Syreisotoper
Syreisotoper är isotoper av grundämnet syre (O), det vill säga atomer och kärnor med 8 protoner och olika antal neutroner.
Isotoper
Syre har 17 kända isotoper, varav 3 är stabila (16O, 17O och 18).
Den mest långlivade radioisotopen är 15 med en halveringstid på 122,24 sekunder. Den mest kortlivade är 12 med en halveringstid på 1,14275 zeptosekunder.
Stabila isotoper
Syre har tre naturligt förekommande isotoper: 16O, 17O och 18O. 16O är den mest förekommande (99,762 %). Det betydande relativa och absoluta överflödet av 16O förklaras av det faktum att det är en huvudprodukt av stjärnutveckling och en primär isotop, det vill säga att den kan framställas genom stjärnor som ursprungligen endast bestod av 2H.[1] Det mesta 16O bildas genom nukleosyntes vid slutet av trippel-alfa-processen, då 12 bildas och fångar in en 4He-kärna, för att slutligen bilda 16O. Neonförbränning producerar också 16O.[1]
17O och 18O är båda sekundära isotoper, det vill säga att deras nukleosyntes kräver en "startkärna". 17O bildas i första hand genom förbränning av väte till helium under CNO-cykeln, vilket gör den till en gemensam isotop i brinnande vätezoner i stjärnor.[1] Det mesta 18O produceras när 14N (väsentliga mängder från CNO-förbränning) fångar in en 4He-kärna, vilket gör 18O vanligt i heliumrika zoner i stjärnor.[1] Ungefär en miljard grader Celsius krävs för två syrekärnor att genomgå en kärnfusion för att bilda tyngre svavelkärna.[2]
Mätningar av förhållandet mellan 18O till 16O används ofta för att tolka förändringar i paleoklimat. Isotopsammansättningen av syreatomer i jordens atmosfär är 99,759 % 16O, 0,037 % 17O och 0,204 % 18O.[3] Eftersom vattenmolekyler som innehåller den lättare isotopen är något mer benägna att avdunsta och falla som nederbörd,[4] innehåller färskt vatten och polarisen på jorden något mindre (0,1981 %) av den tunga isotopen 18O än luft (0,204 %) eller havsvatten (0,1995 %). Denna skillnad tillåter analys av temperaturmönster via historiska iskärnor.
En atommassenhet baserades ursprungligen på syre, med 16 atommassenheter, innan den omdefinierades till att baseras på 12C.[5] Medan fysiker enbart refererade till 16O, medan kemisterna avsåg den naturliga isotopblandningen, ledde detta till något olika masskalor mellan de båda disciplinerna.
Radioisotoper
14 radioisotoper är kända, den mest stabila är 15O med en halveringstid av 122,24 sekunder och 14 med en halveringstid på 70,598 sekunder.[6] Alla de återstående radioisotoperna har halveringstider lägre än 27 sekunder och majoriteten av dessa har halveringstider lägre än 83 millisekunder (ms).[6] Exempelvis, 24 har en halveringstid på 61 ms.[7] Den vanligaste sönderfallstypen för isotoper lättare än de stabila isotoperna är β+-sönderfall (till kväve)[8][9][10] och den vanligaste sönderfallstypen för tyngre isotoper är β−-sönderfall (till fluor).
Isotoper med högre masstal än 24 (25, 26, 27 och 28) ligger utanför neutrondropplinjen[11] [källa behövs] och är särskilt instabila, sönderfallande genom neutronemission till isotopen med en neutron mindre, med en halveringstid på några tiotals nanosekunder.
Syre-13
13O är en syreisotop vars kärna består av 8 protoner och 5 neutroner. Den har ett spinn på 3/2− och en halveringstid på 8,58 ms. Dess atommassa är 13,0248 Da. Den sönderfaller till 13 genom elektroninfångning, och har en sönderfallsenergi på 17,765 MeV.[12] Dess modernuklid är 14.[13]
Syre-15
15O är en syreisotop vars kärna består av 8 protoner och 7 neutroner. Den används ofta i positronemissionstomografi eller PET-avbildning. Den totala atommassan är 15,0030654 amu. Den har en halveringstid på 122,24 sekunder.[14] 15O syntetiseras genom deuteronbombardemang av 14N med hjälp av en cyklotron.[15]
Historia
De första försöken att isotopseparera 16O och 18O går tillbaka till 1935 när Harold Urey försökte separera de olika isotoperna med hjälp av vatten med en destillationskolonn med roterande band.[16]
Bland de första användningsområdena för dessa isotoper var studie av mekanismerna i organisk kemi, särskilt mekanismerna för förestring och hydrolys.
Tabell
| Nuklid | Z | N | Massa (u) | Halveringstid | ST (%) | SE (MeV) | SP | Spinn | Förekomst (%) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 12,034405(20) | 1,14275 × 10−21 s | 2p (60 %) | 0,19 | 10 | |||||
| p (40 %) | 0,19 | 11 | |||||||
| 13,024812(10) | 8,58 ms | β+ (89,1 %) | 17,765 | 13 | |||||
| β+ + p (10,9 %) | 17,765 | 12 | |||||||
| 14,00859625(12) | 70,598 s | β+ | 5,143 | 14N | |||||
| 15,0030656(5) | 122,24 s | β+ | 2,754 | 15 | |||||
| 15,99491461956(16) | 99,762 | ||||||||
| 16,99913170(12) | 0,038 | ||||||||
| 17,9991610(7) | 0,2 | ||||||||
| 19,003580(3) | 26,464 s | β− | 4,821 | 19 | |||||
| 20,0040767(12) | 13,51 s | β− | 4,821 | 20 | |||||
| 21,008656(13) | 3,42 s | β− | 8,109 | 21 | |||||
| 22,00997(6) | 2,25 s | β− (78 %) | 6,49 | 22 | |||||
| β− + n (22 %) | 6,49 | 21 | |||||||
| 23,01569(13) | 82 ms | β− + n (57,99 %) | 3,75 | 22 | |||||
| β− (42 %) | 11,29 | 23 | |||||||
| 24,02047(25) | 65 ms | β− + n (57,99 %) | 7,6 | 23 | |||||
| β− (42,01 %) | 11,4 | 24 | |||||||
| 5,2 × 10−8 s | n | 24 | |||||||
| 4 × 10−8 s | β− | 26 | |||||||
| n | 25 | ||||||||
- Anmärkningar
- Stabila isotoper anges i fetstil.
- Värden markerade med # härrör inte enbart från experimentella data, men åtminstone delvis från systematiska trender.
- Osäkerheter anges i kort form i parentes efter värdet. Osäkerhetsvärden anger en standardavvikelse, utom isotopsammansättningen och standardatommassa från IUPAC, som använder expanderade osäkerhet.
- Nuklidmassor är givna av IUPAP Commission on Symbols, Units, Nomenclature, Atomic Masses and Fundamental Constants (SUNAMCO).
- Isotopförekomster är givna av IUPAC Commission on Isotopic Abundances and Atomic Weights.
- Isotoper med 27–28 kärnpartiklar är mycket kortlivade och tas ej med i tabellen.
Referenser
Noter
- ^ [a b c d] B. S. Meyer (September 19–21, 2005). "Nucleosynthesis and galactic chemical evolution of the isotopes of oxygen" (PDF) in Workgroup on Oxygen in the Earliest Solar System. Proceedings of the NASA Cosmochemistry Program and the Lunar and Planetary Institute. 9022.
- ^ Emsley 2001, sid. 297.
- ^ Cook & Lauer 1968, sid. 500.
- ^ Dansgaard, W (1964). ”Stable isotopes in precipitation”. Tellus 16,: sid. 436-468. http://www.ldeo.columbia.edu/~polissar/OrgGeochem/dansgaard-1964-stable-isoto.pdf.
- ^ Parks & Mellor 1939, Chapter VI, Section 7.
- ^ [a b] K. L. Barbalace. ”Periodic Table of Elements: O - Oxygen”. EnvironmentalChemistry.com. http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/O-pg2.html. Läst 17 december 2007.
- ^ Ekström, L. P.; Firestone, R. B. (28 februari 1999). ”Oxygen-24”. WWW Table of Radioactive Isotopes. LUNDS Universitet, LBNL Isotopes Project. Arkiverad från originalet den 13 augusti 2009. https://web.archive.org/web/20090813220235/http://ie.lbl.gov/toi/nuclide.asp?iZA=80024. Läst 8 juni 2009.
- ^ ”NUDAT”. Arkiverad från originalet den 4 oktober 2018. https://web.archive.org/web/20181004041430/http://www.nndc.bnl.gov/nudat2/decaysearchdirect.jsp?nuc=13O&unc=nds. Läst 6 juli 2009.
- ^ ”NUDAT”. Arkiverad från originalet den 7 juni 2022. https://web.archive.org/web/20220607045357/http://www.nndc.bnl.gov/nudat2/decaysearchdirect.jsp?nuc=14O. Läst 6 juli 2009.
- ^ ”NUDAT”. Arkiverad från originalet den 7 juni 2022. https://web.archive.org/web/20220607045434/http://www.nndc.bnl.gov/nudat2/decaysearchdirect.jsp?nuc=15O. Läst 6 juli 2009.
- ^ ”Nuclear Physicists Examine Oxygen's Limits”. Science Daily. 18 september 2007. http://www.sciencedaily.com/releases/2007/09/070913170108.htm. Läst 16 september 2010.
- ^ ”Periodic Table of Elements: O - Oxygen”. EnvironmentalChemistry.com. 22 oktober 1995. http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/O-pg2.html. Läst 2 december 2014.
- ^ ”Periodic Table of Elements: F - Fluorine”. EnvironmentalChemistry.com. 22 oktober 1995. http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/F-pg2.html#14. Läst 2 december 2014.
- ^ ”oxygen 15 - definition of oxygen 15 by Medical dictionary”. Medical-dictionary.thefreedictionary.com. http://medical-dictionary.thefreedictionary.com/oxygen+15. Läst 2 december 2014.
- ^ ”Production of PET Radionuclides”. Austin Hospital, Austin Health. Arkiverad från originalet den 15 januari 2013. https://archive.is/20130115012317/http://www.petnm.unimelb.edu.au/pet/detail/radionuc.html. Läst 6 december 2012.
- ^ Milton H. Wahl and Harold C. Urey (1935). J. Chem. Phys. 3, 411. The Vapor Pressures of the Isotopic Forms of Water. http://jcp.aip.org/resource/1/jcpsa6/v3/i7/p411_s1.
Källor
- Cook, Gerhard A.; Lauer, Carol M. (1968). ”Oxygen”. i Clifford A. Hampel. The Encyclopedia of the Chemical Elements. New York: Reinhold Book Corporation. sid. 499–512. https://archive.org/details/encyclopediaofch00hamp/page/499
- Emsley, John (2001). ”Oxygen”. Nature's Building Blocks: An A–Z Guide to the Elements. Oxford, England, UK: Oxford University Press. sid. 297–304. ISBN 978-0-19-850340-8
- Parks, G. D.; Mellor, J. W. (1939). Mellor's Modern Inorganic Chemistry (6th). London: Longmans, Green and Co
- Isotopmassor:
- G. Audi, A. H. Wapstra, C. Thibault, J. Blachot and O. Bersillon (2003). ”The NUBASE evaluation of nuclear and decay properties”. Nuclear Physics 729: sid. 3–128. doi:. http://www.nndc.bnl.gov/amdc/nubase/Nubase2003.pdf.
- Isotopsammansättning och standardatommassa:
- J. R. de Laeter, J. K. Böhlke, P. De Bièvre, H. Hidaka, H. S. Peiser, K. J. R. Rosman and P. D. P. Taylor (2003). ”Atomic weights of the elements. Review 2000 (IUPAC Technical Report)”. Pure and Applied Chemistry 75 (6): sid. 683–800. doi:. http://www.iupac.org/publications/pac/75/6/0683/pdf/.
- M. E. Wieser (2006). ”Atomic weights of the elements 2005 (IUPAC Technical Report)”. Pure and Applied Chemistry 78 (11): sid. 2051–2066. doi:. http://iupac.org/publications/pac/78/11/2051/pdf/.
- Spinn och isomerdata:
- G. Audi, A. H. Wapstra, C. Thibault, J. Blachot and O. Bersillon (2003). ”The NUBASE evaluation of nuclear and decay properties”. Nuclear Physics A 729: sid. 3–128. doi:. http://www.nndc.bnl.gov/amdc/nubase/Nubase2003.pdf.
- National Nuclear Data Center. ”NuDat 2.1 database”. Brookhaven National Laboratory. http://www.nndc.bnl.gov/nudat2/. Läst 1 september 2005.
- N. E. Holden (2004). ”Table of the Isotopes, Section 11”. i D. R. Lide. CRC Handbook of Chemistry and Physics (85th). CRC Press. ISBN 978-0-8493-0485-9
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: DePiep, Licens: CC BY-SA 3.0
Single asterisk, in a series with same canvas size
Författare/Upphovsman: DePiep, Licens: CC BY-SA 3.0
Two asterisks, in a series with same canvas size
Författare/Upphovsman: User:Rursus, Licens: CC BY 2.5
This diagram shows a simplified (not to scale) cross-section of a massive, evolved star (with a mass greater than eight times the Sun.) Where the pressure and temperature permit, concentric shells of Hydrogen (H), Helium (He), Carbon (C), Neon/Magnesium (Ne), Oxygen (O) and Silicon (Si) plasma are burning inside the star. The resulting fusion by-products rain down upon the next lower layer, building up the shell below. As a result of Silicon fusion, an inert core of Iron (Fe) plasma is steadily building up at the center. Once this core reaches the Chandrasekhar mass, the iron can no longer sustain its own mass and it undergoes a collapse. This can result in a supernova explosion.