Unbibium - Unbibium

Unbibium , también conocido como elemento 122 o eka-torio , es el elemento químico hipotético en la tabla periódica con el símbolo de marcador de posición de Ubb y el número atómico 122. Unbibium y Ubb son el nombre y símbolo sistemático temporal de la IUPAC respectivamente, que se utilizan hasta que elemento se descubre, confirma y se decide un nombre permanente. En la tabla periódica de los elementos, se espera que siga al unbiunio como el segundo elemento de los superactínidos y el cuarto elemento del octavo período . De manera similar al unbiunio, se espera que se encuentre 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, todavía no se ha sintetizado unbibium, ni se ha encontrado que exista ningún isótopo natural. Actualmente no hay planes para intentar sintetizar unbibium. En 2008, se afirmó que se había descubierto en muestras de torio natural, pero esa afirmación ahora ha sido descartada por las recientes repeticiones del experimento utilizando técnicas más precisas.

Químicamente, se espera que el unbibium se parezca al cerio y al 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 predicha en la serie de superactínidos del bloque g.

Introducción

Representación gráfica de una reacción de fusión nuclear . Dos núcleos se fusionan en uno y emiten un neutrón . Las reacciones que crearon nuevos elementos en este momento fueron similares, con la única diferencia posible de que a veces se liberaban varios neutrones singulares, o ninguno en absoluto.

Video externo
Visualización de fusión nuclear fallida, basada en cálculos de la Universidad Nacional de Australia

Los núcleos atómicos más pesados se crean en reacciones nucleares que combinan otros dos núcleos de tamaño desigual en uno; aproximadamente, cuanto más desiguales son los dos núcleos en términos de masa, mayor es la posibilidad de que reaccionen. El material hecho de los núcleos más pesados ​​se convierte en un objetivo, que luego es bombardeado por el haz de núcleos más ligeros. Dos núcleos solo 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 solo a una distancia muy corta de un núcleo; Por tanto, los núcleos de los haces se aceleran enormemente para hacer que dicha repulsión sea insignificante en comparación con la velocidad del núcleo del haz. Acercarse por sí solo no es suficiente para que dos núcleos se fusionen: cuando dos núcleos se acercan entre sí, 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 solo núcleo. núcleo. Si se produce la fusión, la fusión temporal, denominada núcleo compuesto, es un estado excitado . Para perder su energía de excitación y alcanzar un estado más estable, un núcleo compuesto se fisiona o expulsa uno o varios neutrones , que se llevan la energía. Esto ocurre aproximadamente entre 10 y ¹⁶  segundos después de la colisión inicial.

El rayo atraviesa el objetivo y llega a la siguiente cámara, el separador; si se produce un nuevo núcleo, se transporta con este rayo. En el separador, el núcleo recién producido se separa de otros nucleidos (el del haz original y cualquier otro producto de reacción) 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 la hora de la llegada. La transferencia tarda entre 10 y ⁶  segundos; para ser detectado, el núcleo debe sobrevivir tanto tiempo. El núcleo se registra nuevamente una vez que se registra su desintegración, y se miden la ubicación, la energía y el tiempo de desintegración.

La estabilidad del núcleo es proporcionada por la interacción fuerte. Sin embargo, su alcance es muy corto; a medida que los núcleos se hacen más grandes, su influencia sobre los nucleones más externos ( protones y neutrones) se debilita. Al mismo tiempo, el núcleo se rompe por la repulsión electrostática entre protones, ya que tiene un alcance ilimitado. Por tanto, los núcleos de los elementos más pesados ​​se predicen teóricamente y hasta ahora se ha observado que se desintegran principalmente a través de modos de desintegración causados ​​por dicha repulsión: desintegración alfa y fisión espontánea ; estos modos son predominantes para núcleos de elementos superpesados . Las desintegraciones alfa son registradas por las partículas alfa emitidas , y los productos de la 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 se puede determinar aritméticamente. Sin embargo, la fisión espontánea produce varios núcleos como productos, por lo que el nucleido original no se puede determinar a partir de sus hijas.

La información disponible para los físicos que pretenden sintetizar uno de los elementos más pesados ​​es, por lo tanto, la información recopilada en los detectores: ubicación, energía y tiempo de llegada de una partícula al detector y los de su desintegración. Los físicos analizan estos datos y buscan concluir que efectivamente fue causado por un nuevo elemento y no pudo haber sido causado por un nucleido diferente al que se afirma. 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.

Historia

Intentos de síntesis

Fusión-evaporación

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, y en particular si los elementos superpesados ​​podrían ocurrir naturalmente. Los primeros intentos de sintetizar unbibium fueron realizados en 1972 por Flerov et al. en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR), utilizando las reacciones de fusión en caliente inducidas por iones pesados:

²³⁸
₉₂U
+ ^66,68
₃₀Zn
→ ^304.306
₁₂₂Ubb
* → sin átomos

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

^nat
₆₈Er
+ 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 (5.000  pb ). Los resultados actuales (ver flerovium ) han demostrado que la sensibilidad de estos experimentos fue demasiado baja en al menos 3 órdenes de magnitud. En particular, se esperaba que la reacción entre ¹⁷⁰ Er y ¹³⁶ Xe produjera emisores alfa con semividas de microsegundos que se descompondrían en isótopos de flerovium con semividas que tal vez aumenten hasta varias horas, ya que se predice que el flerovium se encuentra 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. Una investigación más reciente sobre la síntesis de elementos superpesados ​​sugiere que ambas conclusiones son ciertas.

En 2000, el Centro Helmholtz de Investigación de Iones Pesados Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI) realizó un experimento muy similar con una sensibilidad mucho mayor:

²³⁸
₉₂U
+ ⁷⁰
₃₀Zn
→ ³⁰⁸
₁₂₂Ubb
* → sin átomos

Estos resultados indican que la síntesis de tales elementos más pesados ​​sigue siendo un desafío significativo y se requieren más 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 llevaron a cabo varios experimentos que estudian las características de fisión de varios núcleos de compuestos superpesados, como ³⁰⁶ Ubb, en el Laboratorio de Reacciones Nucleares de Flerov . Se utilizaron dos reacciones nucleares, a saber, ²⁴⁸ Cm + ⁵⁸ Fe y ²⁴² Pu + ⁶⁴ Ni. Los resultados revelan cómo los núcleos superpesados ​​se fisionan predominantemente al expulsar núcleos de capa cerrada como ¹³² Sn ( Z  = 50, N  = 82). También se encontró que el rendimiento de la vía de fusión-fisión fue similar entre proyectiles ⁴⁸ Ca y ⁵⁸ Fe, lo que sugiere un posible uso futuro de proyectiles ⁵⁸ Fe en la formación de elementos superpesados.

Futuro

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 de 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 predice que serán los nucleidos más longevos de la isla con vidas medias de siglos o milenios.

Todos los elementos desde el mendelevio en adelante se produjeron en reacciones de fusión-evaporación, que culminaron con el descubrimiento del elemento más pesado conocido, oganesson, en 2002 y, más recientemente, tennessine en 2010. Estas reacciones se acercaron al límite de la tecnología actual; por ejemplo, la síntesis de tennessine 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 de actínidos cada vez más raros e inestables no es práctico. En consecuencia, los experimentos futuros deben realizarse en instalaciones como la fábrica de elementos superpesados ​​en construcción (fábrica de SHE) en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR) o RIKEN , lo que permitirá que los experimentos se realicen durante períodos más largos con mayor detección. capacidades y permitir reacciones de otro modo inaccesibles.

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 espontánea y alfa cada vez más cortas para isótopos con Z  = 122 y N  ~ 180 del orden de microsegundos o menos, lo que hace que la detección sea casi imposible con los equipos actuales. El dominio cada vez mayor de la fisión espontánea también puede romper posibles vínculos con núcleos conocidos de livermorium 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 tiene anclaje a núcleos conocidos. Por estas razones, es posible que deban investigarse otros métodos de producción, como reacciones de transferencia de múltiples nucleones capaces de poblar núcleos de vida más larga. Un cambio similar en la técnica experimental ocurrió cuando se usó la fusión en caliente con 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.

Sin embargo, se han propuesto varias reacciones de fusión-evaporación que conducen al unbibium además de las que ya se han intentado sin éxito, aunque ninguna institución tiene planes inmediatos para hacer intentos de síntesis, centrándose primero en los elementos 119, 120 y posiblemente 121. Porque las secciones transversales aumentan con asimetría de la reacción, un haz de cromo sería más favorable en combinación con un blanco de californio , especialmente si la capa de neutrones cerrada prevista en N  = 184 pudiera alcanzarse en más productos ricos en neutrones y conferir estabilidad adicional. En particular, la reacción entre⁵⁴
₂₄Cr
y ²⁵²
₉₈Cf
generaría el núcleo compuesto ³⁰⁶
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. Una posible síntesis de unbibium podría ocurrir de la siguiente manera:

²⁴⁹
₉₈Cf
+ ⁵⁴
₂₄Cr
→ ³⁰⁰
₁₂₂Ubb
+ 3 ¹
₀
norte

Si esta reacción tiene éxito y la desintegración alfa sigue siendo dominante sobre la fisión espontánea, las ³⁰⁰ Ubb resultantes se desintegrarán a través de ²⁹⁶ Ubn que pueden estar pobladas 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 , un orden de magnitud menor que la sección transversal medida más baja en una reacción exitosa. También se han propuesto las reacciones más simétricas ²⁴⁴ Pu + ⁶⁴ Ni y ²⁴⁸ Cm + ⁵⁸ Fe y pueden producir isótopos más ricos en neutrones. Con el aumento del número atómico, uno también debe ser consciente de la disminución de la altura de las barreras 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.

Descubrimiento reclamado como un elemento natural

En 2008, un grupo dirigido por el físico israelí Amnon Marinov en la Universidad Hebrea de Jerusalén afirmó haber encontrado átomos individuales de unbibium-292 en forma natural torio depósitos en una gran cantidad de entre 10 ^-11 y 10 ^-12 en relación con el torio. 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 de Marguerite Perey en 1939 . La afirmación de Marinov et al. fue criticado por una parte de la comunidad científica, y Marinov dice que ha enviado el artículo a las revistas Nature y Nature Physics, pero ambas lo rechazaron sin enviarlo a revisión por pares. Se afirmó que los átomos de unbibium-292 eran isómeros superdeformados o hiperdeformados , con una vida media de al menos 100 millones de años.

Una crítica de la técnica, utilizada anteriormente para identificar supuestamente isótopos de torio más ligeros mediante espectrometría de masas , se publicó en Physical Review C en 2008. Una refutación del grupo Marinov se publicó en Physical Review C después del comentario publicado.

Una repetición del experimento de 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. 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 , roentgenio y unbibio. Todavía es posible que existan rastros de unbibium en algunas muestras de torio, aunque dada la comprensión actual de los elementos superpesados, esto es muy poco probable.

Nombrar

Utilizando la nomenclatura de Mendeleev para elementos no identificados y no descubiertos , el unbibium debería ser conocido como eka- torio . Después de las recomendaciones de la IUPAC en 1979, el elemento se ha denominado en gran medida unbibium con el símbolo atómico de ( Ubb ), como su nombre temporal hasta que el elemento se descubre y sintetiza oficialmente, y se decide un nombre permanente. Los científicos ignoran en gran medida esta convención de nomenclatura y, en su lugar, simplemente se refieren al unbibium como "elemento 122" con el símbolo de ( 122 ) o, a veces, incluso E122 o 122 .

Propiedades previstas

Estabilidad nuclear e isótopos

Un gráfico de estabilidad de nucleidos tal como lo utilizó 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 de más de 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.

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, con la excepción del dubnio -268. Ningún elemento con número atómico superior a 82 (después del plomo ) tiene isótopos estables. Sin embargo, debido a razones entendida no muy bien, sin embargo, hay un ligero aumento de la estabilidad nuclear en torno a los números atómicos 110 - 114 , que conduce a la aparición de lo que se conoce en física nuclear como la " isla de 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.

En esta región de la tabla periódica,  se ha sugerido N = 184 como capa de neutrones cerrada , y se han propuesto varios números atómicos como capas de protones cerradas, 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 del debilitamiento de los cierres de la capa de protones y la posible pérdida de la doble magia . Una investigación más reciente predice que la isla de estabilidad se centrará en los isótopos de copernicio beta-estables ²⁹¹ Cn y ²⁹³ Cn, que colocarían al unbibium muy por encima de la isla y darían como resultado vidas medias cortas independientemente de los efectos de la capa. La mayor estabilidad de los elementos 112-118 también se ha atribuido a la forma achatada de dichos núcleos y la resistencia a la fisión espontánea. El mismo modelo también propone ³⁰⁶ Ubb como el próximo núcleo doblemente mágico esférico, definiendo así la verdadera isla de estabilidad para los núcleos esféricos.

Regiones de núcleos de formas diferentes, según lo predicho por la Aproximación del Bosón Interactivo

Un modelo de túnel cuántico predice las alfa-decaimiento vidas medias de isótopos unbibium ^284-322 UBB ser del orden de microsegundos o menos para todos los isótopos más ligero que ³¹⁵ Ubb, destacando un desafío significativo en la observación experimental de este elemento. Esto es consistente con muchas predicciones, aunque la ubicación exacta del borde 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, con semividas del orden de femtosegundos pronosticados para algunos isótopos pares-pares debido al obstáculo mínimo resultante del emparejamiento de nucleones y la pérdida de los efectos estabilizadores más alejados de los números mágicos . Un cálculo de 2016 sobre las vidas medias y las cadenas de desintegración probables de los isótopos ^280–339 Ubb arroja resultados que corroboran: ^280–297 Ubb no estarán unidos a los protones y posiblemente se desintegrarán por emisión de protones , ^298–314 Ubb tendrán vidas medias alfa del orden de microsegundos, y los que pesan más de ³¹⁴ Ubb se desintegrarán predominantemente por fisión espontánea con vidas medias cortas. Para los emisores alfa más ligeros que pueden estar poblados en reacciones de fusión-evaporación, se predicen algunas cadenas de desintegración largas que conducen a isótopos conocidos o alcanzables de elementos más ligeros. Además, se prevé que los isótopos ^308-310 Ubb tengan una vida media inferior a 1 microsegundo, demasiado corta para la detección como resultado de una energía de enlace significativamente menor para los números de neutrones inmediatamente por encima del  cierre de 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 estos núcleos serán difíciles o imposibles de alcanzar utilizando las técnicas experimentales actuales. 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. Independientemente, estos núcleos serán difíciles de sintetizar ya que ninguna combinación de objetivo obtenible y proyectil puede proporcionar suficientes neutrones en el núcleo compuesto. Incluso para núcleos alcanzables en reacciones de fusión, la fisión espontánea y posiblemente también la desintegración de los racimos podrían tener ramificaciones significativas, lo que plantea otro obstáculo para la identificación de elementos superpesados, ya que normalmente se identifican por sus sucesivas desintegraciones alfa.

Químico

Se predice que el unbibium es similar en química al cerio y al torio, que también tienen cuatro electrones de valencia por encima de un núcleo de gas noble, aunque puede ser más reactivo. Además, se predice que el 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 del unbibium es [ Og ] 7d ¹ 8s ² 8p ¹ u 8s ² 8p ² , en contraste con el esperado [ Og ] 5g ² 8s ² en el que el orbital de 5g comienza a llenarse en el elemento 121. (Se espera que las configuraciones ds ² py s ² p ² solo estén separadas por aproximadamente 0.02 eV.) En las superactínidas, los efectos relativistas pueden causar una ruptura del principio de Aufbau y crear superposición de los orbitales 5g, 6f, 7d y 8p; los experimentos sobre la química del copernicio y el flerovio proporcionan fuertes indicios del papel cada vez más importante de los efectos relativistas. Como tal, la química de los elementos que siguen al unbibium se vuelve más difícil de predecir.

Unbibium probablemente formaría un dióxido, Ubb O ₂ , y tetrahaluros, como Ubb F ₄ y Ubb Cl ₄ . Se predice que el estado de oxidación principal será +4, similar al cerio y al torio. Se predice una primera energía de ionización de 5.651 eV y una segunda energía de ionización de 11.332 eV para el unbibium; esta y otras energías de ionización calculadas son más bajas que los valores análogos para el torio, lo que sugiere que el unbibio será más reactivo que el torio.

Notas

Referencias

Bibliografía

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enlaces externos

• Chemistry-Blog: análisis independiente de la afirmación 122 de Marinov
• Gráfico de los nucleidos 2014