鈹-8
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| 基本 | |
|---|---|
| 符號 | 8Be |
| 名稱 | 鈹-8、Be-8 |
| 原子序 | 4 |
| 中子數 | 4 |
| CAS號 | 13981-60-7  |
| 核素數據 | |
| 豐度 | 0[a] |
| 半衰期 | (8.19±0.37)×10-17秒 |
| 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，是鈹的一種同位素。有4個中子和質子。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的微調的猜測，以及如果8Be穩定，宇宙將會怎麼演化的理論研究。
發現
[編輯]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·考克饒夫和歐內斯特·沃爾頓在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
[編輯]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
[編輯]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，只能合成出氫、氦、鋰元素，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]
有穩定8Be的宇宙
[編輯]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
[編輯]
| 相鄰較輕同位素: 鈹-7 |
鈹-8是 鈹的同位素 |
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 |
衰變產物為 氦-4 |
注釋
[編輯]參考資料
[編輯]- ^ 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
. doi:10.1016/j.astropartphys.2016.12.002.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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）.
- ^ 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）.
- ^ 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）.
- ^ 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 . doi:10.1103/PhysRevLett.106.192501 .
- ^ 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 . doi:10.1103/PhysRevD.86.043529.
- ^ 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.
