Aluminio-26 ( 26 Al , Al-26 ) es un isótopo radiactivo del elemento químico aluminio , que se descompone por emisión de positrones o captura de electrones a magnesio estable -26. La vida media del 26 Al es de 7,17 × 10 5 (717 000) años. Esto es demasiado corto para que el isótopo sobreviva como nucleido primordial , pero una pequeña cantidad se produce por colisiones de átomos con protones de rayos cósmicos . [1]
General | |
---|---|
Símbolo | 26 Al |
Nombres | aluminio-26, Al-26 |
Protones | 13 |
Neutrones | 13 |
Datos de nucleidos | |
Abundancia natural | trace (cosmogénico) |
Media vida | 7,17 × 10 5 años |
Girar | 5+ |
Modos de decaimiento | |
Modo de decaimiento | Energía de desintegración ( MeV ) |
β + | 4.00414 |
ε | 4.00414 |
Isótopos de aluminio Tabla completa de nucleidos |
Decay de aluminio-26 también produce rayos gamma y rayos x . [2] Los rayos X y los electrones Auger son emitidos por la capa atómica excitada de la hija de 26 Mg después de la captura de electrones que típicamente deja un agujero en una de las subcapas inferiores.
Debido a que es radioactivo, generalmente se almacena detrás de al menos 5 centímetros (2 pulgadas) de plomo. El contacto con 26 Al puede resultar en contaminación radiológica que requiera herramientas especiales para su transferencia, uso y almacenamiento. [3]
Tener una cita
El aluminio-26 se puede utilizar para calcular la edad terrestre de meteoritos y cometas . Se produce en cantidades significativas en objetos extraterrestres a través de la espalación de silicio junto con berilio-10 , aunque después de caer a la Tierra, cesa la producción de 26 Al y disminuye su abundancia en relación con otros nucleidos cosmogénicos . La ausencia de fuentes de aluminio-26 en la Tierra es una consecuencia de que la atmósfera de la Tierra obstruye el silicio en la superficie y la troposfera baja debido a la interacción con los rayos cósmicos. En consecuencia, la cantidad de 26 Al en la muestra se puede usar para calcular la fecha en que el meteorito cayó a la Tierra. [1]
Ocurrencia en el medio interestelar
La emisión gamma a 1809 keV fue la primera emisión gamma observada desde el centro galáctico. La observación fue realizada por el satélite HEAO-3 en 1984. [4] [5]
El isótopo se produce principalmente en supernovas que expulsan muchos nucleidos radiactivos en el medio interestelar . Se cree que el isótopo proporciona suficiente calor a los pequeños cuerpos planetarios para diferenciar sus interiores, como ha sido el caso en la historia temprana de los asteroides 1 Ceres y 4 Vesta . [6] [7] [8] Este isótopo también características en hipótesis con respecto a la protuberancia ecuatorial de Saturno 's luna Japeto . [9]
Historia
Antes de 1954, la vida media del aluminio-26 se midió en 6,3 segundos. [10] Después de que se teorizó que esta podría ser la vida media de un estado metaestable ( isómero ) del aluminio-26, el estado fundamental se produjo mediante el bombardeo de magnesio-26 y magnesio-25 con deuterones en el ciclotrón de la Universidad. de Pittsburgh . [11] Se determinó que la primera vida media estaba en el rango de 10 6 años.
La semivida de desintegración beta de Fermi del estado metaestable del aluminio-26 es de interés en las pruebas experimentales de dos componentes del modelo estándar , a saber, la hipótesis de corriente de vector conservada y la unitaridad requerida de la matriz Cabibbo-Kobayashi-Maskawa . [12] La descomposición está superada . La medición de 2011 de la vida media de 26m Al es 6346,54 ± 0,46 (estadístico) ± 0,60 (sistema) milisegundos. [13] Al considerar el derretimiento conocido de pequeños cuerpos planetarios en los inicios del Sistema Solar, HC Urey notó que los núcleos radiactivos de larga duración que ocurren naturalmente ( 40 K, 238 U, 235 U y 232 Th) eran fuentes de calor insuficientes. Propuso que las fuentes de calor de núcleos de vida corta de estrellas recién formadas podrían ser la fuente e identificó 26 Al como la opción más probable. [14] [15] Esta propuesta se hizo mucho antes de que se conocieran o entendieran los problemas generales de la nucleosíntesis estelar de los núcleos. Esta conjetura se basó en el descubrimiento de 26 Al en un objetivo de Mg por Simanton, Rightmire, Long & Kohman. [11]
Su búsqueda se llevó a cabo porque hasta ahora no se conocía ningún isótopo radiactivo de Al que pudiera ser útil como trazador. Las consideraciones teóricas sugirieron que debería existir un estado de 26 Al. Entonces no se conocía el tiempo de vida de 26 Al; solo se estimó entre 10 4 y 10 6 años. La búsqueda de 26 Al se llevó a cabo durante muchos años, mucho después del descubrimiento del radionúclido extinto 129 I (por Reynolds (1960, Physical Review Letters v 4, p 8)) que mostró que la contribución de fuentes estelares se formó ~ 10 8 años antes. el sol había contribuido [ ¿cómo? ] a la mezcla del Sistema Solar. Se sabía desde hace mucho tiempo que los materiales asteroides que proporcionan muestras de meteoritos eran del Sistema Solar temprano. [dieciséis]
El meteorito de Allende , que cayó en 1969, contenía abundantes inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI). Estos son materiales muy refractarios y se interpretaron como condensados de una nebulosa solar caliente . [17] [18] luego descubrió que el oxígeno en estos objetos se mejoraba en 16 O en ~ 5%, mientras que el 17 O / 18 O era el mismo que el terrestre. Esto mostró claramente un gran efecto en un elemento abundante que podría ser nuclear, posiblemente de una fuente estelar. Luego se descubrió que estos objetos contenían estroncio con un 87 Sr / 86 Sr muy bajo, lo que indica que eran unos millones de años más antiguos que el material meteorítico analizado anteriormente y que este tipo de material ameritaría una búsqueda de 26 Al. [19] 26 Al sólo está presente hoy en día en los materiales del Sistema Solar como resultado de reacciones cósmicas en materiales sin blindaje a un nivel extremadamente [ cuantificado ] bajo. Por lo tanto, cualquier 26 Al original en el Sistema Solar primitivo está ahora extinto.
Establecer la presencia de 26 Al en materiales muy antiguos requiere demostrar que las muestras deben contener claros excesos de 26 Mg / 24 Mg, lo que se correlaciona con la relación de 27 Al / 24 Mg. El 27 Al estable es entonces un sustituto del 26 Al extinto . Las diferentes relaciones de 27 Al / 24 Mg se acoplan a diferentes fases químicas en una muestra y son el resultado de procesos de separación química normales asociados con el crecimiento de los cristales en los CAI. Clara evidencia de la presencia de 26 Al en una relación de abundancia de 5 × 10 -5 fue mostrado por Lee, et al. [20] [21] El valor ( 26 Al / 27 Al ∼ 5 × 10 −5 ) ahora se ha establecido generalmente como el valor alto en las primeras muestras del Sistema Solar y se ha utilizado generalmente como un cronómetro de escala de tiempo refinado para los primeros Sistema. Los valores más bajos implican un tiempo de formación más reciente. Si este 26 Al es el resultado de fuentes estelares pre-solares, entonces esto implica una estrecha conexión en el tiempo entre la formación del Sistema Solar y la producción de alguna estrella en explosión. Muchos materiales que se suponía que eran muy tempranos (por ejemplo, los cóndrulos) parecen haberse formado unos pocos millones de años más tarde (Hutcheon & Hutchison) [ cita requerida ] . Entonces se estaban descubriendo otros núcleos radiactivos extintos, que claramente tenían un origen estelar. [22]
Que 26 Al estaba presente en el medio interestelar como una fuente importante de rayos gamma no se exploró hasta el desarrollo del programa de observatorios astronómicos de alta energía. La nave espacial HEAO-3 con detectores de Ge refrigerados permitió la detección clara de líneas gamma de 1.808 Mev desde la parte central de la galaxia desde una fuente distribuida de 26 Al. [4] Esto representa un inventario de estado cuasi estacionario correspondiente a dos masas solares de 26 Al que se distribuyó [ aclaración necesaria ] . Este descubrimiento fue ampliado en gran medida por las observaciones del Observatorio de Rayos Gamma de Compton utilizando el telescopio COMPTEL en la galaxia. [23] Posteriormente, las líneas de 60 Fe (1.173 y 1.333 Mev) también fueron detectadas mostrando las tasas relativas de desintegración de 60 Fe a 26 Al para ser 60 Fe / 26 AL ~ 0.11. [24]
En la búsqueda de los portadores de 22 Ne en los lodos producidos por la destrucción química de algunos meteoritos, E. Anders y el grupo de Chicago encontraron granos portadores de tamaño micrónico, materiales ultrarrefractarios resistentes a los ácidos (por ejemplo, C, SiC ). Los granos de portador fueron claramente mostraron ser condensados circunestelares de estrellas anteriores y contenían a menudo muy grandes mejoras de 26 Mg / 24 Mg de la descomposición de 26 Al con 26 Al / 27 Al veces acercándose 0,2 [25] [26] Estos estudios sobre micras Los granos de escala fueron posibles como resultado del desarrollo de la espectrometría de masas de iones de superficie a alta resolución de masa con un haz enfocado desarrollado por G. Slodzian & R. Castaing con CAMECA Co.
La producción de 26 Al por interacciones de rayos cósmicos en materiales sin blindaje se utiliza como monitor del tiempo de exposición a los rayos cósmicos. Las cantidades están muy por debajo del inventario inicial que se encuentra en los escombros del sistema solar muy temprano.
Ver también
- Isótopos de aluminio
- Datación radiométrica § El cronómetro 26Al - 26Mg
- Fechas por exposición superficial
Referencias
- ^ a b Overholt, AC; Melott, AL (2013). "Mejora de nucleidos cosmogénicos a través de la deposición de cometas de período largo como una prueba de la hipótesis de impacto de Younger Dryas". Letras terrestres y planetarias . 377–378: 55–61. arXiv : 1307.6557 . Bibcode : 2013E y PSL.377 ... 55O . doi : 10.1016 / j.epsl.2013.07.029 . S2CID 119291750 .
- ^ "Hoja de datos de seguridad de nucleidos Aluminio-26" (PDF) . www.nchps.org.
- ^ "Hoja de datos de seguridad de nucleidos Aluminio-26" (PDF) . Sociedad Nacional de Física y Salud . Consultado el 13 de abril de 2009 .
- ^ a b Mahoney, WA; Ling, JC; Wheaton, WA; Jacobson, AS (1984). "Descubrimiento HEAO 3 de Al-26 en el medio interestelar". El diario astrofísico . 286 : 578. Bibcode : 1984ApJ ... 286..578M . doi : 10.1086 / 162632 .
- ^ Kohman, TP (1997). "Aluminio-26: un nucleido para todas las estaciones". Revista de Química Radioanalítica y Nuclear . 219 (2): 165-176. doi : 10.1007 / BF02038496 . S2CID 96683475 .
- ^ Moskovitz, Nicholas; Gaidos, Eric (2011). "Diferenciación de planetesimales y consecuencias térmicas de la migración del material fundido". Meteorítica y ciencia planetaria . 46 (6): 903–918. arXiv : 1101.4165 . Bibcode : 2011M y PS ... 46..903M . doi : 10.1111 / j.1945-5100.2011.01201.x . S2CID 45803132 .
- ^ Zolotov, M. Yu. (2009). "Sobre la composición y diferenciación de Ceres". Ícaro . 204 (1): 183-193. Código Bibliográfico : 2009Icar..204..183Z . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.06.011 .
- ^ Zuber, Maria T .; McSween, Harry Y .; Binzel, Richard P .; Elkins-Tanton, Linda T .; Konopliv, Alexander S .; Pieters, Carle M .; Smith, David E. (2011). "Origen, estructura interna y evolución de 4 Vesta". Reseñas de ciencia espacial . 163 (1–4): 77–93. Código bibliográfico : 2011SSRv..163 ... 77Z . doi : 10.1007 / s11214-011-9806-8 . S2CID 7658841 .
- ^ Kerr, Richard A. (6 de enero de 2006). "Cómo las lunas heladas de Saturno obtienen una vida (geológica)". Ciencia . 311 (5757): 29. doi : 10.1126 / science.311.5757.29 . PMID 16400121 . S2CID 28074320 .
- ^ Hollander, JM; Perlman, I .; Seaborg, GT (1953). "Tabla de isótopos". Reseñas de Física Moderna . 25 (2): 469–651. Código Bibliográfico : 1953RvMP ... 25..469H . doi : 10.1103 / RevModPhys.25.469 .
- ^ a b Simanton, James R .; Rightmire, Robert A .; Long, Alton L .; Kohman, Truman P. (1954). "Aluminio radiactivo de larga duración 26". Revisión física . 96 (6): 1711-1712. Código Bibliográfico : 1954PhRv ... 96.1711S . doi : 10.1103 / PhysRev.96.1711 .
- ^ Scott, Rebecca J; o'Keefe, Graeme J; Thompson, Maxwell N; Rassool, Roger P (2011). "Medición precisa de la vida media de la desintegración β de Fermi de 26 Al (m)". Physical Review C . 84 (2): 024611. Código Bibliográfico : 2011PhRvC..84b4611S . doi : 10.1103 / PhysRevC.84.024611 .
- ^ Finlay, P; Ettenauer, S; Ball, G. C; Leslie, J. R; Svensson, C. E; Andreoiu, C; Austin, RA E; Bandyopadhyay, D; Cross, D. S; Demanda, G; Djongolov, M; Garrett, P. E; Green, K. L; Grinyer, G. F; Hackman, G; Leach, K. G; Pearson, C. J; Phillips, A. A; Sumithrarachchi, C. S; Triambak, S; Williams, S. J (2011). "Medición de vida media de alta precisión para el emisor β + superallowed 26 Al (m)" . Cartas de revisión física . 106 (3): 032501. doi : 10.1103 / PhysRevLett.106.032501 . PMID 21405268 .
- ^ Urey, HC (1955). "Las abundancias cósmicas de potasio, uranio y torio y los equilibrios térmicos de la Tierra, la Luna y Marte" . PNAS . 41 (3): 127-144. Código bibliográfico : 1955PNAS ... 41..127U . doi : 10.1073 / pnas.41.3.127 . PMC 528039 . PMID 16589631 .
- ^ Urey, HC (1956). "Las abundancias cósmicas de potasio, uranio y torio y los equilibrios térmicos de la Tierra, la Luna y Marte" . PNAS . 42 (12): 889–891. Código bibliográfico : 1956PNAS ... 42..889U . doi : 10.1073 / pnas.42.12.889 . PMC 528364 . PMID 16589968 .
- ^ Negro, DC; Pepin, RO (11 de julio de 1969). "Neón atrapado en meteoritos - II". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 6 (5): 395. Bibcode : 1969E & PSL ... 6..395B . doi : 10.1016 / 0012-821X (69) 90190-3 .
- ^ Grossman, L. (junio de 1972). "Condensación en la primitiva nebulosa solar". Geochimica et Cosmochimica Acta . 36 (5): 597. Código bibliográfico : 1972GeCoA..36..597G . doi : 10.1016 / 0016-7037 (72) 90078-6 .
- ^ Clayton, Robert N .; Grossman, L .; Mayeda, Toshiko K. (2 de noviembre de 1973). "Un componente de composición nuclear primitiva en meteoritos carbonosos". Ciencia . 182 (4111): 485–8. Código bibliográfico : 1973Sci ... 182..485C . doi : 10.1126 / science.182.4111.485 . PMID 17832468 . S2CID 22386977 .
- ^ Gray (1973). "La identificación de condensados tempranos de la nebulosa solar". Ícaro . 20 (2): 213. Bibcode : 1973Icar ... 20..213G . doi : 10.1016 / 0019-1035 (73) 90052-3 .
- ^ Lee, Typhoon; Papanastassiou, D. A; Wasserburg, G. J (1976). "Demostración de exceso de 26 Mg en Allende y constancia de 26 Al". Cartas de investigación geofísica . 3 (1): 41. Bibcode : 1976GeoRL ... 3 ... 41L . doi : 10.1029 / GL003i001p00041 .
- ^ Lee, T .; Papanastassiou, DA; Wasserburg, GJ (1977). "Aluminio-26 en el sistema solar temprano - fósil o combustible". Cartas de revistas astrofísicas . 211 : 107. Código Bibliográfico : 1977ApJ ... 211L.107L . doi : 10.1086 / 182351 . ISSN 2041-8205 .
- ^ Kelly; Wasserburg (diciembre de 1978). "Evidencia de la existencia de 107 Pd en el sistema solar temprano". Cartas de investigación geofísica . 5 (12): 1079. Bibcode : 1978GeoRL ... 5.1079K . doi : 10.1029 / GL005i012p01079 . (t1 / 2 = 6.5x10 ^ 6 años)
- ^ Diehl, R .; Dupraz, C .; Bennett, K .; et al. (1995). "Observaciones COMPTEL de emisión galáctica 26 Al". Astronomía y Astrofísica . 298 : 445. Bibcode : 1995A & A ... 298..445D .
- ^ Harris, MJ; Knödlseder, J .; Jean, P .; Cisana, E .; Diehl, R .; Lichti, GG; Roques, J.-P .; Schanne, S .; Weidenspointner, G. (29 de marzo de 2005). "Detección de líneas de rayos γ desde interestelar 60 Fe por el espectrómetro de alta resolución SPI". Astronomía y Astrofísica . 433 (3): L49. arXiv : astro-ph / 0502219 . Bibcode : 2005A & A ... 433L..49H . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200500093 . S2CID 5358047 .
- ^ Anders, E .; Zinner, E. (septiembre de 1993). "Granos interestelares en meteoritos primitivos: diamante, carburo de silicio y grafito". Meteoritos . 28 (4): 490–514. Código Bibliográfico : 1993Metic..28..490A . doi : 10.1111 / j.1945-5100.1993.tb00274.x .
- ^ Zinner, E. (2014). "Granos presolares". En HD Holanda; KK Turekian; AM Davis (eds.). Tratado de Geoquímica . Tratado de geoquímica, segunda edición . 1 . págs. 181–213. doi : 10.1016 / B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN 9780080959757.