Isótopos del hierro

El hierro natural ( _{26Fe ) se compone de cuatro} isótopos estables : 5,85% ^54Fe , 91,75% ^56Fe , 2,12% ^57Fe y 0,28% ^58Fe . Existen 28 radioisótopos conocidos y 8 isómeros nucleares , de los cuales los más estables son el ^60Fe (vida media de 2,62  millones de años) y el ^55Fe (vida media de 2,7562 años).

Gran parte del trabajo previo sobre la medición de la composición isotópica del hierro se ha centrado en determinar las variaciones del ^60Fe debidas a procesos que acompañan a la nucleosíntesis (por ejemplo, estudios de meteoritos ) y la formación de menas. Sin embargo, en la última década, los avances en la tecnología de espectrometría de masas han permitido la detección y cuantificación de variaciones mínimas y naturales en las proporciones de los isótopos estables del hierro. Gran parte de este trabajo ha sido impulsado por las comunidades de ciencias de la Tierra y planetarias , aunque están empezando a surgir aplicaciones a sistemas biológicos e industriales. ^{[ 4 ]}

^{El 56Fe} es el isótopo más abundante del hierro. También es el isótopo con la menor masa por nucleón, 930,412 MeV/c² ^, aunque no el isótopo con la mayor energía de enlace nuclear por nucleón, que es el níquel-62 . ^{[ 11 ]} Sin embargo, debido a los detalles de cómo funciona la nucleosíntesis, el ^56Fe es un producto final más común de la fusión dentro de las supernovas , donde se produce principalmente como ^56Ni , que posteriormente se desintegra en ^56Co y luego en hierro. Por lo tanto, ^{el 56Fe} es más común en el universo, en relación con otros elementos pesados , incluidos el ^62Ni , el ^58Fe y el ^60Ni , todos los cuales tienen una energía de enlace comparativamente alta.

^{El 57Fe} se utiliza ampliamente en la espectroscopia Mössbauer y en la espectroscopia vibracional de resonancia nuclear relacionada debido a la baja variación natural en la energía de la  transición nuclear de 14,4 keV. ^{[ 12 ]} Esta transición se utilizó para realizar la primera medición definitiva del desplazamiento al rojo gravitacional en el experimento Pound-Rebka de 1960. ^{[ 13 ]}

El hierro-60 tiene una vida media de 2,62  millones de años, ^{[ 14 ]} pero hasta 2009 se pensaba que tenía una vida media de 1,5  millones de años. Experimenta desintegración beta a ⁶⁰ Co , que luego se desintegra con una vida media mucho más corta de unos 5 años a ⁶⁰ Ni estable .

En fases de los meteoritos Semarkona y Chervony Kut , se pudo encontrar una correlación entre la concentración excesiva de ⁶⁰ Ni , el isótopo nieto de ^{60 Fe, y la abundancia de los isótopos estables de hierro, lo que evidencia la existencia de 60} Fe en el momento de la formación del Sistema Solar. ^{[ 15 ]} Dependiendo de su abundancia original, la energía de la desintegración de ⁶⁰ Fe pudo haber sido significativa, junto con la de ²⁶ Al , para la refundición y diferenciación de asteroides y planetesimales después de su formación. Estas abundancias de níquel en materiales extraterrestres también pueden proporcionar más información sobre el origen del Sistema Solar y su historia temprana.

El hierro-60 vivo (interestelar) se identificó por primera vez en sedimentos de aguas profundas en 1999. ^{[ 16 ]} Se trata de costras de ferromanganeso de aguas profundas , que crecen constantemente, agregando hierro, manganeso y otros elementos. ^{[ 17 ]} Se ha encontrado hierro-60 en bacterias fosilizadas en sedimentos del fondo marino. ^{[ 18 ] [ 19 ]} En 2019, los investigadores encontraron ⁶⁰ Fe en la Antártida . ^{[ 20 ]} El hierro-60 muestra dos picos en sedimentos de aguas profundas, el primero hace 1,7–3,2 millones de años y el segundo hace 6,5–8,7 millones de años. Los picos están relacionados con el paso del Sistema Solar a través de la Burbuja Local y probablemente la Superburbuja Orión-Eridano . Estas superburbujas fueron creadas por múltiples supernovas . ^{[ 21 ]} También se han encontrado trazas de hierro-60 en muestras lunares.

La distancia a la supernova de origen se puede estimar relacionando la cantidad de hierro-60 interceptada cuando la Tierra atraviesa la eyección de la supernova en expansión. Suponiendo que el material eyectado en una supernova se expande uniformemente desde su origen como una esfera con un área superficial de 4πr² ^, la fracción del material interceptada por la Tierra depende de su área de sección transversal ( πR² Tierra ) al pasar a través de los restos en expansión:  

$${\displaystyle M_{\text{Fracción interceptada }}={\frac {\pi R_{\text{Tierra }}^{2}}{4\pi r^{2}}}M_{ej}}$$

donde M _ej es la masa del material eyectado. Suponiendo que el material interceptado se distribuye uniformemente sobre la superficie de la Tierra ( 4 πR 2 Tierra   ), la densidad superficial de masa ( Σ _ej ) de la eyección de la supernova en la Tierra es:

$${\displaystyle \Sigma _{ej}={\frac {M_{\text{Fracción interceptada }}}{A_{\text{superficie,Tierra }}}}={\frac {M_{ej}}{16\pi r^{2}}}}$$

Se puede estimar la cantidad de átomos de ⁶⁰ Fe por unidad de área en la Tierra si se conoce la cantidad típica de ⁶⁰ Fe expulsada por una supernova. Esto se logra dividiendo la densidad de masa superficial ( Σ _ej ) entre la masa atómica del ⁶⁰ Fe.

$${\displaystyle N_{60}=\left({\frac {M_{ej,60}/m_{60}}{16\pi r^{2}}}\right)}$$

La ecuación para N ⁶⁰ se puede reorganizar para encontrar la distancia a la supernova.

$${\displaystyle r={\sqrt {\frac {M_{ej,60}}{16\pi m_{60}N_{60}}}}}$$

A continuación se muestra un ejemplo de cálculo de la distancia al punto de origen de la supernova. Este cálculo utiliza valores especulativos para la densidad superficial de átomos terrestres ^{de 60 Fe (} N ₆₀ ≈ 4 × 10 ¹¹ átomos/m ² ) y una estimación aproximada de la masa de ⁶⁰ Fe eyectada por una supernova (10 × 10 ⁻⁵ M _☉  ).

$${\displaystyle {\begin{aligned}r&={\sqrt {\frac {10^{-5}M_{\odot }}{16\pi \left(60m_{p}\right)N_{60}}}}\\r&=3\times 10^{18}m=100pc\end{aligned}}}$$

Se han publicado análisis más sofisticados que tienen en cuenta el flujo y la deposición de ⁶⁰ Fe, así como posibles fuentes de fondo que interfieren. ^{[ 22 ]}

El cobalto-60, producto de la desintegración del hierro-60, emite rayos gamma de 1,173  MeV y 1,332  MeV durante su desintegración. Estas líneas han sido durante mucho tiempo objetivos importantes para la astronomía de rayos gamma y han sido detectadas por el observatorio de rayos gamma INTEGRAL . La señal traza el plano galáctico , lo que demuestra que la síntesis de ^60Fe continúa en nuestra galaxia y permite investigar la producción de elementos en estrellas masivas. ^{[ 23 ] [ 24 ]}

Productos derivados distintos del hierro

• Isótopos de cobalto
• Isótopos de manganeso
• Isótopos del cromo
• Isótopos del vanadio

• JM Nielsen (1960). La radioquímica del hierro (PDF) . Academia Nacional de Ciencias / Consejo Nacional de Investigación .