DEMİR 56 VE 60 İZOTOPU VE SÜPERNOVA

https://twitter.com/kanaryamfenerli _/\/\____________/\/\_____________ KANARYAM █▓▒░▒▓█ FENERLİ ¯¯¯¯¯¯\/\/¯¯¯¯¯¯¯¯¯\/\/¯¯¯¯¯¯¯¯¯ Doğal olarak oluşan demir (Fe), dört oluşur izotopları : (3.1 × 10 22 yılı aşkın bir yarılanma ömrü ile muhtemelen radyoaktif) 54 Fe 5.845,% 56 Fe 91,754% 57 Fe 2,119 ve% 58 Fe 0.282%. Orada 24 bilinen radyoaktif izotoplar ve onların yarı ömürleri aşağıda gösterilmektedir. Bkz nüklitlerin Brookhaven Ulusal Laboratuvarı İnteraktif tablo daha doğru bir okuma için. Fe izotop bileşimini ölçme üzerine geçmiş iş çok nedeniyle eşlik eden süreçlere 60 Fe varyasyonları belirlemede odaklanmıştır nükleosentez (yani göktaşı çalışmalar) ve cevher oluşumu. Son on yıl içinde, ancak gelişmeler kütle spektrometrisi teknolojinin doğal olarak en oranlarında meydana gelen varyasyonlar, dakika algılama ve ölçümü izin kararlı izotoplar demir. Bu çalışmanın çoğu tarafından tahrik edilmiştir Toprak ve gezegen bilimi biyolojik ve endüstriyel sistemlere uygulamalar ortaya çıkmaya başlıyor olmasına rağmen, topluluklar. [1] Standart atom kütlesi: 55.845 (2) u . Demir-54 54 Fe, çift elektron yakalama (2β +) üzerinden 3.1x10 daha 22 yıllık bir yarılanma ömrü ile, 54 Cr bozunur bir dallanma teorisine ile, gözlemsel kararlıdır. Diğer tüm doğal izotoplar 54 Fe görünen yabancı kılan, kararlı olduğu bilinmektedir. Demir-56 Ana madde: Demir-56 Izotop 56 Fe nükleonun başına en düşük kitle, 930,412 MeV / C, 2, olmasa da, en yüksek olan izotop ile izotop olan nükleer bağlama enerjisi olan nükleonun başına, nikel-62 . [2] Bununla birlikte, ne detayların nükleosentez 56 Fe içinde füzyon zincirleri daha yaygın bir son nokta olduğunu, işleri son derece büyük kütleli yıldızların diğer akraba ve evrende bu nedenle daha yaygın metallerin çok yüksek bir bağ enerjisi tüm bunların 62 Ni, 58 Fe ve 60 Ni, dahil, . Demir-57 Izotop 57 Fe yaygın olarak kullanılan Mössbauer Spektroskopisi nedeniyle 14.4keV nükleer geçiş enerjisi, düşük doğal varyasyona. [3] Demir-60 Demir 60 2.600.000 yıllık bir yarı-ömrü, bir demir izotop [4] [5] , ancak 1500000 yıllık bir yarı ömre sahip olması 2009 yılına kadar düşünüldü. Bu uğrar beta çürümesini için kobalt-60 . Göktaşları Semarkona ve Chervony Kut fazları içinde 60 konsantrasyonu arasında bir korelasyon Ni , torunu izotop 60 Fe, ve kararlı demir izotopların bolluğu oluşumu sırasında 60 Fe varlığı için kanıt olduğu bulunamadı güneş sistemi. Muhtemelen 60 Fe çürüme tarafından yayımlanan enerji araya radyonüklid 26 çürüme tarafından yayımlanan enerji ile, katkıda Al ergitme ve, farklılaşma ve asteroitler 4,6 milyar yıl önce oluşumundan sonra. 60 bolluğu Ni de mevcut dünya dışı malzemenin de kökeni içine daha fazla fikir sağlayabilir güneş sistemi ve erken tarihini. Tablo nüklit sembol Z ( p ) N-( n ) izotopik kütle (u) yarılanma süresi çürüme mod (lar) [6] [n 1] kız izotop (s) [n 2] nükleer dönüş temsilci izotop bileşim (Mol fraksiyonu) doğal aralığı varyasyon (Mol fraksiyonu) uyarma enerjisi 45 Fe 26 19 45,01458 (24) # 1.89 (49) ms β + (% 30) 45 Mn 3/2 + # 2p (% 70) 43 Cr 46 Fe 26 20 46,00081 (38) # 9 (4) ms [12 (4-3) ms] β + (>% 99.9) 46 Mn 0 + β + p ( 45 Cr 47 Fe 26 21 46,99289 (28) # 21.8 (7) ms β + (>% 99.9) 47 Mn 7/2- # β + p ( 46 Cr 48 Fe 26 22 47,98050 (8) # 44 (7) ms β + (96,41%) 48 Mn 0 + β +, p (3.59%) 47 Cr 49 Fe 26 23 48,97361 (16) # 70 (3) ms β +, p (% 52) 48 Cr (7/2-) β + (% 48) 49 Mn 50 Fe 26 24 49,96299 (6) 155 (11) ms β + (>% 99.9) 50 Mn 0 + β + p ( 49 Cr 51 Fe 26 25 50.956820 (16) 305 (5) ms β + 51 Mn 5/2- 52 Fe 26 26 51.948114 (7) 8,275 (8) h β + 52 Mn 0 + 52m Fe 6.81 (13) MeV 45.9 (6) s β + 52 Mn (12 +) # 53 Fe 26 27 52.9453079 (19) 8.51 (2) dakika β + 53 Mn 7/2- 53m Fe 3040,4 (3) keV 2.526 (24) min BT 53 Fe 19/2- 54 Fe 26 28 53.9396105 (7) Gözlemsel Kararlı [n 3] 0 + 0,05845 (35) 0,05837-0,05861 54m Fe 6526,9 (6) keV 364 (7) ns 10 + 55 Fe 26 29 54.9382934 (7) 2.737 (11), EC 55 Mn 3/2- 56 Fe [n = 4] 26 30 55.9349375 (7) Kararlı 0 + 0,91754 (36) ,91742-0,91760 57 Fe 26 31 56.9353940 (7) Kararlı 1/2- 0,02119 (10) 0,02116-,02121 58 Fe 26 32 57.9332756 (8) Kararlı 0 + 0,00282 (4) ,00281-0,00282 59 Fe 26 33 58.9348755 (8) 44.495 (9) d β - 59 Co 3/2- 60 Fe 26 34 59.934072 (4) 2.6 × 10 6 β - 60 Co 0 + iz 61 Fe 26 35 60.936745 (21) 5,98 (6) min β - 61 Co 3/2-, 5/2- 61m Fe 861 (3) keV 250 (10) ns 9/2 + # 62 Fe 26 36 61.936767 (16) 68 (2) s β - 62 Co 0 + 63 Fe 26 37 62,94037 (18) 6.1 (6) s β - 63 Co (5/2) - 64 Fe 26 38 63,9412 (3) 2.0 (2) s β - 64 Co 0 + 65 Fe 26 39 64,94538 (26) 1.3 (3) s β - 65 Co 1/2- # 65m Fe 364 (3) keV 430 (130) ns (5/2-) 66 Fe 26 40 65,94678 (32) 440 (40) ms β - (>% 99.9) 66 Co 0 + β -,N ( 65 Co 67 Fe 26 41 66,95095 (45) 394 (9) ms β - (>% 99.9) 67 Co 1/2- # β -, n ( 66 Co 67m Fe 367 (3) keV 64 (17) uS (5/2-) 68 Fe 26 42 67,95370 (75) 187 (6) ms β - (>% 99.9) 68 Co 0 + β -, n 67 Co 69 Fe 26 43 68,95878 (54) # 109 (9) ms β - (>% 99.9) 69 Co 1/2- # β -, n ( 68 Co 70 Fe 26 44 69,96146 (64) # 94 (17) ms 0 + 71 Fe 26 45 70,96672 (86) # # 30 ms [> 300 ns] 7/2 + # 72 Fe 26 46 71,96962 (86) # # 10 ms [> 300 ns] 0 + EC: Elektron yakalama BT: Izomerik geçiş kararlı izotopları için Bold 3.1 üzerinde 10 × 22 bir yarılanma ömrü ile 54 Cr β + β + tarafından çürümeye inanılan bir Tüm nüklitlerin nükleonun başına en düşük kütle; Yıldız sonu ürün nükleosentez Değerler işaretli # tamamen deneysel verilerden elde edilen, ama en azından kısmen sistematik eğilimleri değildir. Zayıf atama argümanlar parantez içine alınır ile döner. Belirsizlikler gelen son basamaktan sonra parantez içinde özlü biçimde verilmiştir. Belirsizlik değerleri genişletilmiş belirsizliklerin kullanılması IUAPCA gelen izotop kompozisyonu ve standart atom kütlesi dışında, bir standart sapma göstermektedir. Nüklit kitleler tarafından verilmektedir IUPAP Semboller, Birimler, İsimlendirme, Atom Kitleler ve Temel Sabitleri Komisyonu'nun (SUNAMCO) Izotop çokluğu tarafından verilen IUPAC Isotopik Bolluklarının ve Atom Ağırlıkları Komisyonu'nun Demir-56 Demir-56 (56 Fe) en yaygın izotop arasında demir . Tüm demir yaklaşık 91,754% demir-56. [ kaynak belirtilmeli ] Tüm izotoplarının, demir-56 başına düşük kütleye sahiptir nükleonun . 8.8 MeV nükleon başına bağlanma enerjisi, demir-56 en sıkı bağlı çekirdeklerin biridir. [1] Nikel-62 , nikel nispeten nadir bir izotop, çekirdeğin başına daha yüksek bir bağlama enerjisi vardır; nikel 62 daha büyük bir kısmının sahip olduğu için bu nükleonun başına daha yüksek bir kütleye sahip ile tutarlıdır nötron biraz daha büyük olan, proton . Dolayısıyla, uygulanan hafif elementler , nükleer füzyon ve uygulanan ağır elementler nükleer fisyon kendi Nükleonlar olarak serbest enerjiyi daha sıkı bağlamak ve çıkan çekirdekler 62 Ni oluşur nükleonun başına maksimum toplam enerjiyi, yaklaşım. Ancak, sırasında nükleosentez yıldızlarda arasındaki rekabet photodisintegration ve alfa yakalama fazla neden olur 56 Ni (56 Fe 56 Ni çürükleri gibi yıldızın fırlatma kabuğu daha sonra üretilen) 62 Ni daha üretilecek. Bu gibi olduğu anlamına gelir evren yaş, daha da bu gibi 56 Fe gibi son derece sıkı bir şekilde bağlanmış çekirdekler, dönüştürülür. Demir ve nikel yönelik maddenin bu ilerleme sorumlu olayların biridir evrenin ısıl ölümü . Bu unsurların üretim o başında ne itibaren önemli ölçüde azalmıştır yıldızlarla dolu çağda ; büyük olasılıkla, tüm madde gibi unsurları dönüştürülecektir. Nükleer Bağlama Enerjisi Çakmak: demir-55 Demir 56 olan bir izotop arasında demir Ağır: demir-57 Bozunma ürünü : of manganez-56 kobalt-56 Bozunum zinciri demir-56 Bozunur için: Kararlı Süpernova, enerjisi biten Büyük Yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir. Başlangıçta yapısı, iyonize madde olan plazma şeklindeki bir süpernovanın parlaklığını yitirmesi haftalar ya da aylar sürebilir. Bu süre zarfında yaydığı enerji, güneşin 10 milyar yılda yayacağı enerjiden daha fazladır. Bu patlamalar, maddenin evrende bir noktadan başka noktalara taşınması işine yarar. Patlama sonucunda dağılan yıldız artıklarının, evrenin başka köşelerinde birikerek yeniden yıldızlar ya da yıldız sistemleri oluşturduğu varsayılmaktadır. Bu varsayıma göre, Güneş, Güneş Sistemi içindeki gezegenler ve bu arada elbette bizim Dünyamız da, çok eski zamanlarda gerçekleşmiş bir süpernova patlamasının sonucunda ortaya çıkmıştır. 18 Eylül 2006 tarihinde R Quimby ve P. Mondol tarafından keşfedilen SN2006 gy isimli süpernovanın şimdiye kadar gözlemlenmiş en parlak süpernova olduğu açıklandı. SN2006 gy süpernovasının meydana geldiği galaksi NGC 1260, bize 238 milyon ışık yılı uzaklıkta. Yani süpernovadan gelen ışığın dünyamıza ulaşması 238 milyon yıl sürdü. Süpernova tarafından fırlatılan gaz kabuk yıldızlararası ortama ilerlerken, yeni meydana gelen ağır elementleri de yıldızlararası ortama katarak zenginleştirir; buna da süpernova kalıntısı denir. Tarihte, gözlenen süpernova patlaması ile birlikte, sadece yarım düzine süpernova kalıntısı eşleştirilmiştir. 1572'de Tycuho, 1604'de Kepler ve 1054 yılında Çinli astronomların gözlediği süpernovalar bunlara örnektir. Cygnus takımyıldızında bulunan, Dünyaya 2500 ışık yılı uzaklıktaki ve Cygnus Düğümü olarak bilinen bir süpernova kalıntısına ait süpernova yaklaşık 15 000 yıl önce patlamıştır. Bugün bile devam edegelen patlamadan kalan şok dalgaları çevresindeki yıldızlararası ortamı hala itmektedir ve içindeki gazı ısıtıp X ışını yaymaya devam etmektedir. http://www.biyolojiegitim.yyu.edu.tr/kf/sgdemiri/sgdemiri.swf 1054'teki bir süpernova patlamasının artıklarından oluşan Yengeç Bulutsusu 1054 yılında Çin ve Japon kayıtlarına alınan Yengeç Bulutsusu (Crab Nebula) bir süpernova neticesi oluşmuş olup, bize uzaklığının 7000 ışık yılı olmasına rağmen haftalarca Venüs'ten daha parlak görünmüş ve yaklaşık iki yıl boyunca da gözle rahat görünen parlaklığa sahip olmuştur. Bugün bile bulutsu saatte 4 milyon km hızla genişlemekte olup gama ışınlarından X ışınlarına, UV, optik, infared ve radyo dalgalarına kadar bütün dalgaboylarında ışınım yayınlamaktadır. Sınıflandırma Gökbilimciler süpernovaları anlamak için onları tayflarında görünen farklı kimyasal öğelerin çizgilerine göre sınıflandırmışlardır. Birinci bölüm için ilk öğe, çizginin var olması veya hidrojen nedeniyle olmamasıdır. Eğer bir süpernovanın tayfı, (Tayfın görsel kısmında Balmer dizisi olarak bilinen) hidrojenin bir çizgisini içerirse, Tip II olarak sınıflandırılır; diğeri ise Tip I dir. Bu tipler arasındaki altbölümler, diğer elementlerin ve ışık eğrisi (süpernovanın zaman içindeki görünür parlaklığının grafiği) çizgilerinin var olmasına göre oluşturulur.[1] Süpernova sınıflandırması[2]TipiÖzellikleriTip ITip IaHidrojen yoksunluğu ve 615.0 nm'de (nanometre) çizdiği, o anki ayrı ayrı iyonlaşan silikon (Si II) yakın zirve ışığı.Tip Ib587.6 nm'de çizilen iyonlaşmamış helyum ve 615 nm civarında kuvvetli olmayan silikon emilimi.Tip IcZayıf veya hiç olmayan helyum çizgisi ve 615 nm civarında kuvvetli olmayan silikon emilimi.Tip IITip IIPdüzlemde uzanan ışık eğrisiTip IILIşık eğrisinde doğrusal çizgilerin azalması (zaman içerisinde parlaklığın doğrusal çizgisi).[3]