Carbono-12

Carbono-12 (¹²C) é o mais abundante dos dois isótopos estáveis de carbono (sendo o carbono-13 o outro), totalizando 98,93% do elemento na Terra;^[1] sua abundância se deve ao processo triplo-alfa pelo qual é criado nas estrelas. O carbono-12 é de particular importância em seu uso como padrão a partir do qual as massas atômicas de todos os nuclídeos são medidas, portanto, sua massa atômica é exatamente doze daltons por definição. O carbono-12 é composto por seis prótons, seis nêutrons e seis elétrons.

História

Antes de 1959, tanto a IUPAP quanto a IUPAC usavam oxigênio para definir o mol; os químicos definindo o mol como o número de átomos de oxigênio que tinham massa de dezesseis gramas, os físicos usando uma definição semelhante, mas apenas com o isótopo oxigênio-16. As duas organizações concordaram em 1959/60 em definir o mol da seguinte forma.

Mol é a quantidade de substância de um sistema que contém tantas entidades elementares quantos são os átomos em doze gramas de carbono-12; seu símbolo é "mol".

Este foi adotado pelo CIPM (Comitê Internacional de Pesos e Medidas) em 1967, e em 1971, foi adotado pela 14.ª CGPM (Conferência Geral de Pesos e Medidas).

Em 1961, o isótopo carbono-12 foi selecionado para substituir o oxigênio como o padrão em relação ao qual os pesos atômicos de todos os outros elementos são medidos.^[2]

Em 1980, o CIPM esclareceu a definição acima, definindo que os átomos de carbono-12 estão livres e em seu estado fundamental.

Em 2018, a IUPAC especificou o mol como exatamente 6.022 140 76 × 10²³ "entidades elementares". O número de moles em doze gramas de carbono-12 tornou-se uma questão de determinação experimental.

Estado de Hoyle

O estado de Hoyle é um estado excitado, sem rotação e ressonante do carbono-12. É produzido através do processo triplo-alfa e foi previsto por Fred Hoyle em 1954.^[3] A existência do estado de Hoyle de ressonância de 7,7 MeV é essencial para a nucleossíntese de carbono em estrelas que queimam hélio e prevê uma quantidade de produção de carbono em um ambiente estelar que corresponde às observações. A existência do estado de Hoyle foi confirmada experimentalmente, mas suas propriedades precisas ainda estão sendo investigadas.^[4]

O estado de Hoyle é preenchido quando um núcleo de hélio-4 se funde com um núcleo de berílio-8 em um ambiente de alta temperatura (10⁸ K) com hélio densamente concentrado (10⁵ g/cm³). Este processo deve ocorrer dentro de 10⁻¹⁶ segundos como consequência da meia-vida curta de ⁸Be. O estado de Hoyle também é uma ressonância de curta duração com meia-vida de 6984240000000000000♠2.4×10⁻¹⁶ s; ele decai principalmente de volta para suas três partículas alfa constituintes, embora 0,0413% dos decaimentos (ou 1 em 2.421,3) ocorram por conversão interna no estado fundamental de ¹²C.^[5]

Em 2011, um cálculo ab initio dos estados de baixa altitude do carbono-12 encontrou (além do estado fundamental e excitado de spin-2) uma ressonância com todas as propriedades do estado de Hoyle.^[6]^[7]

Ver também

Referências

↑ «Table of Isotopic Masses and Natural Abundances» (PDF). 1999
↑ «Atomic Weights and the International Committee — A Historical Review». 26 de janeiro de 2004
↑ 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 páginas. Bibcode:2011PhRvL.106s2501E. PMID 21668146. arXiv:1101.2547. doi:10.1103/PhysRevLett.106.192501
↑ Hjorth-Jensen, M. (2011). «Viewpoint: The carbon challenge». Physics. 4. 38 páginas. Bibcode:2011PhyOJ...4...38H. doi:10.1103/Physics.4.38

[1] «Table of Isotopic Masses and Natural Abundances» (PDF). 1999

[2] «Atomic Weights and the International Committee — A Historical Review». 26 de janeiro de 2004

[Hoyle1954-3] 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

[4] 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

[epj13-5] 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

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

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

[1]