ニッケルの同位体

ニッケルの同位体（₂₈ Ni）
標準原子量 A r °(Ni)
	58.6934 ± 0.0004 ; 58.693 ± 0.001 （要約）;
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天然に存在するニッケル（²⁸ Ni）は5つの安定同位体で構成されています。⁵⁸
ニ
、⁶⁰
ニ
、⁶¹
ニ
、⁶²
ニ
そして⁶⁴
ニ
、と⁵⁸
ニ
最も豊富である（天然存在比68.077% ）。^[4] 26の放射性同位元素が特徴付けられており、最も安定しているのは⁵⁹
ニ
半減期は76,000年で、⁶³
ニ
半減期は100.1年で、⁵⁶
ニ
半減期は 6.077 日です。残りの放射性同位体の半減期はすべて 60 時間未満で、そのほとんどは 30 秒未満です。この元素には 8 つのメタ状態もあります。

同位体のリスト

^ ^m Ni – 励起核異性体。
^ ( ) – 不確実性 (1 σ ) は、対応する最後の数字の後の括弧内に簡潔に示されます。
^ # – # でマークされた原子質量: 値と不確実性は純粋な実験データからではなく、少なくとも部分的に質量表面 (TMS) の傾向から導き出されました。
^ ab # – # でマークされた値は、純粋に実験データから導き出されたものではなく、少なくとも部分的には近隣核種の傾向 (TNN) から導き出されたものです。
^ 崩壊のモード:
^ 太字の記号は娘製品です – 娘製品は安定しています。
^ ( ) スピン値 – 弱い割り当て引数によるスピンを示します。
^ β ⁺ β ⁺によって崩壊すると考えられる⁵⁸
鉄
半減期は7×10 ²⁰年以上
^ すべての核種の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高い

注目すべき同位体

ニッケルの既知の同位体は質量数で⁴⁸
ニ
に⁸²
ニ
、および以下が含まれる：^[9]

1999年に発見されたニッケル48は、最も中性子の少ないニッケル同位体です。28個の陽子と20個の中性子を持ちます。 ⁴⁸
ニ
「二重の魔法」です（²⁰⁸
鉛
）であり、したがって核種図上の位置から予想されるよりもはるかに安定している（半減期の下限は0.5μs）。^[10]既知の二重魔法核種の中で最も高い陽子と中性子の比（陽子過剰）を有する。^[11]

ニッケル 56 は、超新星で大量に生成される。非常に大きな恒星の恒星進化の最終段階では、水素やヘリウムなどの軽い元素の核融合が終了する。恒星のライフサイクルの後半では、マグネシウム、シリコン、硫黄などの元素が融合して重い元素が形成される。最後の核融合反応が停止すると、恒星は収縮して超新星となる。超新星爆発の間、シリコンの燃焼によって⁵⁶ Ni が生成される。このニッケル同位体は、中性子と陽子の数が同数であるため、2 つの²⁸ Si原子を融合することで容易に生成できるため好ましい。 ^{56 Ni は、}アルファ過程で生成できる最後の元素である。⁵⁶ Ni を超えると、核反応は吸熱反応となり、エネルギー的に不利となる。⁵⁶ Ni が生成されると、続いて⁵⁶ Coに崩壊し、次にβ+ 崩壊によって⁵⁶ Feに崩壊する。^[12]⁵⁶ Niと⁵⁶ Coの放射性崩壊は、恒星の超新星で観測される光曲線のエネルギーの多くを供給します。^{[13]これらの超新星の}光曲線の形状は、⁵⁶ Niから⁵⁶ Co、そして⁵⁶ Feへの崩壊に対応する特徴的な時間スケールを示しています。

ニッケル 58はニッケルの最も豊富な同位体であり、天然存在比の 68.077% を占めます。考えられる発生源としては、銅 58からの電子捕獲と亜鉛 59からのEC + p があります。

ニッケル59は半減期が76,000年である長寿命の宇宙線放射性核種です。⁵⁹
ニ
同位体地質学において多くの応用が見出されています。⁵⁹
ニ
隕石の地球上の年代を決定したり、氷や堆積物中の地球外塵の量を決定するために使用されてきた。

ニッケル60は絶滅した放射性核種の娘核種である。 ⁶⁰
鉄
（半減期＝260万年）。⁶⁰
鉄
半減期が非常に長いため、太陽系の物質中に高濃度で残留すると、同位体組成に目に見える変化が生じる可能性がある。⁶⁰
ニ
したがって、⁶⁰
ニ
地球外物質中に存在するニッケル同位体は、太陽系の起源とその初期の歴史/非常に初期の歴史についての洞察を与える可能性がある。残念ながら、ニッケル同位体は初期の太陽系で不均一に分布していたようである。そのため、これまでのところ、ニッケル同位体から実際の年齢に関する情報は得られていない。⁶⁰
ニ
過剰。⁶⁰
ニ
崩壊の安定した最終生成物でもある⁶⁰
亜鉛
、アルファラダーの最後の段の生成物です。他の発生源としては、コバルト 60のベータ崩壊や銅 60の電子捕獲も考えられます。

ニッケル61は核スピン（I = 3/2）を持つ唯一のニッケルの安定同位体であり、EPR分光法による研究に有用である。^[14]

ニッケル62は、計算に電子殻を含めた場合、あらゆる元素の同位体の中で核子当たりの結合エネルギーが最も高い。核融合によりより重い同位体が形成されることもあるが、この同位体を形成する際に放出されるエネルギーは他のどの同位体よりも大きい。例えば、2つの⁴⁰
カナダ
原子は融合して⁸⁰
クル
プラス 4 個の陽電子 (プラス 4 個のニュートリノ) で、核子あたり 77 keV が解放されますが、重粒子あたりに放出されるエネルギーが大きくなるため、鉄/ニッケル領域につながる反応の方が起こりやすくなります。

ニッケル 63 には、爆発物の痕跡の検出と、サージプロテクターとして使用されるガス放電管などの特定の種類の電子機器の2 つの主な用途があります。サージプロテクターは、コンピューターなどの敏感な電子機器を、それらに流入する電流の突然の変化から保護するデバイスです。また、主にハロゲンの検出のためのガスクロマトグラフィーの電子捕獲検出器にも使用されます。ペースメーカー用の小型ベータボルタクティックジェネレーターに使用することが提案されています。

ニッケル 64はニッケルの別の安定同位体です。発生源としては、コバルト 64のベータ崩壊や銅 64の電子捕獲などが考えられます。

ニッケル78は、この元素の最も重い同位体の1つである。28個の陽子と50個の中性子を持つニッケル78は二重の魔法数を持ち、中性子と陽子の比が不均衡であるにもかかわらず、核結合エネルギーと安定性がはるかに高い。半減期は122±5.1ミリ秒である。^[15]中性子の魔法数のため、ニッケル78は鉄よりも重い元素の超新星核合成に重要な役割を果たすと考えられている。 ^[16]^{78 Niは、}N = 50の同位体⁷⁹ Cuと⁸⁰ Znとともに、 r 過程の待機点を構成していると考えられており、そこでは殻ギャップによってさらなる中性子捕獲が遅れ、 A = 80付近の同位体が蓄積される。^[17]

参考文献

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[5] Ni – 励起核異性体。

[7] ( ) – 不確実性 (1 σ ) は、対応する最後の数字の後の括弧内に簡潔に示されます。

[TMS-8] # – # でマークされた原子質量: 値と不確実性は純粋な実験データからではなく、少なくとも部分的に質量表面 (TMS) の傾向から導き出されました。

[TNN-9] # – # でマークされた値は、純粋に実験データから導き出されたものではなく、少なくとも部分的には近隣核種の傾向 (TNN) から導き出されたものです。

[10] 崩壊のモード:

[11] 太字の記号は娘製品です – 娘製品は安定しています。

[12] ( ) スピン値 – 弱い割り当て引数によるスピンを示します。

[14] β ⁺ β ⁺によって崩壊すると考えられる⁵⁸
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[18] 「2017年の評価で初めて含まれる新しい核種」（PDF）。核種発見プロジェクト。2018年12月22日。 2018年5月22日閲覧。

[19] 「二重魔法ニッケルの発見」CERN Courier 2000年3月15日。 2013年4月2日閲覧。

[20] 「Twice-magic metal makes its appeared | Science News | 記事を探す」。2012年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。

[21] 梅田秀之、野本健一（2008年2月1日）。「コア崩壊型超新星で56Niはどのくらい生成されるのか？30〜100M⊙の星の進化と爆発」。天体物理学ジャーナル。673 （2）： 1014〜1022 –物理学研究所（IOP）経由。

[22] Bouchet, P.; Danziger, IJ; Lucy, LB (1991年9月)。「SN 1987Aのボロメータ光度曲線：爆発後616日目から1316日目までの結果」。The Astronomical Journal。102 ( 3): 1135–1146 – Astrophysics Data System経由。

[23] Maurice van Gastel、Wolfgang Lubitz (2009)。「[NiFe]ヒドロゲナーゼのEPR調査」。Graeme Hanson、Lawrence Berliner (編)。高解像度EPR：医療における金属酵素と金属への応用。ドルドレヒト： Springer。pp . 441–470。ISBN 9780387848563。

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[25] Davide Castelvecchi (2005年4月22日). 「原子粉砕機が超新星とビッグバンに光を当てる」Sky & Telescope。

[NSCL09-26] Pereira, J.; Aprahamian, A.; Arndt, O.; Becerril, A.; Elliot, T.; Estrade, A.; Galaviz, D.; Hennrich, S.; Hosmer, P.; Kessler, R.; Kratz, K.-L.; Lorusso, G.; Mantica, PF; Matos, M.; Montes, F.; Santi, P.; Pfeiffer, B.; Quinn, M.; Schatz, H.; Schertz, F.; Schnorrenberger, L.; Smith, E.; Tomlin, BE; Walters, W.; Wöhr, A. (2009).国立超伝導サイクロトロン研究所における r 過程核のベータ崩壊研究。第 10 回宇宙の核に関するシンポジウム。マキナック島。arXiv : 0901.1802 .