Carbono-12

Carbono-12
	Isótopo de carbono
Datos del núclido
Masa atómica	12 u
Espín	0
Exceso de energía	0 ± 0 keV
Energía de enlace	92 161,± 0,014 keV
	Véase también: Isótopos de carbono
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El carbono-12 es el más abundante de los dos isótopos estables del elemento carbono, representando el 98,89 % de todo el carbono terrestre. Está conformado por 6 protones, 6 neutrones y 6 electrones.

Adquiere particular importancia al usarse como patrón para el cálculo de la masa atómica de los distintos nucleidos existentes en la naturaleza; dado que la masa atómica del ¹²C es, por definición, 12 umas.

Historia

Antes de 1959, tanto la IUPAP como la IUPAC, tendían a utilizar el oxígeno para definir el mol. La comunidad química definía al mol como el número de átomos de oxígeno que tenían una masa de 16 g, mientras que la física usaba una definición similar pero solo con el isótopo oxígeno-16. Las dos organizaciones acordaron entre 1959 y 1960 definir al mol como:

El mol es la cantidad de sustancia de un sistema que contiene tantas unidades elementales como hay en 12 gramos de carbono-12; su símbolo es el "mol".

Esta definición fue adoptada por el Comité Internacional de Pesos y Medidas (CPIM), en 1967, y en 1971 fue adoptada por la 14.ª Conferencia General de Pesos y Medidas.

En 2018, la 26ª Conferencia General de Pesos y Medidas redefinió el mol a partir del valor fijo del Número de Avogadro 6,022 140 76 × 10²³. El número de moles en 12 gramos de carbono-12 deja de tener, desde entonces, el valor exacto de 1, pues dicho valor está basado en una definición obsoleta.

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.^[1] La existencia del estado Hoyle de resonancia 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 aún se están investigando sus propiedades precisas.^[2]

El estado de Hoyle se puebla cuando un núcleo de helio-4 se fusiona con un núcleo de berilio-8 en un entorno de alta temperatura (10⁸ K) con helio densamente concentrado (10 ⁵ g/cm ³). Este proceso debe ocurrir dentro de 10 ⁻¹⁶ segundos como consecuencia de la corta vida media de ⁸ Be. El estado de Hoyle también es una resonancia de corta duración con una vida media de 2,4 × 10 ⁻¹⁶ segundos; principalmente se descompone 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 C¹².^[3]

En 2011, un cálculo ab initio de los estados bajos del carbono-12 encontró (además del estado fundamental y del espín-2 excitado) una resonancia con todas las propiedades del estado de Hoyle.^[4]^[5]

Véase también

Referencias

↑ Hoyle, F. (1954). «On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot Stars. I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel.». The Astrophysical Journal Supplement Series 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/190005.
↑ Freer, M.; Fynbo, H. O. U. (2014). «The Hoyle state in 12C». Progress in Particle and Nuclear Physics 78: 1-23. Bibcode:2014PrPNP..78....1F. doi:10.1016/j.ppnp.2014.06.001.
↑ Alshahrani, B.; Kibédi, T.; Stuchberry, A.E.; Williams, E.; Fares, S. (2013). «Measurement of the radiative branching ratio for the Hoyle state using cascade gamma decays». EPJ Web of Conferences 63: 01022-1-01022-4. Bibcode:2013EPJWC..6301022A. doi:10.1051/epjconf/20136301022.
↑ Epelbaum, E.; Krebs, H.; Lee, D.; Meißner, U.-G. (2011). «Ab Initio Calculation of the Hoyle State». Physical Review Letters 106 (19): 192501. Bibcode:2011PhRvL.106s2501E. PMID 21668146. S2CID 33827991. arXiv:1101.2547. doi:10.1103/PhysRevLett.106.192501.
↑ Hjorth-Jensen, M. (2011). «Viewpoint: The carbon challenge». Physics 4: 38. Bibcode:2011PhyOJ...4...38H. doi:10.1103/Physics.4.38.

Enlaces externos

Comité Internacional de Pesos Atómicos (Atomic Weights and the International Committee) — Una revisión histórica

Datos: Q1058364

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[Hoyle1954-1] Hoyle, F. (1954). «On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot Stars. I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel.». The Astrophysical Journal Supplement Series 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/190005.

[2] Freer, M.; Fynbo, H. O. U. (2014). «The Hoyle state in 12C». Progress in Particle and Nuclear Physics 78: 1-23. Bibcode:2014PrPNP..78....1F. doi:10.1016/j.ppnp.2014.06.001.

[epj13-3] Alshahrani, B.; Kibédi, T.; Stuchberry, A.E.; Williams, E.; Fares, S. (2013). «Measurement of the radiative branching ratio for the Hoyle state using cascade gamma decays». EPJ Web of Conferences 63: 01022-1-01022-4. Bibcode:2013EPJWC..6301022A. doi:10.1051/epjconf/20136301022.

[4] Epelbaum, E.; Krebs, H.; Lee, D.; Meißner, U.-G. (2011). «Ab Initio Calculation of the Hoyle State». Physical Review Letters 106 (19): 192501. Bibcode:2011PhRvL.106s2501E. PMID 21668146. S2CID 33827991. arXiv:1101.2547. doi:10.1103/PhysRevLett.106.192501.

[5] Hjorth-Jensen, M. (2011). «Viewpoint: The carbon challenge». Physics 4: 38. Bibcode:2011PhyOJ...4...38H. doi:10.1103/Physics.4.38.

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