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鈹-8

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鈹-8,8Be
基本
符號8Be
名稱鈹-8、Be-8
原子序4
中子數4
CAS號13981-60-7  checkY
核素數據
豐度0[a]
半衰期(8.19±0.37)×10-17
衰變產物4He
原子量8.00530510(4) u
自旋0
衰變模式
衰變類型衰變能量MeV
α(91.84±4)×10−3[2]
鈹的同位素
完整核素表

鈹-8,是的一種同位素。有4個中子質子。鈹-8是一個放射性同位素半衰期極短,極為不穩定。它的半衰期為8.19(37)×10−17 秒,會衰變成兩個阿爾法粒子;這在恆星核合成中具有重要的意義,因為它在創建更重的化學元素時產生了瓶頸。8Be的性質也引發了對宇宙微調的猜測,以及如果8Be穩定,宇宙將會怎麼演化的理論研究。

發現

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1932年建造第一個粒子加速器不久後,鈹-8就被發現了。英國物理學家約翰·考克饒夫歐內斯特·沃爾頓劍橋卡文迪許實驗室做了粒子加速器的首次實驗,即用質子輻照鋰-7。他們報告這個反應形成了A = 8的核素,它幾乎瞬間衰減為兩個α粒子。幾個月後,他們再次觀察到該活動,並推測其起源於8Be。[3]

形成

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在核融合過程中,若兩個氦-4碰撞,就會形成鈹-8,但會以相當快的速度衰變回兩個氦-4,不過假如在衰變前碰觸了另一個氦-4,就會形成穩定的碳-12,即為3氦過程[4]

學說

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喬治‧蓋模在他的大霹靂(火球宇宙)理論中,發現由於此同位素的衰變速度過快,因此導致無法進一步進行核融合,大霹靂就會終止,只能合成出元素,而無法進一步合成質量數更高的元素。[5]然而弗雷‧霍伊爾認為更大質量數的元素是由3氦過程,進一步的核融合,才在恆星爆炸之際製造出來。[6]

3氦過程

有穩定8Be的宇宙

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由於鈹-8的α衰變能量只有92 keV,所以理論上核力或某些常數(如精細結構常數)一點小小的變化都有可能顯著提升8Be的結合能,阻止它衰變,使它穩定。這使得有如果8Be穩定,宇宙會發生什麼的研究出現。[1]它們認為創造更重元素的瓶頸8Be消失[7]將會導致太初核合成和3氦過程明顯變化,且會影響重元素的豐度。[8]太初核合成的持續時間太短,因此就算8Be穩定,也不會合成出相當量的重元素。[9]不過,穩定的8Be將會在3氦過程中產生副反應(如8Be + 4He和8Be + 8Be等鈹燃燒反應),也可能影響12C、16O及更重的核素的豐度,但1H和4He仍會是最常見的兩種核素。由於3氦過程變得更快,而且還出現了新的鈹燃燒過程,恆星演化也將變得不同,產生不同的主序星[1]

相關條目

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相鄰較輕同位素:
鈹-7
鈹-8是
同位素
相鄰較重同位素:
鈹-9
母同位素
碳-9 β+p
硼-9 p, α
鈹-8的
衰變鏈
衰變產物
氦-4

注釋

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  1. ^ 它不存在於地球,但存在於有3氦過程的恆星中[1]

參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Adams, F. C.; Grohs, E. Stellar helium burning in other universes: A solution to the triple alpha fine-tuning problem. Astroparticle Physics. 2017, 7: 40–54. Bibcode:2017APh....87...40A. S2CID 119287629. arXiv:1608.04690可免費查閱. doi:10.1016/j.astropartphys.2016.12.002. 
  2. ^ Wang, M.; Audi, G.; Kondev, F. G.; Huang, W. J.; Naimi, S.; Xu, X. The AME2016 atomic mass evaluation (II). Tables, graphs, and references (PDF). Chinese Physics C. 2017, 41 (3): 030003–1—030003–442. doi:10.1088/1674-1137/41/3/030003. 
  3. ^ Thoennessen, M. The Discovery of Isotopes: A Complete Compilation. Springer. 2016: 45–48. ISBN 978-3-319-31761-8. LCCN 2016935977. doi:10.1007/978-3-319-31763-2. 
  4. ^ 牛頓科學雜誌第42號 元素誕生的故事. 牛頓媒體股份有限公司. : 30–37 (中文). 
  5. ^ 牛頓科學雜誌第42號 元素誕生的故事. 牛頓媒體股份有限公司. : 30–33 (中文). 
  6. ^ 牛頓科學雜誌第42號 元素誕生的故事. 牛頓媒體股份有限公司. : 34–43 (中文). 
  7. ^ Epelbaum, E.; Krebs, H.; Lee, D.; Meißner, Ulf-G. Ab initio calculation of the Hoyle state. Physical Review Letters. 2011, 106 (19): 192501–1–192501–4. Bibcode:2011PhRvL.106s2501E. PMID 21668146. S2CID 33827991. arXiv:1101.2547可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevLett.106.192501可免費查閱. 
  8. ^ Coc, A.; Olive, K. A.; Uzan, J.-P.; Vangioni, E. Variation of fundamental constants and the role of A = 5 and A = 8 nuclei on primordial nucleosynthesis. Physical Review D. 2012, 86 (4): 043529. Bibcode:2012PhRvD..86d3529C. S2CID 119230483. arXiv:1206.1139可免費查閱. doi:10.1103/PhysRevD.86.043529. 
  9. ^ Coc, A.; Vangioni, E. The triple-alpha reaction and the A = 8 gap in BBN and Population III stars (PDF). Memorie della Società Astronomica Italiana. 2014, 85: 124–129. Bibcode:2014MmSAI..85..124C.