Ізотопи Оксигену

Ізото́пи ки́сню — атоми кисню (оксигену) з різною чисельністю нейтронів у ядрах. Відомо 18 ізотопів кисню, з них три — стабільних: 16O, 17O, 18O. Решта 15 — від 11O до 28O —— радіоактивні та мають період напіврозпаду менше 123 секунд.[1]

Поширеність
ізотопів
кисню
16O99.76%
17O0.04%
18O0.20%

Кисень-16 є третім за поширеністю ізотопом у Всесвіті, поступається лише 1H та 4He.[2] На Землі частка 16O з-поміж ізотопів кисню становить 99,76%, внаслідок цього атомна маса кисню усереднено становить 15.9994 а.о.м.. В окремих середовищах, внаслідок температурних змін, тощо вона коливається в проміжку 15.99903—15.99977 а.о.м..[3]

Стабільні ізотопи

У природі існує три стабільних ізотопи кисню: 16O, 17O, 18O. [4]

Кисень-16 є другим після гелію-4 найрозповсюдженішим ізотопом з поміж продуктів зоряного нуклеосинтезу. Та утворюється після потрійної альфа реакції: [2]

4He + 4He → 8Be(−0.0918 MeV)  Злиттям двох ядер гелію-4 виникає нестабільний берилій-8.
8Be + 4He → 12C + 2 γ(+7.367 MeV)  Якщо берилій-8 встигає провзаємодіяти з ядром гелію-4, утворюється вуглець-12.
12C + 4He → 16O + γ(+7.162 MeV)  вуглець-12 поглинанням ядра гелію-4 у свою чергу продукує кисень-16.

У свою чергу два ядра кисню-16, в надрах масивних зір при температурах від 1500000000 K, можуть зливатися в ядра важчих елементів. Внаслідок цієї реакції ядерного горіння кисню утворюються різноманітні ізотопи, як масивніші (24Mg, 27Al, 28Si, 30P, 31P, 30S, 31S, 32S) так і легші (1H, 2H, 4He).

Співвідношення ізотопів

1935 року було виявлено, що співвідношення R= 18O16O в атмосфері Землі є вищим аніж у морській воді. Явище отримало назву ефект Доула на честь американського хіміка. Станом на 2005 рік співвідношення δ було виміряне:  R(атмосфери)R(океану)-1=23.88‰. Цей дисбаланс виникає через мас-залежне фракціонування ізотопів хімічних елементів живими організмами (при диханні чи фотосинтезі). Також важка вода (молекули з важчими ізотопами кисню чи водню) слабше випаровується з водойм при нижчих температурах. Аналізуючи співвідношення δ= R(зразок)R(стандарт)-1 можна оцінити температуру клімату планети на момент формування зразка, наприклад, вмерзання повітряної бульбашки в кригу. Порівняння ізотопного складу кисню для вкраплень повітря в крижаних кернах льодовиків із сучасними значеннями (наприклад Віденський стандарт середньої океанічної води) дозволяє палеоекології встановлювати хронологію кліматичних змін.[4]

Радіонукліди
CNO-цикл в ядрах зірок, з проміжною ланкою 15O

Окрім трьох стабільних ізотопів кисню, було штучно синтезовано ще 15, усі вони короткоживучі. Найдовше існує 15O — період напіврозпаду 122.24±0.16 c. Найкоротше 25O — 2.8±0.5. ×10-21 с.[1]

Кисень-15

Кисень-15 є однією з проміжних ланок вуглецево-азотного циклу (CNO-циклу), в якому чотири ядра протію (1H) перетворюються на ядро гелію-4 (4He). Цикл відіграє важливу роль в зоряному нуклеосинтезі.

Цей радіонуклід застосовується в медицині для позитронно-емісійної томографії (PET-візуалізація). 15O розпадається, випромінюючи позитрон, який у свою чергу анігілює з електроном з емісією двох гамма-квантів (з енергіями по ~511 кеВ). Аналіз розподілу гамма-квантів і використовується при обстеженні легень, центральної та периферійної гемодинаміки тощо. Щоправда через короткий час існування (період напіврозпаду — близько 2 хвилин), частіше застосовують інші ізотопи (11C, 13N, 18F).

В умовах земної атмосфери кисень-15 утворюється зокрема внаслідок впливу гамма-променів, що виникають зокрема від блискавок, на стабільний ізотоп 16O в молекулах кисню O2.[5]

16O + γ → 15O + n

Упродовж кількох хвилин після утворення майже весь кисень-15 перетворюється на стабільний азот-15:
15O → 15N + ν + e+
Гамма-промені, що утворюються внаслідок анігіляції позитрона, пролітають в середньому до 90 м в атмосфері.

Список ізотопів кисню
Характеристики ізотопів кисню[1]
Символ
нукліду		 Z(p) N(n) Маса ізотопу
(а.од.м.)		 Період
напіврозпаду
(T1/2)		 Канал розпаду
(ймовірність)		 Похідні
ізотопи		 Спін і Парність
ядра
Енергія збудження
11O8311.0(1)[~3.4 MeV]2p9C3/2−, 5/2+
12O8412.034262(26)> 6.3×10-21 c2p (60%)
p (40%)		 10C
11N		0+
13O8513.024815(10)8.58(5)×10-3 cβ+ (89.1%)
β+p (10.9%)		 13N
12C*		(3/2−)
14O8614.008596706(27)70.621(14) cβ+ 14N*0+
15O8715.0030656(5)122.24(16) сβ+ 15N*1/2−
16O*8815.99491461960(17)стабільний——0+
17O*8916.9991317566(7)стабільний——5/2+
18O*81017.9991596128(8)стабільний——0+
19O81119.0035780(28)26.464(9) сβ− 19F*5/2+
20O81220.0040754(9)13.51(5) сβ− 20F0+
21O81321.008655(13)3.42(10) сβ− 21F(5/2+)
22O81422.00997(6)2.25(9) сβ− (78%)
β−n (22%)		 22F
21F		0+
23O81523.01570(13)9.7(8)×10-2 cβ− (93%)
β−n (7%)		 23F
22F		1/2+
24O81624.01986(18)6.5(5)×10-2 cβ− (57%)
β−n (43%)		 24F
23F		0+
25O81725.02934(18)2.8(5)×10-21 cn 24O3/2+#
26O81826.03721(18)9.0×10-21 c2n 24O0+
27O81927.04772(54)<2.6×10-7 cn (?)
2n (?)		?3/2+#
28O82028.05591(75)<1.00×10-7 cn (?)
2n (?)		?0+
() — ± щодо останніх вказаних порядків значень; * — стабільні ізотопи;? — невідомо; # — розрахункові дані;

(β) — бета-розпад (β− — електрон; β+ — позитрон); p — емісія протона ; n — емісія нейтрона;

Дивись також

Джерела
  1. Таблиця ізотопів ((англ.)). Корейський Дослідний Інститут Атомної Енергії. Процитовано 21 вересня 2019.
  2. Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis ((англ.)) (вид. First). Princeton, New Jersey: Princeton University Press. с. 11. ISBN 0-691-01147-8. OCLC 33162440.
  3. Webb, T. B. (2019). First Observation of Unbound 11O, the Mirror of the Halo Nucleus 11Li. Physical Review Letters ((англ.)) 122 (12): 122501–1—122501–7. arXiv:1812.08880. doi:10.1103/PhysRevLett.122.122501.
  4. Кундельчук О.П. (2016). Палеоекологія (навчальний посібник) ((укр.)). Херсонський державний університет,. Процитовано 22 вересня 2019.
  5. Timmer, John (25 листопада 2017). Lightning strikes leave behind a radioactive cloud. Ars Technica ((англ.)).
H He
Li Be B C N O F Ne
Na Mg Al Si P S Cl Ar
K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br Kr
Rb Sr Y Zr Nb Mo Tc Ru Rh Pd Ag Cd In Sn Sb Te I Xe
Cs Ba * Hf Ta W Re Os Ir Pt Au Hg Tl Pb Bi Po At Rn
Fr Ra ** Rf Db Sg Bh Hs Mt Ds Rg Cn Uut Fl Uup Lv Uus Uuo
* La Ce Pr Nd Pm Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb Lu
** Ac Th Pa U Np Pu Am Cm Bk Cf Es Fm Md No Lr
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.