Anexo:Isótopos de níquel
El níquel natural (28Ni) está compuesto por cinco isótopos estables; 58Ni, 60Ni, 61Ni, 62Ni y 64Ni, siendo 58Ni el más abundante ( con un 68,077% de abundancia natural). 26 radioisótopos se han caracterizado como los más estables siendo 59Ni con un periodo de semidesintegración de 76,000 años, 63Ni con un periodo de semidesintegración de 100,1 años, y 56Ni con un periodo de semidesintegración de 6,077 días. Todos los restantes isótopos radioactivos tienen periodos de semidesintegración menores a 60 horas y la mayoría de estos tienen periodos de semidesintegración que son menos de 30 segundos. Este elemento también tiene 1 metaestado.
Isótopos notables
[editar]Los 5 isótopos estables y 26 inestables de níquel en peso atómico desde 48Ni a 71Ni incluyen:
Níquel 48, descubierto en 1999, es el isótopo de níquel más pobre en neutrones conocido. Con 28 protones y 20 neutrones, 48Ni es "doblemente mágico" (como 208Pb) y por lo tanto es mucho más estable de lo que se esperaba según su posición en la tabla de nucleidos.[1]
Níquel 56 se produce en grandes cantidades en supernovas de tipo Ia y la forma de la curva de luz de estas supernovas exhibe escalas de tiempo características correspondientes a la desintegración de 56Ni a 56Co y luego a 56Fe.
Níquel 58 es el isótopo más abundante del níquel, constituyendo el 68,077% de la abundancia natural.
Níquel 59 es un radioisótopo cosmogénico con un periodo de semidesintegración de 76.000 años. Se han encontrado muchas aplicaciones para el 59Ni en la geoquímica de isótopos. El 59Ni ha sido utilizado para determinar el tiempo que los meteoritos llevan en la tierra y para determinar la abundancia de polvo extraterrestre en el hielo y los sedimentos.
Níquel 60 es el producto secundario del radionúclido extinto 60Fe (Periodo de semidesintegración = 2,6 millones de años). Ya que 60Fe tenía un periodo de semidesintegración tan largo, su persistencia en materiales en el sistema solar a concentraciones suficientemente altas pudo haber generado variaciones observables en la composición isotópica de 60Ni. Por lo tanto, la abundancia de 60Ni, presente en material extraterrestre pudo proporcionar una visión sobre el origen del sistema solar y su historia temprana. Desafortunadamente, los isótopos de níquel parecen haber sido heterogéneamente distribuidos en el sistema solar temprano. Por lo tanto, hasta el momento, no se ha alcanzado ninguna información real sobre la edad del 60Ni. Otras fuentes también pueden incluir la desintegración beta de 60Co y captura de electrones de 60Cu.
Níquel 61 es el único isótopo estable de níquel con un espìn nuclear, lo que lo hace útil para estudios por resonancia paramagnética electrónica.[2]
Níquel 62 tiene la energía de unión más alta por nucleón que cualquier isótopo para cualquier elemento. Se libera más energía formando este isótopo que cualquier otro, aunque la fusión puede formar isótopos más pesados. Por ejemplo, dos átomos de 40Ca pueden fusionarse para formar 80K más 4 electrones, liberando 77 keV por nucleón, pero las reacciones de hierro/níquel son más probables ya que liberan más energía por barión.
Níquel 63 se utiliza en la detección de trazas explosivos. También se utiliza en el detector de captura de electrones en cromatografía de gases para la detección principalmente de halógenos.
Níquel 64 es otro isótopo estable de níquel. Las posibles fuentes incluyen la desintegración beta de 64Co y captura de electrones de 64Cu.
Níquel 78 es el isótopo más pesado del elemento y se cree que tiene una implicación importante en las nucleosíntesis de supernovas de los elementos más pesados que el hierro.[3]
Lista de isótopos
[editar]| Símbolo del nucleido |
Z(p) | N(n) | Masa isotópica (u) |
Vida media | Proceso(s) de decaimiento(s)[4][n 1] |
Isótopo(s) hijo(s)[n 2] |
Espín nuclear |
Composición isotópica representativa (fracción molar) |
Rango de variación natural (fracción molar) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Energía de excitación (keV) | |||||||||
| 48Ni | 28 | 20 | 48.01975(54)# | 10# ms [>500 ns] |
0+ | ||||
| 49Ni | 28 | 21 | 49.00966(43)# | 13(4) ms [12(+5-3) ms] |
7/2−# | ||||
| 50Ni | 28 | 22 | 49.99593(28)# | 9.1(18) ms | β+ | 50Co | 0+ | ||
| 51Ni | 28 | 23 | 50.98772(28)# | 30# ms [>200 ns] |
β+ | 51Co | 7/2−# | ||
| 52Ni | 28 | 24 | 51.97568(9)# | 38(5) ms | β+ (83%) | 52Co | 0+ | ||
| β+, p (17%) | 51Fe | ||||||||
| 53Ni | 28 | 25 | 52.96847(17)# | 45(15) ms | β+ (55%) | 53Co | (7/2−)# | ||
| β+, p (45%) | 52Fe | ||||||||
| 54Ni | 28 | 26 | 53.95791(5) | 104(7) ms | β+ | 54Co | 0+ | ||
| 55Ni | 28 | 27 | 54.951330(12) | 204.7(17) ms | β+ | 55Co | 7/2− | ||
| 56Ni | 28 | 28 | 55.942132(12) | 6.075(10) d | β+ | 56Co | 0+ | ||
| 57Ni | 28 | 29 | 56.9397935(19) | 35.60(6) h | β+ | 57Co | 3/2− | ||
| 58Ni | 28 | 30 | 57.9353429(7) | Isótopos observablemente estables[n 3] | 0+ | 0.680769(89) | |||
| 59Ni | 28 | 31 | 58.9343467(7) | 7.6(5)×104 y | EC (99%) | 59Co | 3/2− | ||
| β+ (1.5x10−5%)[5] | |||||||||
| 60Ni | 28 | 32 | 59.9307864(7) | Estable | 0+ | 0.262231(77) | |||
| 61Ni | 28 | 33 | 60.9310560(7) | Estable | 3/2− | 0.011399(6) | |||
| 62Ni[n 4] | 28 | 34 | 61.9283451(6) | Estable | 0+ | 0.036345(17) | |||
| 63Ni | 28 | 35 | 62.9296694(6) | 100.1(20) y | β− | 63Cu | 1/2− | ||
| 63mNi | 87.15(11) keV | 1.67(3) µs | 5/2− | ||||||
| 64Ni | 28 | 36 | 63.9279660(7) | Estable | 0+ | 0.009256(9) | |||
| 65Ni | 28 | 37 | 64.9300843(7) | 2.5172(3) h | β− | 65Cu | 5/2− | ||
| 65mNi | 63.37(5) keV | 69(3) µs | 1/2− | ||||||
| 66Ni | 28 | 38 | 65.9291393(15) | 54.6(3) h | β− | 66Cu | 0+ | ||
| 67Ni | 28 | 39 | 66.931569(3) | 21(1) s | β− | 67Cu | 1/2− | ||
| 67mNi | 1007(3) keV | 13.3(2) µs | β− | 67Cu | 9/2+ | ||||
| TI | 67Ni | ||||||||
| 68Ni | 28 | 40 | 67.931869(3) | 29(2) s | β− | 68Cu | 0+ | ||
| 68m1Ni | 1770.0(10) keV | 276(65) ns | 0+ | ||||||
| 68m2Ni | 2849.1(3) keV | 860(50) µs | 5- | ||||||
| 69Ni | 28 | 41 | 68.935610(4) | 11.5(3) s | β− | 69Cu | 9/2+ | ||
| 69m1Ni | 321(2) keV | 3.5(4) s | β− | 69Cu | (1/2−) | ||||
| IT | 69Ni | ||||||||
| 69m2Ni | 2701(10) keV | 439(3) ns | (17/2−) | ||||||
| 70Ni | 28 | 42 | 69.93650(37) | 6.0(3) s | β− | 70Cu | 0+ | ||
| 70mNi | 2860(2) keV | 232(1) ns | 8+ | ||||||
| 71Ni | 28 | 43 | 70.94074(40) | 2.56(3) s | β− | 71Cu | 1/2−# | ||
| 72Ni | 28 | 44 | 71.94209(47) | 1.57(5) s | β− (>99.9%) | 72Cu | 0+ | ||
| β−, n (<.1%) | 71Cu | ||||||||
| 73Ni | 28 | 45 | 72.94647(32)# | 0.84(3) s | β− (>99.9%) | 73Cu | (9/2+) | ||
| β−, n (<.1%) | 72Cu | ||||||||
| 74Ni | 28 | 46 | 73.94807(43)# | 0.68(18) s | β− (>99.9%) | 74Cu | 0+ | ||
| β−, n (<.1%) | 73Cu | ||||||||
| 75Ni | 28 | 47 | 74.95287(43)# | 0.6(2) s | β− (98.4%) | 75Cu | (7/2+)# | ||
| β−, n (1.6%) | 74Cu} | ||||||||
| 76Ni | 28 | 48 | 75.95533(97)# | 470(390) ms [0.24(+55-24) s] |
β− (>99.9%) | 76Cu | 0+ | ||
| β−, n (<.1%) | 75Cu | ||||||||
| 77Ni | 28 | 49 | 76.96055(54)# | 300# ms [>300 ns] |
β− | 77Cu | 9/2+# | ||
| 78Ni | 28 | 50 | 77.96318(118)# | 120# ms [>300 ns] |
β− | 78Cu | 0+ | ||
- ↑ Abreviaturas:
TI: Transición isomérica - ↑ Negrilla para los isótopos estables
- ↑ Se cree que se desintegra por β+β+ a 58Fe con una vida media de unos 7×1020 años
- ↑ Mayor energía brindada por nucleón de todos los nuclídeos
Notas
[editar]- Los valores marcados con # no se derivan puramente de los datos experimentales, sino de las tendencias sistemáticas. Los espines de asignación débiles se incluyen entre paréntesis.
- Las incertidumbres se dan en forma concisa entre paréntesis después de los últimos dígitos. Los valores de incertidumbre indican una desviación estándar, excepto la composición isotópica y el peso atómico atómico estándar del IUPAC, que utilizan incertidumbres expandidas.
- Las masas de nuclidos son dadas por la Comisión del IUPAC sobre Símbolos, Unidades, Nomenclatura, Masas Atómicas y Constantes Fundamentales (SUNAMCO).
- Las abundancias de los isótopos son dadas por la Comisión del IUPAC sobre Abundancia de Isótopos y Pesos Atómicos (CIAAW).
Referencias
[editar]- ↑ «Discovery of doubly magic nickel». CERN Courier. 15 de marzo de 2000. Consultado el 2 de abril de 2013.
- ↑ Maurice van Gastel; Wolfgang Lubitz (2009). «EPR Investigation of [NiFe] Hydrogenases». En Graeme Hanson; Lawrence Berliner, eds. High Resolution EPR: Applications to Metalloenzymes and Metals in Medicine. Dordrecht: Springer. pp. 441-470. ISBN 9780387848563.
- ↑ Davide Castelvecchi (22 de abril de 2005). «Atom Smashers Shed Light on Supernovae, Big Bang». Sky & Telescope.
- ↑ «Universal Nuclide Chart». nucleonica. (requiere registro).
- ↑ I. Gresits; S. Tölgyesi (September 2003). «Determination of soft X-ray emitting isotopes in radioactive liquid wastes of nuclear power plants». Journal of Radioanalytical and Nuclear Chemistry 258 (1): 107–112.