Isótopos del hierro

Isótopos del hierro  ( 26 Fe)
Isótopos principales [1]Decadencia
abundanciavida media ( t 1/2 )modoproducto
54 fe5,85%estable
55 Fesintetizador2,73 añosmi55 Mn
56 Fe91,8%estable
57 Fe2,12%estable
58 Fe0,28%estable
59 Fesintetizador44,6 díasβ −59 Compañía
60 Ferastro2,6 × 10 6  añosβ −60 Compañía
Peso atómico estándar A r °(Fe)
  • 55,845 ± 0,002 [2]
  • 55,845 ± 0,002  ( abreviado ) [3]

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 28 isótopos radiactivos conocidos y 8 isómeros nucleares , los más estables de los cuales son 60 Fe (vida media 2,6 millones de años) y 55 Fe (vida media 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


Nuclido
[n.° 1]		OnorteMasa isotópica ( Da ) [6] [n 2] [n 3]
Vida media [1]
[n 4]
Modo de decaimiento [1]
[n 5]
Isótopo hija
[n.º 6]		Giro y
paridad [1]
[n 7] [n 4]		Abundancia natural (fracción molar)
Energía de excitaciónProporción normal [1]Rango de variación
45 Fe261945.01547(30)#2,5(2) ms2 pág. (70%)43 créditos3/2+#
β + , p (18,9%)44 créditos
β + , 2p (7,8%)43 voltios
β + (3,3%)45 Mn
46 Fe262046.00130(32)#13,0(20) msβ + , p (78,7%)45 créditos0+
β + (21,3%)46 millones
β + , 2p?44 voltios
47 Fe262146.99235(54)#21,9(2) msβ + , p (88,4%)46 créditos7/2−#
β + (11,6%)47 millones
48 Fe262247.980667(99)45,3(6) msβ + (84,7%)48 Mn0+
β + , p (15,3%)47 créditos
49 Fe262348.973429(26)64,7(3) msβ + , p (56,7%)48 créditos(7/2−)
β + (43,3%)49 Mn
50 Fe262449.9629880(90)152,0(6) msβ +50 Mn0+
β + , p?49 créditos
51 Fe262550.9568551(15)305,4(23) msβ +51 millones5/2−
52 fe262651.94811336(19)8.275(8)hβ +52 Mn0+
52 millones de hierro6960,7(3) keV45.9(6) sβ + (99,98%)52 Mn12+
TI (0,021%)52 fe
53 Fe262752.9453056(18)8,51(2) minutosβ +53 Mn7/2−
53 millones de hierro3040,4(3) keV2,54(2) minutosÉL53 Fe19/2−
54 fe262853.93960819(37)Observacionalmente estable [n 8]0+0,05845(105)
54 millones de hierro6527,1(11) keV364(7) nsÉL54 fe10+
55 Fe262954.93829116(33)2.7562(4) añosCE55 Mn3/2−
56 Fe [número 9]263055.93493554(29)Estable0+0,91754(106)
57 Fe263156.93539195(29)Estable1/2−0,02119(29)
58 Fe263257.93327358(34)Estable0+0,00282(12)
59 Fe263358.93487349(35)44.500(12) dβ −59 Compañía3/2−
60 Fe263459.9340702(37)2,62(4)×10 6  añosβ −60 Compañía0+rastro
61 Fe263560.9367462(28)5,98(6) minutosβ −61 Compañía(3/2−)
61 millones de hierro861,67(11) keV238(5) nsÉL61 Fe9/2+
62 Fe263661.9367918(30)68(2) sβ −62 Compañía0+
63 Fe263762.9402727(46)6.1(6) sβ −63 Cía.(5/2−)
64 Fe263863.9409878(54)2.0(2) segundosβ −64 Compañía0+
65 Fe263964.9450153(55)805(10)msβ −65 Compañía(1/2−)
β − , n ?64 Compañía
65m1 de hierro393,7(2) keV1.12(15) sβ− ?​65 Compañía(9/2+)
65m2 de hierro397,6(2) keV418(12) nsÉL65 Fe(5/2+)
66 Fe264065.9462500(44)467(29) msβ −66 Compañía0+
β − , n?65 Compañía
67 Fe264166.9509300(41)394(9) msβ −67 Compañía(1/2-)
β − , n?66 Compañía
67m1 de hierro403(9) keV64(17) microsegundosÉL67 Fe(5/2+,7/2+)
67m2 de hierro450(100)# keV75(21) microsegundosÉL67 Fe(9/2+)
68 Fe264267.95288(21)#188(4) msβ −68 Compañía0+
β − , n?67 Compañía
69 Fe264368.95792(22)#162(7) msβ −69 Compañía1/2−#
β − , n?68 Compañía
β − , 2n?67 Compañía
70 Fe264469.96040(32)#61,4(7) msβ −70 Cía.0+
β − , n?69 Compañía
71 Fe264570.96572(43)#34,3(26) msβ −71 Compañía7/2+#
β − , n?70 Cía.
β − , 2n?69 Compañía
72 Fe264671.96860(54)#17,0(10) msβ −72 Cía.0+
β − , n?71 Compañía
β − , 2n?70 Cía.
73 Fe264772.97425(54)#12,9(16) msβ −73 Cía.7/2+#
β − , n?72 Cía.
β − , 2n?71 Compañía
74 Fe264873.97782(54)#5(5) msβ −74 Cía.0+
β − , n?73 Cía.
β − , 2n?72 Cía.
75 Fe264974.98422(64)#9#ms
[>620 ns]		β− ?​75 Cía.9/2+#
β − , n?74 Cía.
β − , 2n?73 Cía.
76 Fe265075.98863(64)#3#ms
[>410 ns]		β− ?​76 Cía.0+
Encabezado y pie de página de esta tabla:
  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. ^ ab # – 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:
    CE:Captura de electrones
    ÉL:Transición isomérica
    norte:Emisión de neutrones
    pag:Emisión de protones
  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

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 captura doble 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 del 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 el 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] METRO Fracción interceptada  = π R Tierra  2 4 π a 2 METRO mi yo {\displaystyle M_{\text{Fracción interceptada}}={\frac {\pi R_{\text{Tierra}}^{2}}{4\pi r^{2}}}M_{ej}} Σ mi yo = METRO Fracción interceptada  A superficie,tierra  = METRO mi yo 16 π a 2 {\displaystyle \Sigma _{ej}={\frac {M_{\text{Fracción interceptada}}}{A_{\text{superficie,Tierra}}}}={\frac {M_{ej}}{16\pi r^{2}}}} norte 60 = ( METRO mi yo , 60 / metro 60 16 π a 2 ) {\displaystyle N_{60}=\left({\frac {M_{ej,60}/m_{60}}{16\pi r^{2}}}\right)} a = METRO mi yo , 60 16 π metro 60 norte 60 {\displaystyle r={\sqrt {\frac {M_{ej,60}}{16\pi m_{60}N_{60}}}}} a = 10 − 5 METRO ⊙ 16 π ( 60 metro pag ) norte 60 {\displaystyle r={\sqrt {\frac {10^{-5}M_{\odot }}{16\pi \left(60m_{p}\right)N_{60}}}}} a = 3 × 10 18 metro = 100 pag do {\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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  2. ^ "Pesos atómicos estándar: hierro". CIAAW . 1993.
  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.
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  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, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). "La evaluación de masa atómica AME 2020 (II). Tablas, gráficos y referencias*". Chinese Physics C . 45 (3): 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
  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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  14. ^ Belinda Smith (9 de agosto de 2016). "Las bacterias antiguas almacenan señales de la formación de supernovas". Cosmos .
  15. ^ Peter Ludwig; et al. (16 de agosto de 2016). "Actividad de supernova de 2 millones de años resuelta en el tiempo descubierta en el registro de microfósiles de la Tierra". PNAS . 113 (33): 9232–9237. arXiv : 1710.09573 . Bibcode :2016PNAS..113.9232L. doi : 10.1073/pnas.1601040113 . PMC 4995991 . PMID  27503888. 
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Masas de isótopos de:

  • Audi, Georges; Bersillon, Olivier; Blachot, Jean; Wapstra, Aaldert Hendrik (2003), "La evaluación 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

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 .
  • "Noticias y avisos: pesos atómicos estándar revisados". Unión Internacional de Química Pura y Aplicada . 19 de octubre de 2005.

Datos de vida media, espín e isómeros seleccionados de:

Lectura adicional

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