Isótopos del níquel

Isótopos del níquel  ( 28 Ni)
Isótopos principales [1]Decadencia
abundanciavida media ( t 1/2 )modoproducto
58 Ni68,1%estable
59 Nirastro7,6 × 10 4  añosmi59 Compañía
60 Ni26,2%estable
61 Ni1,14%estable
62 Ni3,63%estable
63 Nisintetizador100 añosβ −63 pies cúbicos
64 Ni0,926%estable
Peso atómico estándar A r °(Ni)
  • 58,6934 ± 0,0004 [2]
  • 58,693 ± 0,001  ( abreviado ) [3]

El níquel natural ( 28 Ni) se compone de cinco isótopos estables ;58
Ni
,60
Ni
,61
Ni
,62
Ni
y64
Ni
, con58
Ni
siendo el más abundante (68,077% de abundancia natural ). [4] Se han caracterizado 26 radioisótopos , siendo el más estable59
Ni
con una vida media de 76.000 años,63
Ni
con una vida media de 100,1 años, y56
Ni
con una vida media de 6,077 días. Todos los demás isótopos radiactivos tienen vidas medias inferiores a 60 horas y la mayoría de ellos tienen vidas medias inferiores a 30 segundos. Este elemento también tiene 8 estados meta .

Lista de isótopos

Nuclido
[n.° 1]		OnorteMasa isotópica ( Da ) [5] [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
48
Ni
282048.01952(46)#2,8(8)ms2 pág. (70%)46
Fé
0+
β + (30%)48
Co
β + , p?47
Fé
49
Ni
282149.00916(64)#7,5(10)msβ + , p (83%)48
Fé
7/2−#
β + (17%)49
Co
50
Ni
282249.99629(54)#18,5(12) msβ + , p (73%)49
Fé
0+
β + , 2p (14%)48
Minnesota
β + (13%)50
Co
51
Ni
282350.98749(54)#23,8(2) msβ + , p (87,2%)50
Fé
7/2−#
β + (12,3%)51
Co
β + , 2p (0,5%)49
Minnesota
52
Ni
282451.975781(89)41,8(10)msβ + (68,9%)52
Co
0+
β + , p (31,1%)51
Fé
53
Ni
282552.968190(27)55,2(7) msβ + (77,3%)53
Co
(7/2−)
β + , p (22,7%)52
Fé
54
Ni
282653.9578330(50)114,1(3) msβ +54
Co
0+
β + , p?53
Fé
54 m
Ni
6457,4(9) keV152(4) nsTI (64%)54
Ni
10+
pág (36%)53
Co
55
Ni
282754.95132985(76)203,9(13) msβ +55
Co
7/2−
56
Ni
282855.94212776(43)6.075(10) dCE56
Co
0+
β + (<5,8 × 10 −5 %) [6]56
Co
57
Ni
282956.93979139(61)35.60(6) horasβ +57
Co
3/2−
58
Ni
283057.93534165(37)Observacionalmente estable [n 8]0+0,680769(190)
59
Ni
283158.93434544(38)8.1(5)×10 4 añosCE (99%)59
Co
3/2−
β + (1,5 × 10 −5 %) [7]
60
Ni
283259.93078513(38)Estable0+0,262231(150)
61
Ni
283360.93105482(38)Estable3/2−0,011399(13)
62
Ni
[n.º 9]		283461.92834475(46)Estable0+0,036345(40)
63
Ni
283562.92966902(46)101.2(15) añosβ −63
Cu
1/2−
63 m
Ni
87,15(11) keV1,67(3) μsÉL63 Ni5/2−
64
Ni
283663.92796623(50)Estable0+0,009256(19)
65
Ni
283764.93008459(52)2.5175(5) hβ −65
Cu
5/2−
65 metros
Ni
63,37(5) keV69(3) microsegundosÉL65 Ni1/2−
66
Ni
283865.9291393(15)54.6(3)hβ −66
Cu
0+
67
Ni
283966.9315694(31)21(1) sβ −67
Cu
1/2−
67 millones
Ni
1006,6(2) keV13,34(19) μsÉL67
Ni
9/2+
ÉL67
Ni
68
Ni
284067.9318688(32)29(2) sβ −68
Cu
0+
68 m1
Ni
1603,51(28) keV270(5) nsÉL68 Ni0+
68m2
Ni
2849,1(3) keV850(30) μsÉL68 Ni5−
69
Ni
284168.9356103(40)11.4(3) sβ −69
Cu
(9/2+)
69 m1
Ni
321(2) keV3.5(4) segundosβ −69
Cu
(1/2−)
TI (<0,01%)69
Ni
69m2
Ni
2700,0(10) keV439(3) nsÉL69 Ni(17/2−)
70
Ni
284269.9364313(23)6.0(3) segundosβ −70
Cu
0+
70 metros
Ni
2860,91(8) keV232(1) nsÉL70 Ni8+
71
Ni
284370.9405190(24)2.56(3) sβ −71
Cu
(9/2+)
71m
Ni
499(5) keV2.3(3) sβ −71 pies cúbicos(1/2−)
72
Ni
284471.9417859(24)1.57(5) sβ −72
Cu
0+
β − , n ?71
Cu
73
Ni
284572.9462067(26)840(30)msβ −73
Cu
(9/2+)
β − , n?72
Cu
74
Ni
284673.9479853(38) [8]507,7(46) msβ −74
Cu
0+
β − , n?73
Cu
75
Ni
284774.952704(16) [8]331,6(32) msβ − (90,0%)75
Cu
9/2+#
β − , n (10,0%)74
Cu
76
Ni
284875.95471(32)#234,6(27) msβ − (86,0%)76
Cu
0+
β − , n (14,0%)75
Cu
76 m
Ni
2418,0(5) keV547,8(33) nsÉL76 Ni(8+)
77
Ni
284976.95990(43)#158,9(42) msβ − (74%)77
Cu
9/2+#
β − , n (26%)76
Cu
β − , 2n?75
Cu
78
Ni
285077.96256(43)#122,2(51)msβ −78
Cu
0+
β − , n?77
Cu
β − , 2n?76
Cu
79
Ni
285178.96977(54)#44(8) msβ −79
Cu
5/2+#
β − , n?78
Cu
β − , 2n?77
Cu
80
Ni
285279.97505(64)#30(22) msβ −80
Cu
0+
β − , n?79
Cu
β − , 2n?78
Cu
81
Ni
285380.98273(75)#30 ms
[>410 ns]		β− ?​81
Cu
3/2+#
82
Ni
285481.98849(86)#16 ms
[>410 ns]		β− ?​82
Cu
0+
Encabezado y pie de página de esta tabla:
  1. ^ m Ni – 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
  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 + a58
    Fé
    con una vida media de más de 7×10 20 años
  9. ^ La energía de enlace más alta por nucleón de todos los nucleidos.

Isótopos notables

Los isótopos conocidos del níquel varían en número de masa desde48
Ni
a82
Ni
, e incluyen: [9]

El níquel-48 , descubierto en 1999, es el isótopo de níquel más pobre en neutrones que se conoce. Tiene 28 protones y 20 neutrones. 48
Ni
es " doblemente mágico " (como208
Pb
) y por lo tanto mucho más estable (con un límite inferior de su vida media de 0,5 μs) de lo que se esperaría de su posición en la tabla de nucleidos. [10] Tiene la mayor relación de protones a neutrones (exceso de protones) de cualquier nucleido doblemente mágico conocido. [11]

El níquel-56 se produce en grandes cantidades en las supernovas. En las últimas fases de la evolución estelar de las estrellas muy grandes, la fusión nuclear de elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio llega a su fin. Más adelante en el ciclo de vida de la estrella, elementos como el magnesio, el silicio y el azufre se fusionan para formar elementos más pesados. Una vez que cesan las últimas reacciones de fusión nuclear, la estrella colapsa para producir una supernova . Durante la supernova, la quema de silicio produce 56 Ni. Este isótopo del níquel es el preferido porque tiene un número igual de neutrones y protones, lo que hace que se produzca fácilmente fusionando dos átomos de 28 Si . 56 Ni es el último elemento que se puede formar en el proceso alfa . Más allá del 56 Ni, las reacciones nucleares serían endoérgicas y serían energéticamente desfavorables. Una vez que se forma 56 Ni, posteriormente se desintegra en 56 Co y luego en 56 Fe por desintegración β+ . [12] La desintegración radiactiva de  56 Ni y 56 Co proporciona gran parte de la energía para las curvas de luz observadas en las supernovas estelares . [13] La forma de la curva de luz de estas supernovas muestra escalas de tiempo características correspondientes a la desintegración de 56 Ni a 56 Co y luego a 56 Fe .

El níquel-58 es el isótopo más abundante del níquel y representa el 68,077 % de la abundancia natural . Entre las posibles fuentes se encuentran la captura de electrones del cobre-58 y el EC + p del zinc-59 .

El níquel-59 es un radionúclido cosmogénico de larga duración, con una vida media de 76.000 años.59
Ni
Ha encontrado muchas aplicaciones en la geología isotópica .59
Ni
Se ha utilizado para datar la edad terrestre de los meteoritos y para determinar la abundancia de polvo extraterrestre en el hielo y los sedimentos .

El níquel-60 es el producto hijo del radionúclido extinto 60
Fé
(vida media = 2,6 millones de años). Porque60
Fé
tuvo una vida media tan larga, su persistencia en materiales del Sistema Solar en concentraciones suficientemente altas puede haber generado variaciones observables en la composición isotópica de60
Ni
. Por lo tanto, la abundancia de60
Ni
Los isótopos de níquel presentes en material extraterrestre pueden proporcionar información sobre el origen del Sistema Solar y su historia temprana/muy temprana. Desafortunadamente, los isótopos de níquel parecen haber estado distribuidos de manera heterogénea en el Sistema Solar primitivo. Por lo tanto, hasta ahora, no se ha obtenido información real sobre la edad a partir de60
Ni
excesos.60
Ni
es también el producto final estable de la desintegración de60
Zinc
, el producto del último peldaño de la escalera alfa. Otras fuentes también pueden incluir la desintegración beta del cobalto-60 y la captura de electrones del cobre-60 .

El níquel-61 es el único isótopo estable del níquel con un espín nuclear (I = 3/2), lo que lo hace útil para estudios por espectroscopia EPR . [14]

El níquel-62 tiene la energía de enlace por nucleón más alta de todos los isótopos de cualquier elemento, si se incluye la capa electrónica en el cálculo. Se libera más energía al formar este isótopo que cualquier otro, aunque la fusión puede formar isótopos más pesados. Por ejemplo, dos40
California
Los átomos pueden fusionarse para formar80
Kr
más 4 positrones (más 4 neutrinos), liberando 77 keV por nucleón, pero las reacciones que conducen a la región de hierro/níquel son más probables ya que liberan más energía por barión.

El níquel-63 tiene dos usos principales: detección de trazas de explosivos y en ciertos tipos de dispositivos electrónicos, como tubos de descarga de gas utilizados como protectores de sobretensión . Un protector de sobretensión es un dispositivo que protege equipos electrónicos sensibles como computadoras de cambios repentinos en la corriente eléctrica que fluye hacia ellos. También se utiliza en detectores de captura de electrones en cromatografía de gases para la detección principalmente de halógenos. Se propone su uso para generadores betavoltaicos en miniatura para marcapasos.

El níquel-64 es otro isótopo estable del níquel. Entre las posibles fuentes se encuentran la desintegración beta del cobalto-64 y la captura de electrones del cobre-64 .

El níquel-78 es uno de los isótopos más pesados ​​conocidos del elemento. Con 28 protones y 50 neutrones, el níquel-78 es doblemente mágico, lo que resulta en una energía de enlace nuclear mucho mayor y estabilidad a pesar de tener una relación neutrón-protón desequilibrada . Tiene una vida media de 122 ± 5,1 milisegundos. [15] Como consecuencia de su número mágico de neutrones, se cree que el níquel-78 tiene una participación importante en la nucleosíntesis de supernovas de elementos más pesados ​​que el hierro. [16] Se cree que el 78 Ni, junto con los isótonos N  = 50 79 Cu y 80 Zn, constituyen un punto de espera en el proceso r , donde la captura de neutrones adicional se retrasa por la brecha de la capa y se produce una acumulación de isótopos alrededor de A  = 80. [17]

Referencias

  1. ^ abcde Kondev, FG; Wang, M.; Huang, WJ; Naimi, S.; Audi, G. (2021). "La evaluación NUBASE2020 de las propiedades nucleares" (PDF) . Chinese Physics C . 45 (3): 030001. doi :10.1088/1674-1137/abddae.
  2. ^ "Pesos atómicos estándar: níquel". CIAAW . 2007.
  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. ^ "Isótopos del elemento níquel". Educación científica . Laboratorio Jefferson.
  5. ^ 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.
  6. ^ Sur, Bhaskar; Norman, Eric B.; Lesko, KT; Browne, Edgardo; Larimer, Ruth-Mary (1 de agosto de 1990). "Reinvestigación de la desintegración del Ni 56". Physical Review C . 42 (2): 573–580. doi :10.1103/PhysRevC.42.573.
  7. ^ I. Gresits; S. Tölgyesi (septiembre de 2003). "Determinación de isótopos emisores de rayos X blandos en residuos líquidos radiactivos de plantas de energía nuclear". Revista de química radioanalítica y nuclear . 258 (1): 107–112. doi :10.1023/A:1026214310645. S2CID  93334310.
  8. ^ ab Giraud, S.; Cañete, L.; Bastián, B.; Kankainen, A.; Fantina, AF; Gulminelli, F.; Ascher, P.; Eronen, T.; Girard-Alcindor, V.; Jokinen, A.; Khanam, A.; Moore, identificación; Nesterenko, DA; de Oliveira Santos, F.; Penttilä, H.; Petrone, C.; Pohjalainen, I.; De Roubin, A.; Rubchenya, VA; Vilén, M.; Äystö, J. (octubre de 2022). "Medidas de masa hacia el 78Ni doblemente mágico: hidrodinámica versus contribución de la masa nuclear en supernovas de colapso del núcleo". Letras de Física B. 833 : 137309. doi :10.1016/j.physletb.2022.137309.
  9. ^ "Nuevos nucleidos incluidos por primera vez en la evaluación de 2017" (PDF) . Proyecto Descubrimiento de Nuclidos. 22 de diciembre de 2018 . Consultado el 22 de mayo de 2018 .
  10. ^ "Descubrimiento del níquel doblemente mágico". CERN Courier . 15 de marzo de 2000 . Consultado el 2 de abril de 2013 .
  11. ^ "El metal doblemente mágico hace su debut | Noticias científicas | Buscar artículos". Archivado desde el original el 24 de mayo de 2012.
  12. ^ Umeda, Hideyuki; Nomoto, Ken'ichi (1 de febrero de 2008). "¿Cuánto 56Ni se puede producir en supernovas con colapso de núcleo? Evolución y explosiones de estrellas de 30 a 100 M⊙". The Astrophysical Journal . 673 (2): 1014–1022 – vía The Institute of Physics (IOP).
  13. ^ Bouchet, P.; Danziger, IJ; Lucy, LB (septiembre de 1991). "Curva de luz bolométrica de SN 1987A: resultados desde el día 616 al 1316 después del estallido". The Astronomical Journal . 102 (3): 1135–1146 – vía Astrophysics Data System.
  14. ^ Maurice van Gastel; Wolfgang Lubitz (2009). "Investigación EPR de hidrogenasas [NiFe]". En Graeme Hanson; Lawrence Berliner (eds.). EPR de alta resolución: aplicaciones de metaloenzimas y metales en medicina . Dordrecht: Springer. págs. 441–470. ISBN 9780387848563.
  15. ^ Bazin, D. (2017). "Punto de vista: níquel doblemente mágico". Física . 10 (121): 121. doi : 10.1103/Physics.10.121 .
  16. ^ Davide Castelvecchi (22 de abril de 2005). "Los aceleradores de partículas arrojan luz sobre las supernovas y el Big Bang". Sky & Telescope .
  17. ^ Pereira, J.; Aprahamian, A.; Arndt, O.; Becerril, A.; Elliot, T.; Estrade, A.; Galaviz, D.; Hennrich, S.; Hosmer, P.; Kessler, R.; Kratz, K.-L.; Lorusso, G.; Mantica, PF; Matos, M.; Montes, F.; Santi, P.; Pfeiffer, B.; Quinn, M.; Schatz, H.; Schertz, F.; Schnorrenberger, L.; Smith, E.; Tomlin, BE; Walters, W.; Wöhr, A. (2009). Estudios de desintegración beta de núcleos de proceso r en el Laboratorio Nacional de Ciclotrones Superconductores . 10º Simposio sobre Núcleos en el Cosmos . Isla Mackinac. arXiv : 0901.1802 .
  • 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 las siguientes fuentes.
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