Carbono-12
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| General | |
|---|---|
| Símbolo | 12 C |
| Nombres | Carbono-12, 12C, C-12 |
| Protones ( Z ) | 6 |
| Neutrones ( N ) | 6 |
| Datos de nucleidos | |
| Abundancia natural | 98,93% |
| Masa del isótopo | 12 de diciembre |
| Girar | 0 |
| Exceso de energía | 0,0 keV |
| Energía de unión | 92 161 .753 ± 0.014 keV |
| Isótopos progenitores | 12 norte 12 b |
| Isótopos del carbono Tabla completa de nucleidos | |
El carbono-12 ( 12 C) es el más abundante de los dos isótopos estables del carbono ( el otro es el carbono-13 ), y representa el 98,93% del carbono elemental en la Tierra; [1] su abundancia se debe al proceso triple-alfa por el cual se crea en las estrellas. El carbono-12 es de particular importancia en su uso como el estándar a partir del cual se miden las masas atómicas de todos los nucleidos , por lo tanto, su masa atómica es exactamente 12 daltons por definición. El carbono-12 está compuesto de 6 protones , 6 neutrones y 6 electrones .
Historia
Antes de 1959, tanto la IUPAP como la IUPAC utilizaban el oxígeno para definir el mol ; los químicos definían el mol como el número de átomos de oxígeno con una masa de 16 g, mientras que los físicos utilizaban una definición similar pero sólo con el isótopo oxígeno-16 . Las dos organizaciones acordaron en 1959-60 definir el mol de la siguiente manera.
Mol es la cantidad de sustancia de un sistema que contiene tantas entidades elementales como átomos hay en 12 gramos de carbono 12; su símbolo es "mol".
Esta fue adoptada por el CIPM (Comité Internacional de Pesas y Medidas) en 1967, y en 1971 fue adoptada por la 14ª CGPM (Conferencia General de Pesas y Medidas) .
En 1961, se seleccionó el isótopo carbono-12 para reemplazar al oxígeno como el estándar con respecto al cual se miden los pesos atómicos de todos los demás elementos. [2]
En 1980, el CIPM aclaró la definición anterior, definiendo que los átomos de carbono-12 no están unidos y se encuentran en su estado fundamental .
En 2018, la IUPAC especificó el mol exactamente como6.022 140 76 × 10 23 "entidades elementales". El número de moles en 12 gramos de carbono-12 se convirtió en una cuestión de determinación experimental.
Estado de Hoyle
El estado de Hoyle es un estado excitado, sin espín y resonante del carbono-12. Se produce a través del proceso triple alfa y Fred Hoyle predijo su existencia en 1954. [3] La existencia del estado de resonancia de Hoyle de 7,7 MeV es esencial para la nucleosíntesis de carbono en estrellas que queman helio y predice una cantidad de producción de carbono en un entorno estelar que coincide con las observaciones. La existencia del estado de Hoyle se ha confirmado experimentalmente, pero sus propiedades precisas aún se están investigando. [4]
El estado de Hoyle se produce cuando un núcleo de helio-4 se fusiona con un núcleo de berilio-8 en un entorno de alta temperatura (10 8 K ) con helio densamente concentrado (10 5 g/cm 3 ). Este proceso debe ocurrir en 10 −16 segundos como consecuencia de la corta vida media del 8 Be. El estado de Hoyle también es una resonancia de corta duración con una vida media de2,4 × 10 −16 s ; se desintegra principalmente en sus tres partículas alfa constituyentes , aunque el 0,0413 % de las desintegraciones (o 1 en 2421,3) se producen por conversión interna al estado fundamental de 12 C. [5]
En 2011, un cálculo ab initio de los estados inferiores del carbono-12 encontró (además del estado fundamental y del estado de espín 2 excitado ) una resonancia con todas las propiedades del estado de Hoyle. [6] [7]
Purificación isotópica
Los isótopos del carbono se pueden separar en forma de gas de dióxido de carbono mediante reacciones de intercambio químico en cascada con carbamato de amina . [8]
Véase también
- Constante de Avogadro
- Carbono-11
- Carbono-13
- Carbono-14
- Isótopos del carbono
- Diamante isotópicamente puro
- Mol (unidad)
Referencias
- ^ "Tabla de masas isotópicas y abundancias naturales" (PDF) . 1999.
- ^ "Pesos atómicos y el Comité Internacional: una revisión histórica". 26 de enero de 2004.
- ^ Hoyle, F. (1954). "Sobre las reacciones nucleares que ocurren en estrellas muy calientes. I. La síntesis de elementos desde el carbono hasta el níquel". The Astrophysical Journal Supplement Series . 1 : 121. Bibcode :1954ApJS....1..121H. doi :10.1086/190005. ISSN 0067-0049.
- ^ Freer, M.; Fynbo, HOU (2014). "El estado de Hoyle en 12C". Progreso en física de partículas y nuclear . 78 : 1–23. Bibcode :2014PrPNP..78....1F. doi :10.1016/j.ppnp.2014.06.001.
- ^ Alshahrani, B.; Kibédi, T.; Stuchberry, AE; Williams, E.; Fares, S. (2013). "Medición de la relación de ramificación radiativa para el estado de Hoyle utilizando desintegraciones gamma en cascada". EPJ Web of Conferences . 63 : 01022-1–01022-4. Bibcode :2013EPJWC..6301022A. doi : 10.1051/epjconf/20136301022 . hdl : 1885/101943 .
- ^ Epelbaum, E.; Krebs, H.; Lee, D.; Meißner, U.-G. (2011). "Cálculo ab initio del estado de Hoyle". Physical Review Letters . 106 (19): 192501. arXiv : 1101.2547 . Código Bibliográfico :2011PhRvL.106s2501E. doi :10.1103/PhysRevLett.106.192501. PMID 21668146. S2CID 33827991.
- ^ Hjorth-Jensen, M. (2011). "Punto de vista: El desafío del carbono". Física . Vol. 4. p. 38. Bibcode :2011PhyOJ...4...38H. doi : 10.1103/Physics.4.38 .
- ^ Kenji Takeshita y Masaru Ishidaa (diciembre de 2006). "Diseño óptimo de un proceso de separación de isótopos en múltiples etapas mediante análisis exergético". Energía . 31 (15): 3097–3107. doi :10.1016/j.energy.2006.04.002.
Enlaces externos
- Jenkins, David; Kirsebom, Oliver (7 de febrero de 2013). "El secreto de la vida". Physics World . Consultado el 27 de agosto de 2021 .
