesados ​​no puede superar los 10 12 proyectiles por segundo sin dañar el objetivo y el detector, y producir cantidades mayores de objetivos de actínidos cada vez más raros e inestables es poco práctico. [66] En consecuencia, los experimentos futuros deben realizarse en instalaciones como la fábrica de elementos superpesados ​​(SHE-factory) en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR) o RIKEN , que permitirá que los experimentos se realicen durante períodos de tiempo más largos con mayores capacidades de detección y posibilitarán reacciones que de otro modo serían inaccesibles. [67]

Es posible que las reacciones de fusión-evaporación no sean adecuadas para el descubrimiento de unbibio o elementos más pesados. Varios modelos predicen vidas medias alfa y de fisión espontánea cada vez más cortas para isótopos con Z  = 122 y N  ~ 180 del orden de microsegundos o menos, [68] haciendo que la detección sea casi imposible con el equipo actual. [50] El creciente predominio de la fisión espontánea también puede cortar posibles vínculos con núcleos conocidos de livermorio u oganesón y hacer que la identificación y confirmación sean más difíciles; un problema similar ocurrió en el camino hacia la confirmación de la cadena de desintegración de 294 Og que no tiene anclaje a núcleos conocidos. [69] Por estas razones, puede ser necesario investigar otros métodos de producción, como reacciones de transferencia de múltiples nucleones capaces de poblar núcleos de vida más larga. Un cambio similar en la técnica experimental se produjo cuando se utilizó la fusión en caliente utilizando proyectiles de 48 Ca en lugar de la fusión fría (en la que las secciones transversales disminuyen rápidamente al aumentar el número atómico) para poblar elementos con Z  > 113. [51]

Sin embargo, se han propuesto varias reacciones de fusión-evaporación que conducen al unbibio, además de las que ya se han intentado sin éxito, aunque ninguna institución tiene planes inmediatos para realizar intentos de síntesis, centrándose en cambio primero en los elementos 119, 120 y posiblemente 121. Debido a que las secciones transversales aumentan con la asimetría de la reacción, [51] un haz de cromo sería más favorable en combinación con un objetivo de californio , [50] especialmente si la capa de neutrones cerrada prevista en N  = 184 pudiera alcanzarse en productos más ricos en neutrones y conferir estabilidad adicional. En particular, la reacción entre54
24Cr
y252
98Cf
generaría el núcleo compuesto306
122Ubb
y alcanzan la capa en N  = 184, aunque la reacción análoga con un249
98Cf
Se cree que el objetivo es más factible debido a la presencia de productos de fisión no deseados de252
98Cf
y la dificultad de acumular la cantidad requerida de material objetivo. [70] Una posible síntesis de unbibio podría ocurrir de la siguiente manera: [50]

249
98Cf
+54
24Cr
→300
122Ubb
+ 31
0
norte

Si esta reacción tiene éxito y la desintegración alfa sigue siendo dominante sobre la fisión espontánea, los 300 Ubb resultantes se desintegrarían en 296 Ubn que pueden estar poblados en bombardeo cruzado entre 249 Cf y 50 Ti. Aunque esta reacción es una de las opciones más prometedoras para la síntesis de unbibio en el futuro cercano, se predice que la sección transversal máxima será 3  fb , [70] un orden de magnitud menor que la sección transversal medida más baja en una reacción exitosa. También se han propuesto las reacciones más simétricas 244 Pu + 64 Ni y 248 Cm + 58 Fe [50] y pueden producir isótopos más ricos en neutrones. Con el aumento del número atómico, también se debe tener en cuenta la disminución de las alturas de la barrera de fisión , lo que resulta en una menor probabilidad de supervivencia de los núcleos compuestos , especialmente por encima de los números mágicos predichos en Z  = 126 y N  = 184. [70]

Propiedades previstas

Estabilidad nuclear e isótopos

Un gráfico 2D con celdas rectangulares coloreadas en blanco y negro, que se extienden desde el llc hasta el urc, con celdas que se vuelven más claras a medida que se acercan al último.
Diagrama de estabilidad de nucleidos utilizado por el equipo de Dubna en 2010. Los isótopos caracterizados se muestran con bordes. Más allá del elemento 118 (oganesón, el último elemento conocido), se espera que la línea de nucleidos conocidos entre rápidamente en una región de inestabilidad, sin vidas medias superiores a un microsegundo después del elemento 121 ; esto plantea dificultades para identificar elementos más pesados ​​como el unbibio. La región elíptica encierra la ubicación prevista de la isla de estabilidad. [51]

La estabilidad de los núcleos disminuye considerablemente con el aumento del número atómico después del plutonio , el elemento primordial más pesado , de modo que todos los isótopos con un número atómico superior a 101 se desintegran radiactivamente con una vida media inferior a un día. Ningún elemento con números atómicos superiores a 82 (después del plomo ) tiene isótopos estables. [71] Sin embargo, por razones aún no muy bien entendidas, hay un ligero aumento de la estabilidad nuclear alrededor de los números atómicos 110 – 114 , lo que lleva a la aparición de lo que se conoce en física nuclear como la " isla de estabilidad ". Este concepto, propuesto por el profesor de la Universidad de California Glenn Seaborg , explica por qué los elementos superpesados ​​​​duran más de lo previsto. [72]

En esta región de la tabla periódica,  se ha sugerido que N = 184 es una capa de neutrones cerrada , y se han propuesto varios números atómicos como capas de protones cerradas, como Z  = 114, 120, 122, 124 y 126. La isla de estabilidad se caracterizaría por vidas medias más largas de los núcleos ubicados cerca de estos números mágicos, aunque el alcance de los efectos estabilizadores es incierto debido a las predicciones de debilitamiento de los cierres de la capa de protones y la posible pérdida de la doble magia . [73] Investigaciones más recientes predicen que la isla de estabilidad se centrará en los isótopos de copernicio beta-estables 291 Cn y 293 Cn, [51] [74] lo que colocaría al unbibio muy por encima de la isla y daría como resultado vidas medias cortas independientemente de los efectos de capa. La mayor estabilidad de los elementos 112-118 también se ha atribuido a la forma achatada de dichos núcleos y la resistencia a la fisión espontánea. El mismo modelo también propone a 306 Ubb como el siguiente núcleo esférico doblemente mágico, definiendo así la verdadera isla de estabilidad para los núcleos esféricos. [75]

Regiones de núcleos de formas diferentes, como se predice mediante la aproximación de bosones interactuantes [75]

Un modelo de efecto túnel cuántico predice que las vidas medias de desintegración alfa de los isótopos de unbibio 284–322 Ubb son del orden de microsegundos o menos para todos los isótopos más ligeros que 315 Ubb, [76] lo que pone de relieve un desafío significativo en la observación experimental de este elemento. Esto es coherente con muchas predicciones, aunque la ubicación exacta del límite de 1 microsegundo varía según el modelo. Además, se espera que la fisión espontánea se convierta en un modo de desintegración importante en esta región, con vidas medias del orden de femtosegundos predichas para algunos isótopos pares-pares [68] debido al impedimento mínimo resultante del apareamiento de nucleones y la pérdida de efectos estabilizadores más alejados de los números mágicos. [70] Un cálculo de 2016 sobre las vidas medias y las probables cadenas de desintegración de los isótopos 280-339 Ubb arroja resultados que corroboran: 280-297 Ubb no estará ligado a protones y posiblemente se desintegrará por emisión de protones , 298-314 Ubb tendrá vidas medias alfa del orden de microsegundos, y aquellos más pesados ​​que 314 Ubb se desintegrarán predominantemente por fisión espontánea con vidas medias cortas. [77] Para los emisores alfa más ligeros que pueden estar poblados en reacciones de fusión-evaporación, se predicen algunas cadenas de desintegración largas que conducen a isótopos conocidos o alcanzables de elementos más ligeros. Además, se predice que los isótopos 308-310 Ubb tienen vidas medias inferiores a 1 microsegundo, [68] [77] demasiado cortas para su detección como resultado de una energía de enlace significativamente menor para números de neutrones inmediatamente por encima del cierre de la capa N  = 184. Alternativamente, puede existir una segunda isla de estabilidad con vidas medias totales de aproximadamente 1 segundo alrededor de Z  ~ 124 y N  ~ 198, aunque estos núcleos serán difíciles o imposibles de alcanzar utilizando las técnicas experimentales actuales. [74] Sin embargo, estas predicciones dependen en gran medida de los modelos de masa nuclear elegidos, y se desconoce qué isótopos de unbibio serán los más estables. De todos modos, estos núcleos serán difíciles de sintetizar ya que ninguna combinación de objetivo y proyectil obtenible puede proporcionar suficientes neutrones en el núcleo compuesto. Incluso para los núcleos alcanzables en reacciones de fusión, la fisión espontánea y posiblemente también la desintegración en cúmulos [78] podrían tener ramificaciones significativas, lo que plantea otro obstáculo para la identificación de elementos superpesados, ya que normalmente se identifican por sus desintegraciones alfa sucesivas.

Químico

Se predice que el unbibio es similar en química al cerio y al torio, que también tienen cuatro electrones de valencia por encima de un núcleo de gas noble, aunque puede ser más reactivo. Además, se predice que el unbibio pertenece a un nuevo bloque de átomos de electrones g de valencia , aunque no se espera que el orbital 5g comience a llenarse hasta aproximadamente el elemento 125. La configuración electrónica del estado fundamental predicha del unbibio es [ Og ] 7d 1 8s 2 8p 1 [3] [79] o 8s 2 8p 2 , [80] en contraste con el esperado [ Og ] 5g 2 8s 2 en el que el orbital 5g comienza a llenarse en el elemento 121. (Se espera que las configuraciones ds 2 p y s 2 p 2 solo estén separadas por aproximadamente 0,02 eV). [80] En los superactínidos, los efectos relativistas podrían causar una ruptura del principio de Aufbau y crear una superposición de los orbitales 5g, 6f, 7d y 8p; [81] Los experimentos sobre la química del copernicio y el flerovio proporcionan indicios sólidos del papel cada vez mayor de los efectos relativistas. Por ello, la química de los elementos posteriores al unbibio se vuelve más difícil de predecir.

Lo más probable es que el unbibio forme un dióxido, Ubb O 2 , y tetrahaluros, como Ubb F 4 y Ubb Cl 4 . [3] Se predice que el estado de oxidación principal será +4, similar al cerio y al torio. [48] Se predice una primera energía de ionización de 5,651 eV y una segunda energía de ionización de 11,332 eV para el unbibio; esta y otras energías de ionización calculadas son inferiores a los valores análogos para el torio, lo que sugiere que el unbibio será más reactivo que el torio. [79] [1]

Notas

  1. ^ En física nuclear , un elemento se denomina pesado si su número atómico es alto; el plomo (elemento 82) es un ejemplo de dicho elemento pesado. El término "elementos superpesados" se refiere típicamente a elementos con un número atómico mayor que 103 (aunque existen otras definiciones, como número atómico mayor que 100 [4] o 112 ; [5] a veces, el término se presenta como equivalente al término "transactínido", que pone un límite superior antes del comienzo de la serie hipotética de los superactínidos ). [6] Los términos "isótopos pesados" (de un elemento dado) y "núcleos pesados" significan lo que podría entenderse en el lenguaje común: isótopos de alta masa (para el elemento dado) y núcleos de alta masa, respectivamente.
  2. ^ En 2009, un equipo del JINR dirigido por Oganessian publicó los resultados de su intento de crear hassio en una reacción simétrica 136 Xe +  136 Xe. No lograron observar un solo átomo en dicha reacción, lo que puso el límite superior de la sección transversal, la medida de probabilidad de una reacción nuclear, en 2,5  pb . [7] En comparación, la reacción que resultó en el descubrimiento del hassio, 208 Pb + 58 Fe, tuvo una sección transversal de ~20 pb (más específicamente, 19+19
    -11     pb), según lo estimado por los descubridores. [8]
  3. ^ La cantidad de energía aplicada a la partícula del haz para acelerarla también puede influir en el valor de la sección transversal. Por ejemplo, en el28
    14    Si
    +1
    0    norte
    →28
    13    Alabama
    +1
    1    pag
    reacción, la sección transversal cambia suavemente de 370 mb a 12,3 MeV a 160 mb a 18,3 MeV, con un pico amplio a 13,5 MeV con un valor máximo de 380 mb. [12]
  4. ^ Esta cifra también marca el límite superior generalmente aceptado para la vida útil de un núcleo compuesto. [17]
  5. ^ Esta separación se basa en que los núcleos resultantes se mueven más lentamente que los núcleos del haz que no reaccionaron frente al objetivo. El separador contiene campos eléctricos y magnéticos cuyos efectos sobre una partícula en movimiento se cancelan para una velocidad específica de una partícula. [19] Esta separación también puede verse facilitada por una medición del tiempo de vuelo y una medición de la energía de retroceso; una combinación de las dos puede permitir estimar la masa de un núcleo. [20]
  6. ^ No todos los modos de desintegración son causados ​​por la repulsión electrostática. Por ejemplo, la desintegración beta es causada por la interacción débil . [27]
  7. ^ Ya en la década de 1960 se sabía que los estados fundamentales de los núcleos diferían en energía y forma, así como que ciertos números mágicos de nucleones correspondían a una mayor estabilidad de un núcleo. Sin embargo, se suponía que no existía estructura nuclear en los núcleos superpesados, ya que estaban demasiado deformados para formar una. [32]
  8. ^ Dado que la masa de un núcleo no se mide directamente, sino que se calcula a partir de la de otro núcleo, dicha medición se denomina indirecta. También son posibles las mediciones directas, pero en su mayor parte no han estado disponibles para los núcleos superpesados. [37] La ​​primera medición directa de la masa de un núcleo superpesado se informó en 2018 en el LBNL. [38] La masa se determinó a partir de la ubicación de un núcleo después de la transferencia (la ubicación ayuda a determinar su trayectoria, que está vinculada a la relación masa-carga del núcleo, ya que la transferencia se realizó en presencia de un imán). [39]
  9. ^ Si la desintegración se produjo en el vacío, entonces, dado que el momento total de un sistema aislado antes y después de la desintegración debe conservarse , el núcleo hijo también recibiría una pequeña velocidad. La relación de las dos velocidades, y en consecuencia la relación de las energías cinéticas, sería inversa a la relación de las dos masas. La energía de desintegración es igual a la suma de la energía cinética conocida de la partícula alfa y la del núcleo hijo (una fracción exacta de la primera). [28] Los cálculos son válidos también para un experimento, pero la diferencia es que el núcleo no se mueve después de la desintegración porque está ligado al detector.
  10. ^ La fisión espontánea fue descubierta por el físico soviético Georgy Flerov , [40] un científico destacado del JINR, y por lo tanto era un "caballo de batalla" para la instalación. [41] Por el contrario, los científicos del LBL creían que la información sobre la fisión no era suficiente para afirmar la síntesis de un elemento. Creían que la fisión espontánea no había sido estudiada lo suficiente como para usarla para la identificación de un nuevo elemento, ya que existía la dificultad de establecer que un núcleo compuesto solo había expulsado neutrones y no partículas cargadas como protones o partículas alfa. [17] Por lo tanto, prefirieron vincular nuevos isótopos a los ya conocidos mediante desintegraciones alfa sucesivas. [40]
  11. ^ Por ejemplo, el elemento 102 fue identificado erróneamente en 1957 en el Instituto Nobel de Física en Estocolmo , Condado de Estocolmo , Suecia . [42] No hubo afirmaciones definitivas anteriores de creación de este elemento, y el elemento recibió un nombre por sus descubridores suecos, estadounidenses y británicos, nobelio . Más tarde se demostró que la identificación era incorrecta. [43] El año siguiente, RL no pudo reproducir los resultados suecos y anunció en su lugar su síntesis del elemento; esa afirmación también fue refutada más tarde. [43] JINR insistió en que fueron los primeros en crear el elemento y sugirió un nombre propio para el nuevo elemento, joliotio ; [44] el nombre soviético tampoco fue aceptado (JINR más tarde se refirió a la denominación del elemento 102 como "apresurada"). [45] Este nombre fue propuesto a la IUPAC en una respuesta escrita a su decisión sobre la prioridad de las reclamaciones de descubrimiento de elementos, firmada el 29 de septiembre de 1992. [45] El nombre "nobelio" permaneció sin cambios debido a su uso generalizado. [46]
  12. ^ Se descubrieron cuatro elementos más después de 1939 mediante síntesis, pero luego se descubrió que también existían de forma natural: se trataba del prometio , el astato , el neptunio y el plutonio , todos ellos descubiertos en 1945.

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Bibliografía

Enlaces externos