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Unbibium

Unbibium , también conocido como elemento 122 o eka-torio , es un elemento químico hipotético ; tiene el símbolo de marcador de posición Ubb y el número atómico 122. Unbibium y Ubb son el nombre y símbolo sistemáticos temporales de la IUPAC respectivamente, que se utilizan hasta que se descubre, confirma y se decide un nombre permanente. En la tabla periódica de los elementos, se espera que le siga el unbiunio como segundo elemento de los superactínidos y cuarto elemento del octavo período . De manera similar al unbiunio, se espera que entre 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, aún no se ha sintetizado el unbibium ni se ha descubierto que existan isótopos naturales. Actualmente no hay planes para intentar sintetizar unbibium. En 2008, se afirmó que se había descubierto en muestras naturales de torio, [3] pero esa afirmación ahora ha sido descartada por las recientes repeticiones del experimento utilizando técnicas más precisas.

Químicamente, se espera que el unbibium muestre cierta semejanza 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. [1]

Introducción

Síntesis de núcleos superpesados.

Una representación gráfica de una reacción de fusión nuclear.
Una representación gráfica de una reacción de fusión nuclear . Dos núcleos se fusionan en uno emitiendo un neutrón . Las reacciones que crearon nuevos elementos hasta ese momento fueron similares, con la única diferencia posible 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; A grandes rasgos, cuanto más desiguales sean los dos núcleos en términos de masa , mayor será la posibilidad de que los dos reaccionen. [9] El material formado por los núcleos más pesados ​​se convierte en un objetivo, que luego es bombardeado por el haz de núcleos más ligeros. Dos núcleos sólo pueden fusionarse en uno si se acercan 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 sólo a una distancia muy corta de un núcleo; Por tanto, los núcleos del haz se aceleran mucho 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 de hasta una décima parte de la velocidad de la luz . Sin embargo, si se aplica demasiada energía, el núcleo del haz puede desmoronarse. [10]

Acercarse lo suficiente por sí solo no es suficiente para que dos núcleos se fusionen: cuando dos núcleos se acercan, generalmente permanecen juntos durante aproximadamente 10 −20  segundos y luego se separan (no necesariamente en la misma composición que antes de la reacción) en lugar de formar un núcleo. núcleo único. [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 acercan entre sí expresada en términos del área transversal que la partícula incidente debe chocar para que se produzca la fusión. . [c] Esta fusión puede ocurrir como resultado del efecto cuántico en el que los núcleos pueden hacer túneles a través de la repulsión electrostática. Si los dos núcleos pueden permanecer cerca durante esa fase, múltiples interacciones nucleares dan como resultado una redistribución de la energía y un equilibrio energético. [10]

La fusión resultante es un estado excitado [14] , denominado núcleo compuesto , y por 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 , lo que se llevaría la energía de excitación; si este último no fuera suficiente para la expulsión de neutrones, la fusión produciría un rayo gamma . Esto sucede aproximadamente 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) de la IUPAC/IUPAP establece que un elemento químico sólo 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 le toma a un núcleo adquirir electrones y así mostrar sus propiedades químicas. [16] [d]

Decaimiento y detección

El rayo atraviesa el objetivo y llega a la siguiente cámara, el separador; si se produce un nuevo núcleo, este es transportado 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. Se marca la ubicación exacta del próximo impacto en el detector; también están marcadas su energía y el momento de la llegada. [18] La transferencia tarda unos 10 −6  segundos; Para ser detectado, el núcleo debe sobrevivir tanto 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 es proporcionada por la interacción fuerte. Sin embargo, su alcance es muy corto; A medida que los núcleos crecen, 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 que los núcleos superpesados ​​[25] y hasta ahora se ha observado [26] que se desintegran predominantemente a través de modos de desintegración 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 sufre principalmente fisión espontánea tiene 238. [29] En ambos modos de desintegración, las barreras de energía correspondientes para cada modo inhiben la desintegración de los núcleos , pero pueden ser atravesado por 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 en JINR. La trayectoria dentro del detector y el aparato de enfoque del haz cambia debido a un imán dipolar en el primero y a imanes cuadripolares 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 casos 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 la fisión espontánea disminuyen en 23 órdenes de magnitud desde el uranio (elemento 92) al nobelio (elemento 102), [32] y en 30 órdenes de magnitud del torio (elemento 90) al fermio (elemento 100). [33] El modelo anterior de gota de líquido sugería así que la fisión espontánea se produciría casi instantáneamente debido a la desaparición de la barrera de fisión para los núcleos con aproximadamente 280 nucleones. [24] [34] El modelo de capa nuclear posterior sugirió que los núcleos con aproximadamente 300 nucleones formarían una isla de estabilidad en la que los núcleos serían más resistentes a la fisión espontánea y sufrirían principalmente desintegración alfa con vidas medias más largas. [24] [34] Descubrimientos posteriores sugirieron que la isla prevista podría estar más lejos de lo previsto originalmente; También demostraron que los núcleos intermedios entre los actínidos de larga vida y la isla predicha se deforman y obtienen estabilidad adicional debido a los efectos de las capas. [35] Los experimentos con núcleos superpesados ​​más ligeros, [36] así como con aquellos más cercanos a la isla esperada, [32] han demostrado una estabilidad mayor de la prevista anteriormente contra la fisión espontánea, lo que muestra la importancia de los efectos de las capas en los núcleos. [gramo]

Las desintegraciones alfa son registradas por las partículas alfa emitidas, y los productos de 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 estuvieran realmente 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 sufre como energía de desintegración (o más específicamente, la energía cinética de la partícula emitida). [i] Sin embargo, la fisión espontánea produce varios núcleos como productos, por lo que el nucleido original no puede determinarse a partir de sus hijos. [j]

La información de que disponen los físicos que desean sintetizar un elemento superpesado es, por tanto, la información recogida en los detectores: ubicación, energía y tiempo de llegada de una partícula al detector, así como 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 al afirmado. A menudo, los datos proporcionados son insuficientes para llegar a la conclusión de 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

Evaporación por fusión

Se hicieron dos intentos para sintetizar unbibium en la década de 1970, ambos impulsados ​​por predicciones tempranas en la isla de estabilidad en N  = 184 y Z  > 120, [47] y, en particular, por si los elementos superpesados ​​podrían existir potencialmente de forma natural. [48] ​​Los primeros intentos de sintetizar unbibium fueron realizados en 1972 por Flerov et al. en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR), utilizando reacciones de fusión caliente inducidas por iones pesados: [48]

238
92Ud.
+66,68
30zinc
→304,306
122Ubb
* → sin átomos

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

natural
68Eh
+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 flerovium ) han demostrado que la sensibilidad de estos experimentos era 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 descompondrían en isótopos de flerovium con vidas medias que tal vez aumentarían hasta varias horas, como se predice que flerovium se encuentran cerca del centro de la isla de la estabilidad. Después de doce horas de irradiación no se encontró nada en esta reacción. Tras 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 ciertas. [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
92Ud.
+70
30zinc
→308
122Ubb
* → sin átomos

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

Fisión del núcleo compuesto

Entre 2000 y 2004 se realizaron en el Laboratorio Flerov de Reacciones Nucleares varios experimentos que estudiaban las características de fisión de varios núcleos 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 descubrió 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]

Descubrimiento reivindicado como elemento natural

En 2008, un grupo dirigido por el físico israelí Amnon Marinov de la Universidad Hebrea de Jerusalén afirmó haber encontrado átomos individuales de unbibium-292 en depósitos de torio naturales con una abundancia de entre 10 −11 y 10 −12 en relación con el torio. [3] Esta fue la primera vez en 69 años que se afirmó que se había descubierto un nuevo elemento en la naturaleza, después del descubrimiento del francio por Marguerite Perey en 1939 . [l] La afirmación de Marinov et al. fue criticado por la comunidad científica, y Marinov dice que envió el artículo a las revistas Nature y Nature Physics , pero ambas lo rechazaron sin enviarlo para revisión por pares. [53] Se afirmó que los átomos de unbibium-292 eran isómeros superdeformados o hiperdeformados , con una vida media de al menos 100 millones de años. [48]

Una crítica a la técnica, utilizada anteriormente para supuestamente identificar isótopos de torio más ligeros mediante espectrometría de masas , [54] se publicó en Physical Review C en 2008. [55] Se publicó una refutación del grupo Marinov 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 de Marinov con respecto a sus afirmaciones de isótopos de larga duración de torio , [54] roentgenio , [58] y unbibium. [3] La comprensión actual de los elementos superpesados ​​indica que es muy poco probable que persistan rastros de unbibium en muestras naturales de torio. [48]

Nombrar

Utilizando la nomenclatura de Mendeleev para elementos sin nombre y no descubiertos , el unbibium debería conocerse como ekathorio . [59] Después de las recomendaciones de la IUPAC en 1979, desde entonces se ha hecho referencia al elemento en gran medida como unbibium con el símbolo atómico de ( Ubb ), [60] como su nombre temporal hasta que el elemento sea descubierto y sintetizado oficialmente, y un permanente. Se decide el nombre. Los científicos ignoran en gran medida esta convención de nomenclatura y, en cambio, simplemente se refieren al unbibium como "elemento 122" con el símbolo de ( 122 ), o a veces incluso E122 o 122 . [61]

Perspectivas de síntesis futura

Modos de desintegración previstos de núcleos superpesados. Se espera que la línea de núcleos ricos en protones sintetizados se rompa poco después de Z  = 120, debido al acortamiento de las vidas medias 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 desde 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 más longevos de la isla, con vidas medias de siglos o milenios. [62] [50]

Cada elemento, desde mendelevio en adelante, se produjo en reacciones de fusión-evaporación, que culminaron con el descubrimiento del elemento más pesado conocido, oganesson, en 2002 [63] [64] y, más recientemente, 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 intenso haz de 48 Ca durante seis meses. La intensidad de los rayos en la investigación de elementos superpesados ​​no puede exceder los 10 12 proyectiles por segundo sin dañar el objetivo y el detector, y producir cantidades mayores de objetivos actínidos cada vez más raros e inestables no es 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 , lo que permitirá que los experimentos se ejecuten durante períodos de tiempo más largos con una mayor detección. capacidades y permitir reacciones que de otro modo serían inaccesibles. [67]

Es posible que las reacciones de fusión-evaporación no sean adecuadas para el descubrimiento de unbibium o elementos más pesados. Varios modelos predicen vidas medias de fisión alfa y espontánea cada vez más cortas para isótopos con Z  = 122 y N  ~ 180 del orden de microsegundos o menos, [68] haciendo la detección casi imposible con los equipos actuales. [50] El creciente predominio de la fisión espontánea también puede cortar posibles vínculos con núcleos conocidos delivermorium u oganesson y dificultar la identificación y confirmación; Un problema similar ocurrió en el camino hacia la confirmación de la cadena de desintegración de 294 Og que no está anclada a núcleos conocidos. [69] Por estas razones, es posible que sea necesario investigar otros métodos de producción, como reacciones de transferencia de múltiples nucleones capaces de poblar núcleos de vida más larga. Se produjo un cambio similar en la técnica experimental cuando se utilizó la fusión en caliente utilizando proyectiles de 48 Ca en lugar de la fusión en frío (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 a unbibium además de las que ya se han probado sin éxito, aunque ninguna institución tiene planes inmediatos para realizar intentos de síntesis, centrándose primero en los elementos 119, 120 y posiblemente 121. Debido a que las secciones transversales aumentan con 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 confiriera estabilidad adicional. En particular, la reacción entre54
24cr
y252
98cf
generaría el núcleo compuesto306
122Ubb
y alcanzar el caparazón 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 dificultad para acumular la cantidad requerida de material objetivo. [70] Una posible síntesis de unbibium 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, las 300 Ubb resultantes se desintegrarían en 296 Ubn, que pueden poblarse en bombardeos cruzados entre 249 Cf y 50 Ti. Aunque esta reacción es una de las opciones más prometedoras para la síntesis de unbibium en el futuro cercano, se predice que la sección transversal máxima será de 3  fb , [70] un orden de magnitud menor que la sección transversal más baja medida en una reacción exitosa. También se han propuesto reacciones más simétricas 244 Pu + 64 Ni y 248 Cm + 58 Fe [50] que pueden producir más isótopos ricos en neutrones. Con un número atómico creciente, también se debe tener en cuenta la disminución de la altura 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 extiende desde llc hasta urc, y las celdas se vuelven más claras cuando se acercan a este último.
Un gráfico de estabilidad de nucleidos utilizado por el equipo de Dubna en 2010. Los isótopos caracterizados se muestran con bordes. Más allá del elemento 118 (oganesson, 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 unbibium. La región elíptica encierra la ubicación prevista de la isla de estabilidad. [51]

La estabilidad de los núcleos disminuye enormemente 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 número atómico superior a 82 (después del plomo ) tiene isótopos estables. [71] Sin embargo, por razones aún no muy bien comprendidas, hay un ligero aumento de la estabilidad nuclear alrededor de los números atómicos 110 – 114 , lo que conduce a la aparición de lo que se conoce en física nuclear como la " isla de la estabilidad ". Este concepto, propuesto por el profesor Glenn Seaborg de la Universidad de California , 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 cerrada de neutrones , y se han propuesto varios números atómicos como capas cerradas de protones, como Z  = 114, 120, 122, 124 y 126. La isla de La 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 las capas de protones y una 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 unbibium muy por encima de la isla y daría como resultado vidas medias cortas independientemente de efectos de concha. La mayor estabilidad de los elementos 112-118 también se ha atribuido a la forma achatada de dichos núcleos y a la resistencia a la fisión espontánea. El mismo modelo también propone 306 Ubb como el próximo núcleo esférico doblemente mágico, definiendo así la verdadera isla de estabilidad para los núcleos esféricos. [75]

Regiones de núcleos con formas diferentes, según lo predicho por la aproximación del bosón interactivo [75]

Un modelo de túnel cuántico predice que la vida media de desintegración alfa de los isótopos de unbibium 284–322 Ubb será del orden de microsegundos o menos para todos los isótopos más ligeros que 315 Ubb, [76] destacando un desafío importante en la observación experimental de este elemento. Esto es consistente 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, prediciendo vidas medias del orden de femtosegundos para algunos isótopos pares [68] debido al obstáculo mínimo resultante del apareamiento de nucleones y la pérdida de efectos estabilizadores más lejanos. de 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 lo corroboran: 280–297 Ubb no estará unido 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 largas cadenas de desintegración que conducen a isótopos conocidos o alcanzables de elementos más ligeros. Además, se predice que los isótopos 308–310 Ubb tendrán vidas medias inferiores a 1 microsegundo, [68] [77] demasiado cortas para su detección como resultado de una energía de enlace significativamente menor para los 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 será difícil o imposible alcanzar estos núcleos 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 unbibium serán más estables. De todos modos, estos núcleos serán difíciles de sintetizar ya que ninguna combinación de objetivo y proyectil que se pueda obtener 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 de los cúmulos [78] podrían tener ramificaciones importantes, lo que plantea otro obstáculo para la identificación de elementos superpesados, tal como normalmente se identifican por sus sucesivas desintegraciones alfa.

Químico

Se prevé que el unbibium sea similar en química al cerio y al torio, que también tienen cuatro electrones de valencia sobre un núcleo de gas noble, aunque puede ser más reactivo. Además, se predice que unbibium 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 de unbibium es [ Og ] 7d 1 8s 2 8p 1 [1] [79] u 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. (Los ds 2 p y s 2 p Se espera que 2 configuraciones estén separadas solo por aproximadamente 0,02 eV.) [80] En los superactínidos, los efectos relativistas podrían provocar 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 fuertes indicaciones del papel cada vez mayor de los efectos relativistas. Como tal, la química de los elementos que siguen al unbibium se vuelve más difícil de predecir.

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

Notas

  1. ↑ En física nuclear , un elemento se llama pesado si su número atómico es elevado; El plomo (elemento 82) es un ejemplo de un elemento tan pesado. El término "elementos superpesados" normalmente se refiere a elementos con 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 "transactinida", que pone un límite superior antes del comienzo de la hipotética serie de superactínidas ). [6] Los términos "isótopos pesados" (de un elemento dado) y "núcleos pesados" significan lo que podría entenderse en el lenguaje común: isótopos de gran masa (para el elemento dado) y núcleos de gran masa, respectivamente.
  2. ^ En 2009, un equipo del JINR dirigido por Oganessian publicó los resultados de su intento de crear hasio en una reacción simétrica de 136 Xe +  136 Xe. No pudieron observar ni un solo átomo en tal reacción, fijando 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 de hasio, 208 Pb + 58 Fe, tenía 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
    En la 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 el valor máximo de 380 mb. [12]
  4. ^ Esta cifra también marca el límite superior generalmente aceptado de vida útil de un núcleo compuesto. [17]
  5. ^ Esta separación se basa en que los núcleos resultantes pasan más allá del objetivo más lentamente que los núcleos del haz que no reaccionaron. El separador contiene campos eléctricos y magnéticos cuyos efectos sobre una partícula en movimiento se anulan para una velocidad específica de una partícula. [19] Esta separación también puede verse favorecida por una medición del tiempo de vuelo y una medición de la energía de retroceso; una combinación de los dos puede permitir estimar la masa de un núcleo. [20]
  6. ^ No todos los modos de desintegración son causados ​​por repulsión electrostática. Por ejemplo, la desintegración beta es causada por la interacción débil . [27]
  7. ^ En la década de 1960 ya 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 había estructura nuclear en los núcleos superpesados ​​porque 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 mediciones directas, pero en su mayor parte no están disponibles para núcleos superpesados. [37] La ​​primera medición directa de la masa de un núcleo superpesado se informó en 2018 en 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 se debe preservar el impulso total de un sistema aislado antes y después de la desintegración , el núcleo hijo también recibiría una pequeña velocidad. La relación entre las dos velocidades y, por consiguiente, la relación entre las energías cinéticas, sería pues inversa a la relación entre 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 también son válidos para un experimento, pero la diferencia es que el núcleo no se mueve después de la desintegración porque está atado al detector.
  10. ↑ La fisión espontánea fue descubierta por el físico soviético Georgy Flerov , [40] un destacado científico del JINR y, por tanto, fue un "caballo de batalla" para la instalación. [41] Por el contrario, los científicos del LBL creían que la información de fisión no era suficiente para afirmar la síntesis de un elemento. Creían que la fisión espontánea no se había estudiado lo suficiente como para utilizarla en la identificación de un nuevo elemento, ya que era difícil establecer que un núcleo compuesto sólo había expulsado neutrones y no partículas cargadas como protones o partículas alfa. [17] Prefirieron así unir nuevos isótopos a los ya conocidos mediante sucesivas desintegraciones alfa. [40]
  11. ↑ Por ejemplo, el elemento 102 fue identificado erróneamente en 1957 en el Instituto Nobel de Física de Estocolmo , condado de Estocolmo , Suecia . [42] No hubo afirmaciones definitivas anteriores sobre la creación de este elemento, y sus descubridores suecos, estadounidenses y británicos le asignaron un nombre: nobelium . Más tarde se demostró que la identificación era incorrecta. [43] Al 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, joliotium ; [44] el nombre soviético tampoco fue aceptado (JINR luego 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 "nobelium" 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 se encontraban de forma natural: eran prometio , astato , neptunio y plutonio , todos los cuales habían sido encontrados en 1945.

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Bibliografía

enlaces externos