¿Por qué el hidrógeno no tiene un neutrón?

¿Por qué el hidrógeno no tiene un neutrón?

Los isótopos de hidrógeno tienen neutrones pero el más ligero no los tiene.
@AccidentalFourierTransform: ¿Eh? El hidrógeno-2 es hidrógeno.
Hola Kibati00: eliminé tu segunda subpregunta. Por favor, solo haga una subpregunta por publicación.
@AccidentalFourierTransform Probablemente te refieres a protium.
@AccidentalFourierTransform Un protón, un electrón se denomina "protio". "Hidrógeno" solo generalmente se refiere a cualquier isótopo de hidrógeno o al hidrógeno en su abundancia natural.
Porque no lo hace.
@AccidentalFourierTransform: Lo llamamos deuterio por una razón. El hidrógeno es un protón, un electrón. Para otros compuestos, agrega prefijos/sufijos (como "-2"). No, eso es incorrecto. Tal como 137 cs es cesio, 2 H es hidrógeno. El nombre "deuterio" es opcional y más específico.
@BenCrowell bastante justo. ¡Salud!

Respuestas (3)

Su pregunta se reduce a por qué los protones en el universo primitivo no se combinaron con neutrones para formar deuterones (un protón más un neutrón).

La respuesta es que sí: hay un breve período de tiempo en el que se pueden formar deuterones y el universo está lo suficientemente frío como para que no se rompan inmediatamente. Sin embargo, el sistema se encuentra en equilibrio térmico, buscando así minimizar la densidad de energía total; aunque los deuterones son estables, el helio es un núcleo mucho más estable y, como resultado, los deuterones se combinan rápidamente para formar helio y esto absorbe todos los neutrones disponibles en el universo primitivo. Por lo tanto, la gran mayoría del hidrógeno se encuentra en la forma de su isótopo sin neutrones.

Los protones pueden convertirse posteriormente en deuterones durante la fusión nuclear en núcleos estelares. La formación de deuterones es la primera etapa en la cadena pp de reacciones nucleares que convierten el hidrógeno en helio. Como tal, una fracción significativa (tal vez 10-20%) del hidrógeno en la mayoría de las estrellas se transforma (brevemente) en deuterio durante su vida útil de la secuencia principal, pero nuevamente los deuterones son bastante inestables para las reacciones posteriores que sintetizan helio rápidamente. El efecto neto de la nucleosíntesis estelar es, por lo tanto, destruir los deuterones, tanto los producidos en la nucleosíntesis estelar como los producidos en el universo primitivo.

Por lo tanto, hay muy poco deuterio en el universo porque su producción por fusión requiere una temperatura lo suficientemente alta como para permitir una mayor fusión para producir el helio más favorable desde el punto de vista energético. Eso requeriría algún proceso de no equilibrio que produjera material enriquecido con deuterio y luego lo enfriara en escalas de tiempo cortas. Por razones similares, es muy difícil producir deuterio por fisión (p. ej., reacciones de espalación). Aquí el problema es que se favorece más energéticamente la desintegración para producir partículas alfa y neutrones libres.

Argumentos similares pertenecen a la forma de hidrógeno del tritio (un protón, dos neutrones). Eso también se puede formar en cantidades diminutas en el big bang y en el interior de las estrellas o por reacciones de espalación, pero aquí existe el problema adicional de que cualquier tritio producido es inestable con una vida media de 12,3 años. Por lo tanto, cualquier tritio que observemos en la naturaleza debe haber sido producido muy recientemente en eventos energéticos (por ejemplo, la producción en la atmósfera por colisiones de rayos cósmicos).

Los neutrones suelen actuar como amortiguadores en los núcleos. Los protones son positivos y repelen las cosas positivas que están cerca de ellos. Los neutrones, sin carga, actúan como amortiguadores, disminuyendo la cantidad de fuerza repulsiva. La fuerza fuerte residual también mantiene juntos a los protones, pero de eso no se trata esta pregunta.

Dado que los neutrones actúan como amortiguadores para los protones (tenga en cuenta el plural), no hay una necesidad real de ellos en el hidrógeno, que solo tiene un protón. No hay necesidad de almacenamiento en búfer. Por lo tanto, mucho Hidrógeno no tiene neutrones, ya que simplemente no es necesario para que exista Hidrógeno.

Ahora, el hidrógeno puede existir con neutrones, aunque la cantidad de hidrógeno con neutrones es eclipsada por la que no tiene. El isótopo más común es Protium, sin neutrones. Luego está el deuterio, con un neutrón, y luego está el tritio, con dos.

Esto no tiene ningún sentido. Está escrito como si fuera un argumento sobre la estabilidad, pero el deuterio es estable.

Para que se forme el deuterio, los primeros dos protones deben superar su repulsión electrostática para fusionarse y formar un núcleo de helio-2, que luego sufrirá una desintegración beta. Como era de esperar, la mayoría del hidrógeno no hace eso. El deuterio es principalmente un subproducto del Big Bang, que en todo caso se destruye netamente en las estrellas.

La formación de deuterio es, por supuesto, el primer paso en la cadena pp.
@RobJeffries Que limita la abundancia de todos los nucleidos que no sean protio.
La formación de deuterio en las estrellas es lenta, pero no rara. Pero el deuterio es raro en el universo y la mayor parte no se forma en las estrellas.