Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Unbibio

El unbibio , también conocido como elemento 122 o eka-torio , es un elemento químico hipotético ; tiene el símbolo provisional Ubb y el número atómico 122. Unbibio y Ubb son el ...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Este es un buen artículo. Haz clic aquí para obtener más información.

El unbibio , también conocido como elemento 122 o eka-torio , es un elemento químico hipotético ; tiene el símbolo provisional Ubb y el número atómico 122. Unbibio y Ubb son el nombre y el símbolo sistemáticos temporales de la IUPAC , respectivamente, que se utilizan hasta que el elemento sea descubierto, confirmado y se decida 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 podría conferir estabilidad adicional a algunos isótopos, especialmente al 306 Ubb, que se espera que tenga un número mágico de neutrones (184).

A pesar de varios intentos, el unbibio aún no se ha sintetizado, ni se han encontrado isótopos naturales. Actualmente no existen planes para intentar sintetizarlo. En 2008, se afirmó su descubrimiento en muestras naturales de torio, [ 3 ] pero esta afirmación ha sido desmentida tras recientes repeticiones del experimento con técnicas más precisas.

Químicamente, se espera que el unbibio muestre cierta semejanza con el cerio y el torio . Sin embargo, los efectos relativistas pueden causar que algunas de sus propiedades difieran; por ejemplo, se espera que tenga una configuración electrónica de estado fundamental de [Og] 7d¹ 8s² 8p¹ o [ Og ] 8s² 8p² , a pesar de su posición predicha en la serie de superactínidos del bloque g. [ 1 ]

Introducción

Síntesis de núcleos superpesados

Representación gráfica de una reacción de fusión nuclear.
Representación gráfica de una reacción de fusión nuclear . Dos núcleos se fusionan en uno, emitiendo un neutrón . Las reacciones que han creado nuevos elementos hasta el momento han sido similares, aunque en su lugar se pueden emitir diferentes cantidades de neutrones —o partículas con carga alternativa—. [ 4 ]

Un núcleo atómico superpesado [ a ] se crea en una reacción nuclear que combina otros dos núcleos de tamaño desigual [ b ] en uno solo; aproximadamente, cuanto más desiguales sean los dos núcleos en términos de masa , mayor será la posibilidad de que reaccionen. [ 10 ] El material hecho de los núcleos más pesados ​​se convierte en un blanco, que luego es bombardeado por el haz de núcleos más ligeros. Dos núcleos solo pueden fusionarse en uno si están lo suficientemente cerca el uno del otro; normalmente, los núcleos (todos con carga positiva) se repelen entre sí debido a la repulsión electrostática . La interacción fuerte puede superar esta repulsión, pero solo dentro de una distancia muy corta de un núcleo; por lo tanto, los núcleos del haz se aceleran enormemente para que dicha repulsión sea insignificante en comparación con la velocidad del núcleo del haz. [ 11 ] La energía aplicada a los núcleos del haz para acelerarlos puede hacer que alcancen velocidades tan altas como una décima parte de la velocidad de la luz . Sin embargo, si se aplica demasiada energía, el núcleo del haz puede desintegrarse. [ 11 ]

El simple hecho de acercarse lo suficiente no basta para que dos núcleos se fusionen: cuando dos núcleos se aproximan, suelen permanecer juntos durante unos 10-20 segundos  y luego se separan (no necesariamente con la misma composición que antes de la reacción) en lugar de formar un solo núcleo. [ 11 ] [ 12 ] Esto sucede porque durante el intento de formación de un solo núcleo, la repulsión electrostática desgarra el núcleo que se está formando. [ 11 ] Cada par de un blanco y un haz se caracteriza por su sección transversal : la probabilidad de que ocurra la fusión si dos núcleos se aproximan, expresada en términos del área transversal que la partícula incidente debe alcanzar para que ocurra la fusión. [ c ] Esta fusión puede ocurrir como resultado del efecto cuántico en el que los núcleos pueden atravesar la repulsión electrostática mediante el efecto túnel. Si los dos núcleos pueden permanecer cerca más allá de esa fase, las interacciones nucleares múltiples dan como resultado una redistribución de la energía y un equilibrio energético. [ 11 ]

La fusión resultante es un estado excitado [ 15 ] —denominado núcleo compuesto— y, por lo tanto, es muy inestable. [ 11 ] Para alcanzar un estado más estable, la fusión temporal puede fisionarse sin la formación de un núcleo más estable. [ 16 ] Alternativamente, el núcleo compuesto puede expulsar algunos neutrones , que se llevarían la energía de excitación; si esta última no es suficiente para la expulsión de neutrones, la fusión produciría un rayo gamma . Esto ocurre en aproximadamente 10 −16  segundos después de la colisión nuclear inicial y da como resultado la creación de un núcleo más estable. [ 16 ] La definición del Grupo de Trabajo Conjunto (JWP) de la IUPAC/IUPAP establece que un elemento químico solo puede ser reconocido como descubierto si un núcleo del mismo no se ha desintegrado en 10 −14 segundos. Este valor se eligió como una estimación del tiempo que tarda un núcleo en adquirir electrones y, por lo tanto, mostrar sus propiedades químicas. [ 17 ] [ d ]

Desintegración y detección

El haz pasa a través del blanco y llega a la siguiente cámara, el separador; si se produce un nuevo núcleo, este es transportado con el haz. [ 19 ] En el separador, el núcleo recién producido se separa de otros nucleidos (el del haz original y cualquier otro producto de reacción) [ e ] y se transfiere a un detector de barrera superficial , que detiene el núcleo. Se marca la ubicación exacta del próximo impacto en el detector; también se marcan su energía y el tiempo de llegada. [ 19 ] La transferencia tarda aproximadamente 10 −6  segundos; para ser detectado, el núcleo debe sobrevivir este tiempo. [ 22 ] El núcleo se registra nuevamente una vez que se registra su desintegración, y se miden la ubicación, la energía y el tiempo de la desintegración. [ 19 ]

La estabilidad de un núcleo está 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 desgarra por la repulsión electrostática entre protones, y su alcance no está limitado. [ 23 ] La energía de enlace total proporcionada por la interacción fuerte aumenta linealmente con el número de nucleones, mientras que la repulsión electrostática aumenta con el cuadrado del número atómico, es decir, esta última crece más rápido y se vuelve cada vez más importante para los núcleos pesados ​​y superpesados. [ 24 ] [ 25 ] Por lo tanto, se predice teóricamente que los núcleos superpesados ​​[ 26 ] y se han observado hasta ahora [ 27 ] se desintegran predominantemente a través de modos de desintegración que son causados ​​por dicha repulsión: desintegración alfa y fisión espontánea . [ f ] Casi todos los emisores alfa tienen más de 210  nucleones, [ 29 ] y el nucleido más ligero que experimenta principalmente fisión espontánea tiene 238. [ 30 ] En ambos modos de desintegración, los núcleos se ven inhibidos de desintegrarse por barreras de energía correspondientes para cada modo, pero pueden atravesarlas por efecto túnel. [ 24 ] [ 25 ]

Aparato para la creación de elementos superpesados
Esquema de un aparato para la creación de elementos superpesados, basado en el separador de retroceso lleno de gas de Dubna instalado en el Laboratorio Flerov de Reacciones Nucleares del JINR. La trayectoria dentro del detector y el aparato de enfoque del haz cambia debido a un imán dipolar en el primero y a imanes cuadrupolares en el segundo. [ 31 ]

Las partículas alfa se producen comúnmente en desintegraciones radiactivas porque la masa de una partícula alfa por nucleón es lo suficientemente pequeña como para dejar algo de energía para que la partícula alfa se utilice como energía cinética para salir del núcleo. [ 32 ] La fisión espontánea es causada por la repulsión electrostática que desgarra el núcleo y produce varios núcleos en diferentes casos de fisión de núcleos idénticos. [ 25 ] A medida que aumenta el número atómico, la fisión espontánea se vuelve rápidamente más importante: las vidas medias parciales de fisión espontánea disminuyen en 23  órdenes de magnitud desde el uranio (elemento  92) hasta el nobelio (elemento  102), [ 33 ] y en 30  órdenes de magnitud desde el torio (elemento  90) hasta el fermio (elemento  100). [ 34 ] El modelo anterior de gota líquida sugirió entonces que la fisión espontánea ocurriría casi instantáneamente debido a la desaparición de la barrera de fisión para núcleos con aproximadamente 280  nucleones. [ 25 ] [ 35 ] El modelo de capas nucleares posterior sugirió que los núcleos con aproximadamente 300  nucleones formarían una isla de estabilidad en la que los núcleos serían más resistentes a la fisión espontánea y sufrirían principalmente desintegración alfa con vidas medias más largas. [ 25 ] [ 35 ] Descubrimientos posteriores sugirieron que la isla predicha podría estar más lejos de lo previsto originalmente; también mostraron que los núcleos intermedios entre los actínidos de larga vida y la isla predicha están deformados y ganan estabilidad adicional debido a los efectos de capa. [ 36 ] Experimentos en núcleos superpesados ​​más ligeros, [ 37 ] así como aquellos más cercanos a la isla esperada, [ 33 ] han mostrado una estabilidad mayor de la previamente anticipada contra la fisión espontánea, lo que demuestra la importancia de los efectos de capa en los núcleos. [ g ]

Las desintegraciones alfa se registran mediante las partículas alfa emitidas, y los productos de desintegración son fáciles de determinar antes de la desintegración real; si dicha desintegración o una serie de desintegraciones consecutivas produce un núcleo conocido, el producto original de una reacción puede determinarse fácilmente. [ h ] (Que todas las desintegraciones dentro de una cadena de desintegración estaban realmente relacionadas entre sí se establece por la ubicación de estas desintegraciones, que debe estar en el mismo lugar). [ 19 ] El núcleo conocido puede reconocerse por las características específicas de la desintegración que experimenta, como la energía de desintegración (o más específicamente, la energía cinética de la partícula emitida). [ i ] Sin embargo, la fisión espontánea produce varios núcleos como productos, por lo que el nucleido original no puede determinarse a partir de sus hijos. [ j ]

La información disponible para los físicos que buscan sintetizar un elemento superpesado 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 que no pudo haber sido causado por un nucleido diferente al que se afirma. A menudo, los datos proporcionados son insuficientes para concluir que definitivamente se creó un nuevo elemento y que no existe otra explicación para los efectos observados; se han cometido errores en la interpretación de los datos. [ k ]

Historia

Intentos de síntesis

Fusión-evaporación

Se hicieron dos intentos de sintetizar unbibio en la década de 1970, ambos impulsados ​​por predicciones tempranas sobre la isla de estabilidad en N  =  184 y Z  >  120, [ 48 ] y en particular sobre si los elementos superpesados ​​podrían potencialmente ocurrir de forma natural. [ 49 ] Los primeros intentos de sintetizar unbibio fueron realizados en 1972 por Flerov et al. en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR), utilizando reacciones de fusión caliente inducidas por iones pesados: [ 49 ]

238 92 U+ 66,68 30 Zn→ 304,306 122 Ubb* → sin átomos

Otro intento fallido de sintetizar unbibio se llevó a cabo en 1978 en el Centro Helmholtz del GSI, donde un blanco de erbio natural fue bombardeado con iones de xenón-136 : [ 49 ]

nat 68 Er+ 136 54 Xe→ 298,300,302,303,304,306Ubb * → sin átomos

No se detectaron átomos y se midió un límite de rendimiento de 5 nb (5000 pb ). Los resultados actuales (véase flerovio ) han demostrado que la sensibilidad de estos experimentos fue demasiado baja por al menos 3 órdenes de magnitud. [ 48 ] En particular, se esperaba que la reacción entre 170 Er y 136 Xe produjera emisores alfa con vidas medias de microsegundos que se desintegrarían en isótopos de flerovio con vidas medias que podrían aumentar hasta varias horas, ya que se predice que el flerovio se encuentra cerca del centro de la isla de estabilidad. Después de doce horas de irradiación, no se encontró nada en esta reacción. Tras un intento similar fallido de sintetizar unbiunio a partir de 238 U y 65 Cu, se concluyó que las vidas medias de los núcleos superpesados ​​deben ser menores de un microsegundo o las secciones transversales son muy pequeñas. [ 50 ] Investigaciones más recientes sobre la síntesis de elementos superpesados ​​sugieren que ambas conclusiones son ciertas. [ 51 ] [ 52 ]   

En 2000, el Centro Helmholtz de Investigación de Iones Pesados ​​de la Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI) realizó un experimento muy similar con una sensibilidad mucho mayor: [ 49 ]

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

Estos resultados indican que la síntesis de elementos más pesados ​​sigue siendo un desafío importante y que se requieren mejoras adicionales en la intensidad del haz y la eficiencia experimental. En el futuro, se debería aumentar la sensibilidad a 1 fb para obtener resultados de mayor calidad. 

fisión de núcleo compuesto

Entre 2000 y 2004, se realizaron varios experimentos en el Laboratorio Flerov de Reacciones Nucleares para estudiar las características de fisión de diversos núcleos compuestos superpesados, como el 306 Ubb . Se utilizaron dos reacciones nucleares: 248 Cm + 58 Fe y 242 Pu + 64 Ni. [ 49 ] Los resultados revelan que los núcleos superpesados ​​se fisionan predominantemente mediante la expulsión de núcleos de capa cerrada , como el 132 Sn ( Z = 50, N = 82). También se observó que el rendimiento de la vía de fusión-fisión era similar entre los proyectiles de 48 Ca y 58 Fe, lo que sugiere un posible uso futuro de proyectiles de 58 Fe en la formación de elementos superpesados. [ 53 ]    

Descubrimiento reivindicado como elemento de origen natural

En 2008, un grupo liderado por el físico israelí Amnon Marinov en la Universidad Hebrea de Jerusalén afirmó haber encontrado átomos individuales de unbibio-292 en depósitos naturales de torio con una abundancia de entre 10⁻¹¹ y 10⁻¹² en relación con el torio. [ 3 ] Esta fue la primera vez en 69 años que se afirmaba el descubrimiento de un nuevo elemento en la naturaleza, después del descubrimiento del francio por Marguerite Perey en 1939. [ l ] La afirmación de Marinov et al. fue criticada por la comunidad científica, y Marinov dijo que envió el artículo a las revistas Nature y Nature Physics, pero ambas lo rechazaron sin someterlo a revisión por pares. [ 54 ] Se afirmó que los átomos de unbibio-292 eran isómeros superdeformados o hiperdeformados , con una vida media de al menos 100 millones de años. [ 49 ] 

Una crítica a la técnica, utilizada previamente para supuestamente identificar isótopos de torio más ligeros mediante espectrometría de masas , [ 55 ] fue publicada en Physical Review C en 2008. [ 56 ] Una refutación del grupo de Marinov fue publicada en Physical Review C después del comentario publicado. [ 57 ]

Una repetición del experimento de torio utilizando el método superior de espectrometría de masas con acelerador (AMS) no logró confirmar los resultados, a pesar de una sensibilidad 100 veces mayor. [ 58 ] Este resultado genera considerables dudas sobre los resultados de la colaboración Marinov con respecto a sus afirmaciones de isótopos de larga vida de torio , [ 55 ] roentgenio , [ 59 ] y unbibio. [ 3 ] El conocimiento actual de los elementos superpesados ​​indica que es muy improbable que persistan trazas de unbibio en muestras naturales de torio. [ 49 ]

Nomenclatura

Utilizando la nomenclatura de Mendeleev para elementos no nombrados y no descubiertos , el unbibio debería ser conocido como eka- torio . [ 60 ] Después de las recomendaciones de la IUPAC en 1979, el elemento ha sido denominado en gran medida unbibio con el símbolo atómico ( Ubb ), [ 61 ] como su nombre provisional hasta que el elemento sea descubierto y sintetizado oficialmente, y se decida un nombre permanente. Los científicos ignoran en gran medida esta convención de nomenclatura y, en su lugar, simplemente se refieren al unbibio como "elemento  122" con el símbolo ( 122 ), o a veces incluso E122 o 122 . [ 62 ]

Perspectivas para la síntesis futura

Modos de desintegración predichos de núcleos superpesados. Se espera que la línea de núcleos ricos en protones sintetizados se rompa poco después de Z  =  120, debido a la disminución de las vidas medias hasta alrededor de Z  =  124, la creciente contribución de la fisión espontánea en lugar de la desintegración alfa desde Z  =  122 en adelante hasta que domina desde 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 de mayor vida en la isla con vidas medias de siglos o milenios. [ 63 ] [ 51 ]

Todos los elementos desde el mendelevio en adelante se produjeron en reacciones de fusión-evaporación, culminando en el descubrimiento del elemento más pesado conocido, el oganesón, en 2002 [ 64 ] [ 65 ] y, más recientemente, el tenesino en 2010. [ 66 ] Estas reacciones se acercaron al límite de la tecnología actual; por ejemplo, la síntesis de tenesino requirió 22 miligramos de 249 Bk y un haz intenso de 48 Ca durante seis meses. La intensidad de los haces en la investigación de elementos superpesados ​​no puede exceder 10 12 proyectiles por segundo sin dañar el blanco y el detector, y producir mayores cantidades de blancos de actínidos cada vez más raros e inestables es impracticable. [ 67 ] En consecuencia, los experimentos futuros deben realizarse en instalaciones como la fábrica de elementos superpesados ​​(SHE-factory) en el Instituto Conjunto de Investigación Nuclear (JINR) o RIKEN , lo que permitirá que los experimentos se ejecuten durante períodos de tiempo más largos con mayores capacidades de detección y permitirá reacciones que de otro modo serían inaccesibles. [ 68 ]

Es posible que las reacciones de fusión-evaporación no sean adecuadas para el descubrimiento de unbibio o elementos más pesados. Varios modelos predicen vidas medias alfa y de fisión espontánea cada vez más cortas para isótopos con Z  =  122 y N  ~  180 del orden de microsegundos o menos, [ 69 ] lo que hace que la detección sea casi imposible con el equipo actual. [ 51 ] El creciente predominio de la fisión espontánea también puede romper posibles vínculos con núcleos conocidos de livermorio u oganesón y hacer que la identificación y confirmación sean más difíciles; un problema similar ocurrió en el camino hacia la confirmación de la cadena de desintegración de 294 Og que no tiene un ancla a núcleos conocidos. [ 70 ] Por estas razones, puede ser necesario investigar 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 utilizó la fusión caliente con proyectiles de 48Ca en lugar de la fusión fría (en la que las secciones transversales disminuyen rápidamente con el aumento del número atómico) para poblar elementos con Z  >  113. [ 52 ]

Sin embargo, se han propuesto varias reacciones de fusión-evaporación que conducen al unbibio, además de las que ya se han intentado sin éxito, aunque ninguna institución tiene planes inmediatos para realizar intentos de síntesis, sino que se centran primero en los elementos 119, 120 y posiblemente 121. Debido a que las secciones transversales aumentan con la asimetría de la reacción, [ 52 ] un haz de cromo sería el más favorable en combinación con un blanco de californio , [ 51 ] especialmente si la capa de neutrones cerrada predicha en N  =  184 pudiera alcanzarse en productos más ricos en neutrones y conferir estabilidad adicional. En particular, la reacción entre 54 24 Cr y 252 98 Cf generaría el núcleo compuesto 306 122 Ubb y alcanzaría la capa en N  =  184, aunque se cree que la reacción análoga con un blanco de 249 98 Cf es más factible debido a la presencia de productos de fisión no deseados de 252 98 Cf y la dificultad de acumular la cantidad requerida de material blanco. [ 71 ] Una posible síntesis de unbibio podría ocurrir de la siguiente manera: [ 51 ]

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

Si esta reacción tiene éxito y la desintegración alfa sigue predominando sobre la fisión espontánea, el 300 Ubb resultante se desintegraría a través de 296 Ubn, que podría poblarse en bombardeo cruzado entre 249 Cf y 50 Ti. Aunque esta reacción es una de las opciones más prometedoras para la síntesis de unbibio en un futuro próximo, se predice que la sección transversal máxima será de 3 fb , [ 71 ] un orden de magnitud menor que la sección transversal más baja medida en una reacción exitosa. También se han propuesto las reacciones más simétricas 244 Pu + 64 Ni y 248 Cm + 58 Fe [ 51 ] , que podrían producir isótopos más ricos en neutrones. Con el aumento del número atómico, también hay que tener en cuenta la disminución de las alturas de la barrera 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. [ 71 ]     

Propiedades previstas

Estabilidad nuclear e isótopos

Un gráfico 2D con celdas rectangulares coloreadas en blanco y negro, que se extiende desde la LLC hasta la URC, con celdas que se vuelven más claras a medida que se acercan a esta última.
Un diagrama de estabilidad de nucleidos utilizado por el equipo de Dubna en 2010. Los isótopos caracterizados se muestran con bordes. Más allá del elemento  118 (oganesón, el último elemento conocido), se espera que la línea de nucleidos conocidos entre rápidamente en una región de inestabilidad, sin vidas medias superiores a un microsegundo después del elemento  121 ; esto plantea dificultades para identificar elementos más pesados ​​como el unbibio. La región elíptica encierra la ubicación prevista de la isla de estabilidad. [ 52 ]

La estabilidad de los núcleos disminuye considerablemente 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. Ningún elemento con números atómicos superiores a 82 (después del plomo ) tiene isótopos estables. [ 72 ] Sin embargo, por razones aún no del todo comprendidas, existe un ligero aumento de la estabilidad nuclear alrededor de los números atómicos 110-114 , lo que da lugar a la aparición de lo que en física nuclear se conoce 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. [ 73 ]

En esta región de la tabla periódica, se ha sugerido N  = 184 como una 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 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 de debilitamiento de los cierres de la capa de protones y posible pérdida de doble magicidad . [ 74 ] Investigaciones más recientes predicen que la isla de estabilidad se centra en los isótopos de copernicio beta-estables 291 Cn y 293 Cn, [ 52 ] [ 75 ] lo que colocaría al unbibio muy por encima de la isla y daría como resultado vidas medias cortas independientemente de los efectos de capa. La mayor estabilidad de los elementos 112–118 también se ha atribuido a la forma oblata de dichos núcleos y a la resistencia a la fisión espontánea. El mismo modelo también propone el 306 Ubb como el siguiente núcleo doblemente mágico esférico, definiendo así la verdadera isla de estabilidad para los núcleos esféricos. [ 76 ]    

Regiones de núcleos con formas diferentes, como predice la aproximación de bosones interactuantes [ 76 ].

Un modelo de tunelización cuántica predice que las vidas medias de desintegración alfa de los isótopos de unbibio 284–322 Ubb son del orden de microsegundos o menos para todos los isótopos más ligeros que 315 Ubb, [ 77 ] lo que pone de relieve un desafío significativo en la observación experimental de este elemento. Esto es consistente con muchas predicciones, aunque la ubicación exacta del  límite 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 vidas medias del orden de femtosegundos predichas para algunos isótopos par-par [ 69 ] debido a la mínima obstrucción resultante del apareamiento de nucleones y la pérdida de efectos estabilizadores más lejos de los números mágicos. [ 71 ] Un cálculo de 2016 sobre las vidas medias y las probables cadenas de desintegración de los isótopos 280–339 Ubb arroja resultados corroborativos: 280–297 Ubb no estarán ligados a protones y posiblemente se desintegrarán por emisión de protones , 298–314 Ubb tendrán vidas medias alfa del orden de microsegundos, y aquellos más pesados ​​que 314 Ubb se desintegrarán predominantemente por fisión espontánea con vidas medias cortas. [ 78 ] Para los emisores alfa más ligeros que pueden poblarse 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 predice que los isótopos 308–310 Ubb tienen vidas medias inferiores a 1  microsegundo, [ 69 ] [ 78 ] demasiado cortas para su detección como resultado de una energía de enlace significativamente menor para números de neutrones inmediatamente superiores al cierre de capa N  =  184. Alternativamente,  podría 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. [ 75 ] Sin embargo, estas predicciones dependen en gran medida de los modelos de masa nuclear elegidos, y se desconoce qué isótopos de unbibio serán los más estables. De todos modos, estos núcleos serán difíciles de sintetizar, ya que ninguna combinación de blanco y proyectil obtenibles puede proporcionar suficientes neutrones en el núcleo compuesto. Incluso para los núcleos alcanzables en reacciones de fusión, fisión espontánea y posiblemente también desintegración de cúmulos [ 79 ]podrían tener ramificaciones significativas, lo que supone otro obstáculo para la identificación de elementos superpesados, ya que normalmente se identifican mediante sus sucesivas desintegraciones alfa.

Químico

Se prevé que el unbibio tenga una composición química similar a la del cerio y el torio, que también poseen cuatro electrones de valencia sobre un núcleo de gas noble, aunque podría ser más reactivo. Además, se predice que el unbibio 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 unbibio es [ Og ] 7d 1 8s 2 8p 1 [ 1 ] [ 80 ] o 8s 2 8p 2 , [ 81 ] en contraste con la esperada [ Og ] 5g 2 8s 2 en la que el orbital 5g comienza a llenarse en el elemento 121. (Se espera que las configuraciones ds 2 p y s 2 p 2 estén separadas solo por aproximadamente 0,02  eV.) [ 81 ] En los superactínidos, los efectos relativistas podrían causar una ruptura del principio de Aufbau y crear superposición de los orbitales 5g, 6f, 7d y 8p; [ 82 ] Los experimentos sobre la química del copernicio y el flerovio proporcionan fuertes indicios del creciente papel de los efectos relativistas. Por lo tanto, la química de los elementos posteriores al unbibio se vuelve más difícil de predecir.

Es muy probable que el unbibio forme un dióxido, Ubb O 2 , y tetrahaluros, como Ubb F 4 y Ubb Cl 4 . [ 1 ] Se predice que el estado de oxidación principal es +4, similar al cerio y al torio. [ 49 ] Se predice una primera energía de ionización de 5,651 eV y una segunda energía de ionización de 11,332 eV para el unbibio; 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. [ 80 ] [ 2 ]

Notas

  1. ↑ En física nuclear , un elemento se llama pesado si su número atómico es alto; el plomo (elemento 82) es un ejemplo de un elemento pesado. El término "elementos superpesados" generalmente se refiere a elementos con número atómico mayor que 103 (aunque hay otras definiciones, como número atómico mayor que 100 [ 5 ] o 112 ; [ 6 ] a veces, el término se presenta como un equivalente al término "transactínido", que pone un límite superior antes del comienzo de la hipotética serie de superactínidos ). [ 7 ] Los términos "isótopos pesados" (de un elemento dado) y "núcleos pesados" significan lo que podría entenderse en el lenguaje común: isótopos de alta masa (para el elemento dado) y núcleos de alta masa, respectivamente.
  2. ↑ En 2009, un equipo del JINR liderado por Oganessian publicó los resultados de su intento de crear hassio en una reacción simétrica 136 Xe + 136 Xe. No lograron observar un solo átomo en dicha reacción, estableciendo el límite superior de la sección transversal, la medida de probabilidad de una reacción nuclear, en 2,5 pb . [ 8 ] En comparación, la reacción que condujo al descubrimiento del hassio, 208 Pb + 58 Fe, tuvo una sección transversal de ~20pb (más específicamente, 19 +19 -11 pb), según la estimación de los descubridores. [ 9 ]    
  3. ↑ La cantidad de energía aplicada a la partícula del haz para acelerarla también puede influir en el valor de la sección transversal. Por ejemplo, en la reacción 28 14 Si + 1 0 n → 28 13 Al + 1 1 p , la sección transversal cambia suavemente de 370 mb a 12,3 MeV a 160 mb a 18,3 MeV, con un pico amplio a 13,5 MeV con un valor máximo de 380 mb. [ 13 ]
  4. ↑ Esta cifra también marca el límite superior generalmente aceptado para la vida útil de un núcleo compuesto. [ 18 ]
  5. ↑ Esta separación se basa en que los núcleos resultantes se mueven más lentamente al pasar por el blanco que los núcleos del haz que no reaccionaron. El separador contiene campos eléctricos y magnéticos cuyos efectos sobre una partícula en movimiento se cancelan para una velocidad específica de la partícula. [ 20 ] Dicha separación también puede complementarse con una medición del tiempo de vuelo y una medición de la energía de retroceso; una combinación de ambas puede permitir estimar la masa de un núcleo. [ 21 ]
  6. ↑ No todos los modos de desintegración son causados ​​por repulsión electrostática. Por ejemplo, la desintegración beta es causada por la interacción débil . [ 28 ]
  7. ↑ Ya en la década de 1960 se sabía que los estados fundamentales de los núcleos diferían en energía y forma, así como que ciertos números mágicos de nucleones correspondían a una mayor estabilidad del núcleo. Sin embargo, se asumía que los núcleos superpesados ​​carecían de estructura nuclear, ya que estaban demasiado deformados para formarla. [ 33 ]
  8. ↑ Dado que la masa de un núcleo no se mide directamente, sino que se calcula a partir de la de otro núcleo, dicha medición se denomina indirecta. Las mediciones directas también son posibles, pero en su mayor parte no han estado disponibles para los núcleos superpesados. [ 38 ] La primera medición directa de la masa de un núcleo superpesado se informó en 2018 en LBNL. [ 39 ] La masa se determinó a partir de la ubicación de un núcleo después de la transferencia (la ubicación ayuda a determinar su trayectoria, que está vinculada a la relación masa-carga del núcleo, ya que la transferencia se realizó en presencia de un imán). [ 40 ]
  9. ↑ Si la desintegración ocurriera en el vacío, entonces, dado que el momento total de un sistema aislado antes y después de la desintegración debe conservarse , el núcleo hijo también recibiría una pequeña velocidad. La relación de las dos velocidades, y por consiguiente la relación de las energías cinéticas, sería inversamente proporcional a la relación de las dos masas. La energía de desintegración es igual a la suma de la energía cinética conocida de la partícula alfa y la del núcleo hijo (una fracción exacta de la primera). [ 29 ] Los cálculos también son válidos para un experimento, pero la diferencia es que el núcleo no se mueve después de la desintegración porque está ligado al detector.
  10. ↑ La fisión espontánea fue descubierta por el físico soviético Georgy Flerov , [ 41 ] un científico destacado del JINR, y por lo tanto era un "caballo de batalla" para la instalación. [ 42 ] En contraste, los científicos del LBL creían que la información sobre la fisión no era suficiente para afirmar la síntesis de un elemento. Creían que la fisión espontánea no se había estudiado lo suficiente como para utilizarla en la identificación de un nuevo elemento, ya que existía la dificultad de establecer que un núcleo compuesto solo había eyectado neutrones y no partículas cargadas como protones o partículas alfa. [ 18 ] Por lo tanto, preferían vincular los nuevos isótopos con los ya conocidos mediante desintegraciones alfa sucesivas. [ 41 ]
  11. ↑ Por ejemplo, el elemento 102 fue identificado erróneamente en 1957 en el Instituto Nobel de Física en Estocolmo , condado de Estocolmo , Suecia . [ 43 ] No hubo afirmaciones definitivas previas sobre la creación de este elemento, y sus descubridores suecos, estadounidenses y británicos le asignaron el nombre de nobelio . Posteriormente se demostró que la identificación era incorrecta. [ 44 ] Al año siguiente, RL no pudo reproducir los resultados suecos y anunció en su lugar su síntesis del elemento; esa afirmación también fue refutada más tarde. [ 44 ] JINR insistió en que fueron los primeros en crear el elemento y sugirió un nombre propio para el nuevo elemento, joliotio ; [ 45 ] el nombre soviético tampoco fue aceptado (JINR posteriormente se refirió a la denominación del elemento 102 como "precipitada"). [ 46 ] Este nombre fue propuesto a la IUPAC en una respuesta escrita a su dictamen sobre la prioridad de las reivindicaciones de descubrimiento de elementos, firmada el 29 de septiembre de 1992. [ 46 ] El nombre "nobelio" permaneció sin cambios debido a su uso generalizado. [ 47 ]
  12. ↑ Después de 1939, se descubrieron cuatro elementos más mediante síntesis, pero posteriormente se comprobó que también se encuentran en la naturaleza: prometio , astato , neptunio y plutonio . Todos ellos habían sido sintetizados en 1945 y descubiertos en la naturaleza en 1965.

Referencias

  1. 1 2 3 4 Pyykkö, Pekka (2011). "Una tabla periódica sugerida hasta Z ≤ 172, basada en cálculos de Dirac-Fock sobre átomos e iones". Physical Chemistry Chemical Physics . 13 (1): 161– 8. Bibcode : 2011PCCP...13..161P . doi : 10.1039/c0cp01575j . PMID 20967377 . 
  2. 1 2 3 Eliav, E.; Fritzsche, S.; Kaldor, U. (2015). "Teoría de la estructura electrónica de los elementos superpesados" . Nuclear Physics A. 944 ( diciembre de 2015): 518–550 . Bibcode : 2015NuPhA.944..518E . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2015.06.017 .
  3. 1 2 3 Marinov, A.; Rodushkin, I.; Kolb, D.; et al. (2010). "Evidencia de un núcleo superpesado de larga vida con número de masa atómica A=292 y número atómico Z=~122 en Th natural". International Journal of Modern Physics E . 19 (1): 131– 140. arXiv : 0804.3869 . Bibcode : 2010IJMPE..19..131M . doi : 10.1142/S0218301310014662 . S2CID 117956340 .  
  4. ↑ Ibadullayev, Dastan (2024). "Síntesis y estudio de las propiedades de desintegración de isótopos del elemento superpesado Lv en las reacciones 238 U + 54 Cr y 242 Pu + 50 Ti" . jinr.ru. Instituto Conjunto de Investigación Nuclear . Consultado el 2 de noviembre de 2024 .
  5. ↑ Krämer, K. (2016). "Explicación: elementos superpesados" . Chemistry World . Recuperado el 15 de marzo de 2020 .
  6. ↑ "Descubrimiento de los elementos 113 y 115" . Laboratorio Nacional Lawrence Livermore . Archivado del original el 11 de septiembre de 2015. Consultado el 15 de marzo de 2020 .
  7. ↑ Eliav, E.; Kaldor, U.; Borschevsky, A. (2018). «Estructura electrónica de los átomos transactinoides». En Scott, RA (ed.). Enciclopedia de química inorgánica y bioinorgánica . John Wiley & Sons . págs. 1–16 . doi : 10.1002/9781119951438.eibc2632 . ISBN  978-1-119-95143-8. S2CID 127060181 . 
  8. ↑ Oganessian, Yu. Ts. ; Dmitriev, SN; Yeremin, AV; et al. (2009). "Intento de producir los isótopos del elemento 108 en la reacción de fusión 136 Xe + 136 Xe". Physical Review C . 79 (2) 024608. doi : 10.1103/PhysRevC.79.024608 . ISSN 0556-2813 .  
  9. ↑ Münzenberg, G .; Armbruster, P .; Folger, H.; et al. (1984). «La identificación del elemento 108» (PDF) . Zeitschrift für Physik A. 317 (2): 235– 236. Bibcode : 1984ZPhyA.317..235M . doi : 10.1007/BF01421260 . S2CID 123288075 . Archivado desde el original (PDF) el 7 de junio de 2015 . Consultado el 20 de octubre de 2012 .  
  10. ↑ Subramanian, S. (28 de agosto de 2019). "Crear nuevos elementos no da dinero. Pregúntenle a este científico de Berkeley" . Bloomberg Businessweek . Archivado del original el 24 de septiembre de 2024. Consultado el 18 de enero de 2020 .
  11. ^ Ivanov , D. ( 2019 ) . "Сверхтяжелые шаги в неизвестное" [ Pasos superpesados ​​hacia lo desconocido ] . nplus1.ru (en ruso) . Consultado el 2 de febrero de 2020 .
  12. ↑ Hinde, D. (2017). "Algo nuevo y superpesado en la tabla periódica" . The Conversation . Recuperado el 30 de enero de 2020 .
  13. ↑ Kern, BD; Thompson, WE; Ferguson, JM (1959). "Secciones transversales para algunas reacciones (n, p) y (n, α)". Física Nuclear . 10 : 226–234 . Bibcode : 1959NucPh..10..226K . doi : 10.1016/0029-5582(59)90211-1 .
  14. ↑ Wakhle, A.; Simenel, C.; Hinde, DJ; et al. (2015). Simenel, C.; Gomes, PRS; Hinde, DJ; et al. (eds.). "Comparación de las distribuciones experimentales y teóricas del ángulo de masa de cuasifisión" . European Physical Journal Web of Conferences . 86 : 00061. Bibcode : 2015EPJWC..8600061W . doi : 10.1051/epjconf/20158600061 . hdl : 1885/148847 . ISSN 2100-014X .   
  15. ↑ "Reacciones nucleares" (PDF) . págs. 7–8 . Consultado el 27 de enero de 2020 . Publicado como Loveland, WD; Morrissey, DJ; Seaborg, GT (2005). «Reacciones nucleares». Química nuclear moderna . John Wiley & Sons, Inc. págs. 249–297 . doi : 10.1002/0471768626.ch10 . ISBN  978-0-471-76862-3.
  16. 1 2 Krása, A. (2010). "Fuentes de neutrones para ADS" (PDF) . Facultad de Ciencias Nucleares e Ingeniería Física . Universidad Técnica Checa de Praga : 4–8 . S2CID 28796927. Archivado del original (PDF) el 18 de septiembre de 2017 , vía Wayback Machine. 
  17. ↑ Wapstra, AH (1991). "Criterios que deben cumplirse para que el descubrimiento de un nuevo elemento químico sea reconocido" (PDF) . Pure and Applied Chemistry . 63 (6): 883. doi : 10.1351/pac199163060879 . ISSN 1365-3075 . S2CID 95737691 .  
  18. 1 2 Hyde, EK; Hoffman, DC ; Keller, OL (1987). "Historia y análisis del descubrimiento de los elementos 104 y 105" . Radiochimica Acta . 42 (2): 67– 68. doi : 10.1524/ract.1987.42.2.57 . ISSN 2193-3405 . S2CID 99193729 .  
  19. 1 2 3 4 Chemistry World (2016). "Cómo hacer elementos superpesados ​​y completar la tabla periódica [ Vídeo ] " . Scientific American . Consultado el 27 de enero de 2020 .
  20. ↑ Hoffman, Ghiorso y Seaborg 2000 , pág. 334.
  21. ↑ Hoffman, Ghiorso y Seaborg 2000 , pág. 335.
  22. ↑ Zagrebaev, Karpov y Greiner 2013 , p. 3.
  23. ↑ Beiser 2003 , pág. 432.
  24. 1 2 Pauli, N. (2019). "Alpha decay" (PDF) . Física nuclear, atómica y molecular introductoria (Parte de física nuclear) . Université libre de Bruxelles . Recuperado el 16 de febrero de 2020 .
  25. 1 2 3 4 5 Pauli, N. (2019). "Fisión nuclear" (PDF) . Física nuclear, atómica y molecular introductoria (Parte de física nuclear) . Université libre de Bruxelles . Recuperado el 16 de febrero de 2020 .
  26. ↑ Staszczak, A.; Baran, A.; Nazarewicz, W. (2013). "Modos de fisión espontánea y tiempos de vida de elementos superpesados ​​en la teoría funcional de la densidad nuclear" . Physical Review C. 87 ( 2): 024320–1 . arXiv : 1208.1215 . Bibcode : 2013PhRvC..87b4320S . doi : 10.1103/physrevc.87.024320 . ISSN 0556-2813 . 
  27. ^ Audi y otros. 2017 , págs. 030001-129–030001-138.
  28. ↑ Beiser 2003 , pág. 439.
  29. 1 2 Beiser 2003 , pág. 433.
  30. ^ Audi y otros. 2017 , pág. 030001-125.
  31. ↑ Aksenov, NV; Steinegger, P.; Abdullin, F. Sh.; et al. (2017). "Sobre la volatilidad del nihonio (Nh, Z = 113)". The European Physical Journal A . 53 (7): 158. Bibcode : 2017EPJA...53..158A . doi : 10.1140/epja/i2017-12348-8 . ISSN 1434-6001 . S2CID 125849923 .   
  32. ↑ Beiser 2003 , pág. 432–433.
  33. 1 2 3 Oganessian, Yu. (2012). "Núcleos en la "isla de estabilidad" de elementos superpesados" . Journal of Physics: Conference Series . 337 (1): 012005-1 – 012005-6 . Bibcode : 2012JPhCS.337a2005O . doi : 10.1088/1742-6596/337/1/012005 . ISSN 1742-6596 . 
  34. ^ Moller, P.; Nada, JR (1994). Propiedades de fisión de los elementos más pesados ​​(PDF) . Simposio de simulación Dai 2 Kai Hadoron Tataikei no, Tokai-mura, Ibaraki, Japón. Universidad del Norte de Texas . Consultado el 16 de febrero de 2020 .
  35. 1 2 Oganessian, Yu. Ts. (2004). "Elementos superpesados" . Physics World . 17 (7): 25– 29. doi : 10.1088/2058-7058/17/7/31 . Recuperado el 16 de febrero de 2020 .
  36. ↑ Schädel, M. (2015). "Química de los elementos superpesados" . Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 373 (2037) 20140191. Bibcode : 2015RSPTA.37340191S . doi : 10.1098/rsta.2014.0191 . ISSN 1364-503X . PMID 25666065 .  
  37. ↑ Hulet, EK (1989). Fisión espontánea biomodal . 50º aniversario de la fisión nuclear, Leningrado, URSS. Bibcode : 1989nufi.rept...16H .
  38. ↑ Oganessian, Yu. Ts.; Rykaczewski, KP (2015). "Una cabeza de playa en la isla de la estabilidad" . Physics Today . 68 (8): 32– 38. Bibcode : 2015PhT....68h..32O . doi : 10.1063/PT.3.2880 . ISSN 0031-9228 . OSTI 1337838. S2CID 119531411 .   
  39. ↑ Grant, A. (2018). "Pesando los elementos más pesados". Physics Today (11) 4650. Bibcode : 2018PhT..2018k4650G . doi : 10.1063/PT.6.1.20181113a . S2CID 239775403 . 
  40. ↑ Howes, L. (2019). "Explorando los elementos superpesados ​​al final de la tabla periódica" . Chemical & Engineering News . Recuperado el 27 de enero de 2020 .
  41. 1 2 Robinson, AE (2019). "Las guerras del transfermium: peleas científicas e insultos durante la Guerra Fría" . Distillations . Recuperado el 22 de febrero de 2020 .
  42. ↑ "Популярная библиотека химических элементов. Сиборгий (экавольфрам)" [ Biblioteca popular de elementos químicos. Seaborgio (eka-tungsteno) ] . nt.ru (en ruso) . Consultado el 7 de enero de 2020 .Reimpreso de "Экавольфрам" [ Eka-tungsteno ] . Biblioteca popular de elementos chimicos. Серебро – Нильсборий и далее [ Biblioteca popular de elementos químicos. Plata a través de nielsbohrium y más allá ] (en ruso). Nauka . 1977.
  43. ↑ "Nobelio - Información, propiedades y usos del elemento | Tabla periódica" . Royal Society of Chemistry . Consultado el 1 de marzo de 2020 .
  44. 1 2 Kragh 2018 , págs. 38–39.
  45. ↑ Kragh 2018 , pág. 40.
  46. 1 2 Ghiorso, A.; Seaborg, GT; Oganessian, Yu. Ts.; et al. (1993). "Respuestas al informe 'Descubrimiento de los elementos Transfermium' seguidas de la respuesta a las respuestas del Grupo de Trabajo Transfermium" ( PDF) . Pure and Applied Chemistry . 65 (8): 1815– 1824. doi : 10.1351/pac199365081815 . S2CID 95069384. Archivado (PDF) del original el 25 de noviembre de 2013. Recuperado el 7 de septiembre de 2016 .  
  47. ↑ Comisión de Nomenclatura de Química Inorgánica (1997). "Nombres y símbolos de elementos de transferencia (Recomendaciones de la IUPAC 1997)" (PDF) . Pure and Applied Chemistry . 69 (12): 2471– 2474. doi : 10.1351/pac199769122471 .
  48. 12Epherre , M .; Stephan, C. (1975). "Les elementos superlords" (PDF) . Le Journal de Physique Colloques (en francés). 11 (36): C5–159–164. doi : 10.1051/jphyscol:1975541 .
  49. 1 2 3 4 5 6 7 8 Emsley, John (2011). Los componentes básicos de la naturaleza: Una guía AZ de los elementos (Nueva ed.). Nueva York, NY: Oxford University Press. pág. 588. ISBN   978-0-19-960563-7.
  50. ↑ Hofmann, Sigurd (2014). Más allá del uranio: Viaje al final de la tabla periódica . CRC Press. pág . 105. ISBN  978-0-415-28495-0.
  51. 1 2 3 4 5 6 Karpov, A; Zagrebaev, V; Greiner, W (2015). "Núcleos superpesados: qué regiones del mapa nuclear son accesibles en los estudios más recientes" (PDF) . cyclotron.tamu.edu . Universidad de Texas A&M . Recuperado el 30 de octubre de 2018 .
  52. ^ Zagrebaev , Karpov y Greiner 2013​
  53. ↑ Véase los informes anuales del laboratorio Flerov de 2000 a 2004 inclusive : http://www1.jinr.ru/Reports/Reports_eng_arh.html
  54. ↑ Richard Van Noorden (2 de mayo de 2008). "Critican la afirmación sobre el elemento más pesado" . Chemical World . Archivado del original el 4 de marzo de 2016. Recuperado el 29 de septiembre de 2009 .
  55. 1 2 Marinov, A.; Rodushkin, I.; Kashiv, Y.; et al. (2007). "Existencia de estados isoméricos de larga duración en isótopos de Th deficientes en neutrones de origen natural". Phys. Rev. C . 76 (2). 021303(R). arXiv : nucl-ex/0605008 . Bibcode : 2007PhRvC..76b1303M . doi : 10.1103/PhysRevC.76.021303 . S2CID 119443571 .  
  56. ↑ Barber, RC; De Laeter, JR (2009). "Comentario sobre "Existencia de estados isoméricos de larga duración en isótopos de torio deficientes en neutrones de origen natural"". Phys. Rev. C . 79 (4). 049801. Bibcode : 2009PhRvC..79d9801B . doi : 10.1103/PhysRevC.79.049801 .
  57. ↑ Marinov, A.; Rodushkin, I.; Kashiv, Y.; et al. (2009). "Respuesta al comentario sobre 'Existencia de estados isoméricos de larga duración en isótopos de Th deficientes en neutrones de origen natural'". Phys. Rev. C . 79 (4). 049802. Bibcode : 2009PhRvC..79d9802M . doi : 10.1103/PhysRevC.79.049802 . 
  58. ↑ Lachner, J.; Dillmann, I.; Faestermann, T.; et al. (2008). "Búsqueda de estados isoméricos de larga duración en isótopos de torio deficientes en neutrones". Phys. Rev. C . 78 (6). 064313. arXiv : 0907.0126 . Bibcode : 2008PhRvC..78f4313L . doi : 10.1103/PhysRevC.78.064313 . S2CID 118655846 .  
  59. ↑ Marinov, A.; Rodushkin, I.; Pape, A.; et al. (2009). "Existencia de isótopos de larga vida de un elemento superpesado en Au natural" (PDF) . International Journal of Modern Physics E. 18 ( 3). World Scientific : 621–629 . arXiv : nucl-ex/0702051 . Bibcode : 2009IJMPE..18..621M . doi : 10.1142/S021830130901280X . S2CID 119103410. Archivado del original (PDF) el 14 de julio de 2014. Recuperado el 12 de febrero de 2012 .  
  60. ↑ Eliav, Ephraim; Landau, Arie; Ishikawa, Yasuyuki; Kaldor, Uzi (26 de marzo de 2002). "Estructura electrónica del eka-torio (elemento 122) comparada con el torio". Journal of Physics B: Atomic, Molecular and Optical Physics . 35 (7): 1693– 1700. Bibcode : 2002JPhB...35.1693E . doi : 10.1088/0953-4075/35/7/307 . S2CID 250750167 . 
  61. ↑ Chatt, J. (1979). "Recomendaciones para la nomenclatura de elementos con números atómicos mayores que 100" . Pure Appl. Chem . 51 (2): 381– 384. doi : 10.1351/pac197951020381 .
  62. ↑ Hoffman, Lee y Pershina 2006 , pág. 1724 . 
  63. ↑ Greiner, W (2013). "Núcleos: superpesados, superneutrónicos, extraños y de antimateria" (PDF) . Journal of Physics: Conference Series . 413 (1). 012002. Bibcode : 2013JPhCS.413a2002G . doi : 10.1088/1742-6596/413/1/012002 . Consultado el 30 de abril de 2017 .
  64. ↑ Oganessian, YT; et al. (2002). "Elemento 118: resultados de los primeros 249 Cf + 48Experimento con calcio . Comunicación del Instituto Conjunto de Investigación Nuclear. Archivado del original el 22 de julio de 2011.
  65. ↑ «Científicos de Livermore colaboran con Rusia para descubrir el elemento 118» (Comunicado de prensa). Livermore. 3 de diciembre de 2006. Archivado del original el 17 de octubre de 2011. Consultado el 18 de enero de 2008 .
  66. ↑ Oganessian, YT; Abdullin, F.; Bailey, PD; et al. (abril de 2010). "Síntesis de un nuevo elemento con número atómico 117" (PDF) . Physical Review Letters . 104 (14). 142502. Bibcode : 2010PhRvL.104n2502O . doi : 10.1103/PhysRevLett.104.142502 . PMID 20481935 .  
  67. ↑ Roberto, JB (2015). "Objetivos de actínidos para la investigación de elementos superpesados" (PDF) . cyclotron.tamu.edu . Universidad de Texas A&M . Recuperado el 30 de octubre de 2018 .
  68. ^ Hagino, Kouichi; Hofmann, Sigurd; Miyatake, Hiroari; Nakahara, Hiromichi (julio de 2012). "平成23年度 研究業績レビュー（中間レビュー）の実施について" [ Implementación de la revisión de los logros de investigación de 2011 (revisión provisional) ] (PDF) . www.riken.jp (en japonés). RIKEN. Archivado desde el original (PDF) el 30 de marzo de 2019 . Consultado el 5 de mayo de 2017 .
  69. 1 2 3 Koura, H.; Katakura, J; Tachibana, T; Minato, F (2015). "Tabla de los nucleidos" . Agencia Japonesa de Energía Atómica . Recuperado el 30 de octubre de 2018 .
  70. ↑ Barber, RC; Karol, PJ; Nakahara, H.; Vardaci, E.; Vogt, EW (2011). "Descubrimiento de los elementos con números atómicos mayores o iguales a 113 (Informe técnico de la IUPAC)" . Pure and Applied Chemistry . 83 (7): 1. doi : 10.1351/PAC-REP-10-05-01 .
  71. 1 2 3 4 Ghahramany, N.; Ansari, A. (septiembre de 2016). "Síntesis y proceso de desintegración de núcleos superpesados ​​con Z = 119-122 mediante reacciones de fusión caliente" (PDF) . European Physical Journal A. 52 ( 287): 287. Bibcode : 2016EPJA...52..287G . doi : 10.1140/epja/i2016-16287-6 . S2CID 125102374 .   
  72. ↑ Pedro de Marcillac; Noël Coron; Gérard Dambier; Jacques Leblanc; Jean-Pierre Moalic (abril de 2003). "Detección experimental de partículas α procedentes de la desintegración radiactiva del bismuto natural". Naturaleza . 422 (6934): 876– 878. Bibcode : 2003Natur.422..876D . doi : 10.1038/naturaleza01541 . PMID 12712201 . S2CID 4415582 .  
  73. ↑ Considine, Glenn D.; Kulik, Peter H. (2002). Enciclopedia científica de Van Nostrand (9.ª ed.). Wiley-Interscience. ISBN  978-0-471-33230-5OCLC 223349096​​ 
  74. ↑ Koura, H.; Chiba, S. (2013). "Niveles de partícula única de núcleos esféricos en la región de masa superpesada y extremadamente superpesada" . Journal of the Physical Society of Japan . 82 (1). 014201. Bibcode : 2013JPSJ...82a4201K . doi : 10.7566/JPSJ.82.014201 .
  75. 1 2 Palenzuela, YM; Ruiz, LF; Karpov, A.; Greiner, W. (2012). "Estudio sistemático de las propiedades de desintegración de los elementos más pesados" (PDF) . Boletín de la Academia Rusa de Ciencias: Física . 76 (11): 1165– 1171. Bibcode : 2012BRASP..76.1165P . doi : 10.3103/s1062873812110172 . ISSN 1062-8738 . S2CID 120690838. Archivado del original (PDF) el 18-11-2018 . Recuperado el 18-11-2018 .  
  76. 1 2 Kratz, JV (5 de septiembre de 2011). El impacto de los elementos superpesados ​​en las ciencias químicas y físicas (PDF) . 4.ª Conferencia Internacional sobre la Química y la Física de los Elementos Transactinidos. Archivado del original (PDF) el 3 de marzo de 2016. Recuperado el 27 de agosto de 2013 .
  77. ↑ Chowdhury, RP; Samanta, C.; Basu, DN (2008). "Vidas medias nucleares para la radiactividad α de elementos con 100 ≤ Z ≤ 130". Atomic Data and Nuclear Data Tables . 94 (6): 781– 806. arXiv : 0802.4161 . Bibcode : 2008ADNDT..94..781C . doi : 10.1016/j.adt.2008.01.003 . S2CID 96718440 . 
  78. 1 2 Santhosh, KP; Priyanka, B.; Nithya, C. (2016). "Viabilidad de observar las cadenas de desintegración α de isótopos de SHN con Z = 128, Z = 126, Z = 124 y Z = 122". Nuclear Physics A . 955 (noviembre de 2016): 156– 180. arXiv : 1609.05498 . Bibcode : 2016NuPhA.955..156S . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2016.06.010 . S2CID 119219218 .         
  79. ^ Poenaru, Dorin N.; Gherghescu, RA; Greiner, W. (2012). "Desintegración de racimos de núcleos superpesados" . Revisión Física C. 85 (3) 034615. Código bibliográfico : 2012PhRvC..85c4615P . doi : 10.1103/PhysRevC.85.034615 . Consultado el 2 de mayo de 2017 .
  80. 1 2 Hoffman, Lee y Pershina 2006 , p.. 
  81. 1 2 Umemoto, Koichiro; Saito, Susumu (1996). "Configuraciones electrónicas de elementos superpesados" . Journal of the Physical Society of Japan . 65 (10): 3175– 3179. Bibcode : 1996JPSJ...65.3175U . doi : 10.1143/JPSJ.65.3175 . Recuperado el 31 de enero de 2021 .
  82. ↑ Seaborg (c. 2006). "elemento transuránico (elemento químico)" . Encyclopædia Britannica . Consultado el 16 de marzo de 2010 .

Bibliografía

  • Audi, G.; Kondev, FG; Wang, M.; et  al. (2017). "La evaluación NUBASE2016 de las propiedades nucleares" (PDF) . Chinese Physics C. 41 ( 3) 030001. Bibcode : 2017ChPhC..41c0001A . doi : 10.1088/1674-1137/41/3/030001 .
  • Beiser, A. (2003). Conceptos de física moderna (6.ª  ed.). McGraw-Hill. ISBN 978-0-07-244848-1OCLC 48965418​​ 
  • Hoffman, DC ; Ghiorso, A .; Seaborg, GT (2000). La gente del transuránico: la historia desde dentro . World Scientific . ISBN 978-1-78-326244-1.
  • Hoffman, DC; Lee, DM; Pershina, V. (2006). «Transactinides and the future elements». En Morss, LR; Edelstein, NM; Fuger, J. (eds.). The Chemistry of the Actinide and Transactinide Elements . Vol.  3 (3.ª  ed.). Dordrecht, Países Bajos: Springer . pp. 1652–1752 . ISBN  1-4020-3555-1.
  • Kragh, H. (2018). De los elementos transuránicos a los superpesados: una historia de disputa y creación . Springer . ISBN 978-3-319-75813-8.
  • Zagrebaev, V.; Karpov, A.; Greiner, W. (2013). "El futuro de la investigación de elementos superpesados: ¿Qué núcleos podrían sintetizarse en los próximos años?". Journal of Physics: Conference Series . 420 (1). 012001. arXiv : 1207.5700 . Bibcode : 2013JPhCS.420a2001Z . doi : 10.1088/1742-6596/420/1/012001 . ISSN 1742-6588 . S2CID 55434734 .  
  • Blog de Química: Análisis independiente de la afirmación de Marinov sobre el valor 122.
  • Tabla de los nucleidos 2014