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| Tabla completa • Tabla ampliada | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Información general | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Nombre, símbolo, número | Neutronio, Nu, 0 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Grupo, período, bloque | 1, 0, s | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masa atómica | 1 (predicción) u | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Dureza Mohs | desconocida | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Electrones por nivel | 0(predicción) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Apariencia | Amarilla blanquesina | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Propiedades atómicas | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radio medio | desconocido pm | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Electronegatividad | desconocido (escala de Pauling) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radio atómico (calc) | desconocido pm (radio de Bohr) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Propiedades físicas | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Densidad | 83 kg/m3 kg/m3 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Punto de fusión | 60 K (−213 °C) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Punto de ebullición | 263 K (−10 °C) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entalpía de vaporización | 457 kJ/mol | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entalpía de fusión | 134 kJ/mol | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Presión de vapor | desconocido | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Volumen molar | desconocido m3/mol | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Varios | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Conductividad eléctrica | desconocido S/m | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Velocidad del sonido | 35 m/s a 293,15 K (20 °C) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Isótopos más estables | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Artículo principal: Isótopos del neutronio | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Valores en el SI y condiciones normales de presión y temperatura, salvo que se indique lo contrario. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
El neutronio, también llamado «elemento cero» es un término creado por Andreas von Antropoff en 1926, varios años antes del descubrimiento del neutrón, para referirse a una sustancia teórica formada solo por neutrones,[1] es decir, un elemento químico sin protones, que ocuparía el número atómico cero en la tabla periódica.[2] Este elemento ficticio ha sido usado ampliamente en la ciencia ficción para referirse a una fase de la materia extremadamente densa.
Como término científico aceptado, se llama neutronio a la masa compacta de neutrones que se forma en el interior de las estrellas de neutrones. La masa se forma cuando los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres. La masa creada por dichos neutrones es el neutronio.[3]
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Atoms As Big As Mountains — Neutron Stars Explained
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Neutron Stars: Crash Course Astronomy #32
Transcription
Las estrellas de Neutrones es una de las cosas más extremas en el Universo. Son como núcleos de atomos gigantes, con kilometros de diametro. Increíblemente densas y violentas. Pero, ¿cómo puede una cosa así si quiera existir? La vida de una estrella está dominada por 2 fuerzas en balance, su gravedad y la presión de la radiación por la reacción de su fusión. En el núcleo de las estrellas, el hidrógeno se convierte en helio. Eventualmente, el hidrógeno en el núcleo se agota. Si la estrella es lo suficientemente grande, el helio se convierte en carbono. Los núcleos de estas estrellas gigantes se convierten en capas como las cebollas. Construyéndose un pesado núcleo en el centro. El carbono se convierte en neon, que lleva al oxígeno, que lleva al silicón. Eventualmente, la fusión lleva al hierro, que no se puede convertir en otro elemento. Cuando la fusión para, la presión de la radiación cae rapidamente. La estrella deja de estar en balance. Y si su masa del núcleo sobrepasa 1.4 veces la masa del Sol, sucede un colapso catastrófico. La parte exterior del núcleo alcanza velocidades de hasta 70.000Km/s, colapsando hacia el centro de la estrella. Ahora, solo las fuerzas fundamentales dentro de un átomo escapan del colapso gravitacional. La repulsión mecánica cuántica de los electrones es alta, y los electrones y protones se convierten en neutrones, comprimidas tanto como un núcleo atómico. La capa exterior de la estrella es lanzada al espacio, en una supernova violenta. Así ahora tenemos una estrella de neutrones. Su masa está entre 1 y 3 Soles, pero compactada cerca de 25 KM de ancho. Y 500,000 veces la masa de la Tierra en una pequeña esfera. Más a o menos el diametro de Manhattan. Es tan densa que un centímetro cúbico de la estrella contiene la misma masa de un cubo de hierro de 700m Más o menos 1 millardo de toneladas, tan masivo como el Monte Everest, en el espacio con tamaño de un cubo de azúcar. Su gravedad es impresionante también. Si dejaras caer un objeto desde 1m, tocaria la estrella en 1 µs, y acelera hasta 7.2 millones Km/h. Su superficie es plana, con irregularidades que varían hasta 5mm máximo, con una estrella atmósfera de plasma caliente La temperatura de la superficie es 1 millón de grados Kelvin, comparado con los 5.800 Kelvin de nuestro Sol Veamos dentro de una estrella de neutrones. La corteza es dura, hecha de una retícula de atomos de hierro A lo que nos acercamos al núcleo, más neutrones y menos protones hay, hasta que es una sopa indistinguible de neutrones. Los núcleos de las estrellas de neutrones son muy, muy raros. No estamos seguros de sus propiedades, Lo que más sabemos es que hay un superfluído de neutrones o algún tipo de materia quark densa, llamado Plasma de quarks-gluones Eso no tiene ningún sentido en el caso tradicional, Y solo puede existir en tal ambiente ultra extremista. En varias formas, una estrella de neutrones es similar a un núcleo de átomo gigante. La diferencia más importante es que los núcleos de átomos están sujetos por una fuerte interacción y las estrellas de neutrones, por gravedad. Si todo esto no es suficientemente extremista, vamos a ver las otras propiedades. Las estrellas de neutron giran muy, muy rápido. Las jóvenes, varias veces por segundo. Y si hay alguna pobre estrella cerca para alimentar a la de neutrones, puede girar hasta cientas de veces por segundo Como el objeto PSRJ1748-2446ad. Gira aprox. 252 millones de kilometros por hora. Esto es tan rápido, que las estrellas tienen forma estraña, Llamamos a estos objetos pulsadores porque emiten una fuerte señal de radio. Y el campo magnético de una estrella de neutrones es un billón de veces. Tan fuerte, que los átomos son aplastados cuando entran en su influencia. Okey, Creo que ya entendimos el punto. Las estrellas de neutrones son de las más extremas pero asombrosas cosas en el Universo. Ojalá, algún día enviaremos naves espaciales para aprender más de ellas, y tomar asombrosas fotografías. Pero no deberiamos acercarnos mucho.
Neutronio y la tabla periódica
El término "neutronio" fue acuñado en 1926 por el Profesor Andreas von Antropoff para designar una forma de materia formada por neutrones sin protones, los cuales se corresponderían con el elemento químico de número atómico cero, a la cabeza de su nueva versión de la tabla periódica. Posteriormente se colocó en el medio de varias representaciones en espiral del sistema periódico para la clasificación de los elementos químicos, tales como los de Charles Janet (1928), E. I. Emerson (1944), John D. Clark (1950) y en la Galaxia química de Philip Stewart (2005).
Aunque el término no se utiliza en la literatura científica ya sea para designar una forma condensada de la materia, o un elemento, hay algunos artículos que, además del neutrón libre, afirman que pueden existir dos formas de neutrones enlazados, sin protones.[4] Sin embargo, estos informes no han sido conformados adicionalmente. Se puede encontrar más información en los artículos siguientes:
- Mononeutrón: Los neutrones aislados sufren desintegración beta con una vida media de aproximadamente 15 minutos (periodo de semidesintegración de aproximadamente 10 minutos), convirtiéndose en protones (núcleos de hidrógeno), electrones y antineutrinos.
- Dineutrón: El dineutrón, que contiene dos neutrones, fue observado de modo inequívoco en la desintegración del berilio-16 en el año 2012, por investigadores de la Universidad Estatal de Míchigan.[5] No se trata de una partícula ligada, pero se había propuesto como un estado que se produciría con una vida extremadamente corta en reacciones nucleares en las que participa el tritio. Se ha sugerido que tendría una existencia transitoria en reacciones nucleares producidas por helio que dan lugar a la formación de un protón y un núcleo con el mismo número atómico, pero el núcleo del objetivo tendría un número de masa dos unidades mayor. Ha habido evidencia de emisión de dineutrones a partir de elementos ricos en neutrones, como Be-16 donde la descomposición del mononeutrón daría lugar a un isótopo menos estable. La hipótesis del dineutrón había sido utilizada en reacciones nucleares con núcleos exóticos durante mucho tiempo.[6] Varias aplicaciones del dineutrón en reacciones nucleares se pueden encontrar en artículos de revisión.[7][8] Su existencia ha demostrado ser relevante para la estructura nuclear de los núcleos exóticos.[9] Un sistema compuesto por solo dos neutrones no está enlazado, a pesar de que la atracción entre ellos es casi suficiente para mantenerlos así.[10] Esto tiene algunas consecuencias sobre la nucleosíntesis y la abundancia de los elementos químicos.[7][11]
- Trineutrón: El estado trineutrón, que constaría de tres neutrones unidos, no ha sido detectado, y no se espera que exista aunque sea por un breve periodo de tiempo.
- Tetraneutrón: Un tetraneutrón es una partícula hipotética que consta de cuatro neutrones unidos. Los informes sobre su existencia no han sido replicados. Si se confirmase, sería necesario revisar los actuales modelos nucleares.[12][13]
- Pentaneutrón: Los cálculos indican que el estado hipotético pentaneutrón, que consistiría en un racimo de cinco neutrones, no estaría enlazado.
- Y así sucesivamente, hasta el icosaneutrón, con 20 neutrones.[14]
Aunque no lo llama "neutronio", la Nuclear Wallet Cards del National Nuclear Data Center enumera como su primer "isótopo", un "elemento" con el símbolo n y el número atómico Z = 0 y número másico A = 1. Se describe que este isótopo se iría desintegrando, para dar el elemento hidrógeno, con una vida media de 10,24 ± 0,02 minutos. El símbolo Nt ha sido propuesto para el neutronio, aunque esto se usa en la literatura científica. Algunos autores también prefieren llamar "Neutrio" a la materia de neutrones, con el fin de respetar la convención -onio.
Neutronio en la ciencia ficción
En la Saga Original de Star Trek los científicos de la Federación conocían su existencia desde mediados del siglo XXII, si bien la tecnología necesaria para manipularlo no se desarrollaría hasta bien entrada la Centuria XXIV. Dadas las dificultades técnicas que implica su manejo, el neutronio se utiliza poco, y siempre en proyectos muy puntuales. No obstante, la aparición de la amenaza Borg obligó a la Federación a acelerar sus investigaciones sobre el empleo de neutronio en la construcción de cascos para naves estelares. En aleación con el castrodio, el neutronio se utilizó para construir el casco de la USS Defiant, nave de combate experimental, diseñada para enfrentarse con los poderosos cubos borg. El gran reto para la División de Ingeniería de la Flota Estelar es diseñar y construir una nave con el fuselaje de neutronio sólido, lo que conferiría a ésta una gran resistencia ante cualquier tipo de descargas energéticas coherentes, aun sin la protección de los deflectores de combate. Esto no se ha logrado hasta la fecha. Sin embargo, se sabe que una avanzadísima civilización extragaláctica, posiblemente extinta, empleaba neutronio sólido para construir sus vehículos estelares, como quedó demostrado en 2267, fecha estelar 4202, 9, cuando la nave Enterprise de James Tiberius Kirk se enfrentó a una gigantesca máquina de guerra automatizada, cuyo casco estaba compuesto de dicha materia, la denominada máquina del día del juicio final, enteramente construida de neutronio sólido, registrada por las cámaras de la USS Enterprise 1701.
(Mencionado en LA MÁQUINA DEL DÍA DEL JUICIO FINAL (The Doomsday Machine), sexto episodio de la segunda temporada de TOS y trigésimo sexto del conjunto de la serie).
En la saga Stargate el neutronio es un elemento básico en la tecnología Asgard y esencial para construir replicantes humanos. Superdenso, el neutronio está completamente compuesto de neutrones supercondensados que son verdaderamente más densos que casi cualquier otra materia. Increíblemente raro, el neutronio es el único inhibidor conocido de las poblaciones Asgard y Replicantes, y solo se encuentra en los núcleos de las superfrías estrellas de neutrones; pedazos de materia oscura que por otra parte parecen ser planetoides normales. El Comandante Supremo Thor declaró una vez que su mundo natal Orilla fue la única fuente regular de remanente de neutronio en la galaxia Ida.
Se reveló que los Asuranos también hacen uso del neutronio para crear nanocitos y la Tierra ha adquirido neutronio para crear nanocitos en su propia investigación de la tecnología.
En el mod HBM's Nuclear Tech Mod para Minecraft Java 1.7.10 y 1.12.2, el Dineutronio es un material para las etapas finales del juego, pudiendo craftear singularidades o armas futurísticas.[15]
Referencias
- ↑ von Antropoff, A. (1926). «Eine neue Form des periodischen Systems der Elementen.» (PDF). Z. Angew. Chem. 39 (23): 722-725. doi:10.1002/ange.19260392303. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2020. Consultado el 12 de diciembre de 2007.
- ↑ Stewart, Philip J. (octubre de 2007). «A century on from Dmitrii Mendeleev: tables and spirals, noble gases and Nobel prizes». Foundations of Chemistry 9 (3): 235-245. doi:10.1007/s10698-007-9038-x. Consultado el 12 de diciembre de 2007.
- ↑ * Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Compact Stars (2ª edición).
- ↑ Timofeyuk, N. K. (2003). «Do multineutrons exist?». Journal of Physics G 29 (2): L9. Bibcode:2003JPhG...29L...9T. arXiv:nucl-th/0301020. doi:10.1088/0954-3899/29/2/102.
- ↑ Spyrou, A; et al (9 de marzo de 2012). «First Observation of Ground State Dineutron Decay: 16Be». Phys. Rev. Lett. 108, 102501 (2012). Bibcode:2012PhyOJ...5...30S. doi:10.1103/Physics.5.30.
- ↑ Bertulani, C. A.; Baur, G. (1986). «Coincidence Cross-sections for the Dissociation of Light Ions in High-energy Collisions». Nuclear Physics A 480 (3–4): 615. Bibcode:1988NuPhA.480..615B. doi:10.1016/0375-9474(88)90467-8. Archivado desde el original el 20 de julio de 2011.
- ↑ a b Bertulani, C. A.; Canto, L. F.; Hussein, M. S. (1993). «The Structure And Reactions Of Neutron-Rich Nuclei». Physics Reports 226 (6): 281-376. Bibcode:1993PhR...226..281B. doi:10.1016/0370-1573(93)90128-Z. Archivado desde el original el 28 de septiembre de 2011.
- ↑ Forma hasta ahora desconocida de desintegración nuclear. Noticias de la Ciencia y la Tecnología. NCYT.com
- ↑ Hagino, K.; Sagawa, H.; Nakamura, T.; Shimoura, S. (2009). «Two-particle correlations in continuum dipole transitions in Borromean nuclei». Physical Review C 80 (3): 1301. Bibcode:2009PhRvC..80c1301H. arXiv:0904.4775. doi:10.1103/PhysRevC.80.031301.
- ↑ MacDonald, J.; Mullan, D. J. (2009). «Big Bang Nucleosynthesis: The Strong Nuclear Force meets the Weak Anthropic Principle». Physical Review D 80 (4): 3507. Bibcode:2009PhRvD..80d3507M. arXiv:0904.1807. doi:10.1103/PhysRevD.80.043507.
- ↑ Kneller, J. P.; McLaughlin, G. C. (2004). «The Effect of Bound Dineutrons upon BBN». Physical Review D 70 (4): 043512. Bibcode:2004PhRvD..70d3512K. arXiv:astro-ph/0312388. doi:10.1103/PhysRevD.70.043512.
- ↑ Bertulani, C. A.; Zelevinsky, V. (2002). «Is the tetraneutron a bound dineutron-dineutron molecule?». Journal of Physics G 29 (10): 2431. Bibcode:2003JPhG...29.2431B. arXiv:nucl-th/0212060. doi:10.1088/0954-3899/29/10/309.
- ↑ Timofeyuk, N. K. (2002). «On the existence of a bound tetraneutron». .
- ↑ Bevelacqua, J. J. (1981). «Particle stability of the pentaneutron». Physics Letters B 102 (2–3): 79-80. Bibcode:1981PhLB..102...79B. doi:10.1016/0370-2693(81)91033-9.
- ↑ «HBM's Nuclear Tech Wiki».
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