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.

HistóriaEditar

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 HoyleEditar

 
O estado de Hoyle e possíveis formas de decaimento

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 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 tambémEditar

Referências

  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 
  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 12. Progress in Particle and Nuclear Physics. 78: 1–23. Bibcode:2014PrPNP..78....1F. doi:10.1016/j.ppnp.2014.06.001 
  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