编辑“︁铁”︁（章节）

===同位素===
{{Main|铁的同位素}}
铁有四种[[稳定同位素]]，分别是<sup>54</sup>Fe（丰度5.845%）、[[铁-56|<sup>56</sup>Fe]]（91.754%）、<sup>57</sup>Fe（2.119%）和<sup>58</sup>Fe（0.282%）。铁除了这些稳定同位素以外还有24种人造同位素。稳定同位素中只有<sup>57</sup>Fe有[[自旋]]（−{{frac|1|2}}）。<sup>54</sup>Fe理论上可以{{le|双电子捕获|double electron capture}}成<sup>54</sup>Cr，但该过程仍未被观察到，半衰期下限4.4{{e|20}}年。<ref>{{cite journal | last=Bikit | first=I. | last2=Krmar | first2=M. | last3=Slivka | first3=J. | last4=Vesković | first4=M. | last5=Čonkić | first5=Lj. | last6=Aničin | first6=I. | title=New results on the double β decay of iron | journal=Physical Review C | volume=58 | issue=4 | date=1998-10-01 | issn=0556-2813 | doi=10.1103/PhysRevC.58.2566 | pages=2566–2567}}</ref>

<sup>60</sup>Fe是有长[[半衰期]]（260万年）的{{le|绝种同位素|extinct radionuclide}}。<ref name="RugelFaestermann2009">{{cite journal|last1=Rugel|first1=G.|last2=Faestermann|first2=T.|last3=Knie|first3=K.|last4=Korschinek|first4=G.|last5=Poutivtsev|first5=M.|last6=Schumann|first6=D.|last7=Kivel|first7=N.|last8=Günther-Leopold|first8=I.|last9=Weinreich|first9=R.|last10=Wohlmuther|first10=M.|title=New Measurement of the <sup>60</sup>Fe Half-Life|journal=Physical Review Letters|volume=103|issue=7|page=072502|date=2009|doi=10.1103/PhysRevLett.103.072502|pmid=19792637|bibcode=2009PhRvL.103g2502R|url=https://www.dora.lib4ri.ch/psi/islandora/object/psi%3A17743/datastream/PDF/view|access-date=2023-01-04|archive-date=2022-01-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20220115123113/https://www.dora.lib4ri.ch/psi/islandora/object/psi:17743/datastream/PDF/view|dead-url=no}}</ref>它已经全部衰变成稳定的[[镍-60|<sup>60</sup>Ni]]，所以已经不存在于地球。{{NUBASE2020|ref}}过去关于铁同位素组成的大部分研究都集中在<sup>60</sup>Fe的[[核合成]]。[[质谱法]]的进步使我们可以检测和量化铁的[[稳定同位素]]比率的微小变化。<ref>{{Cite journal|last1=Dauphas|first1=N.|last2=Rouxel|first2=O.|date=2006|title=Mass spectrometry and natural variations of iron isotopes|journal=Mass Spectrometry Reviews|volume=25|pages=515–50|url=https://geosci.uchicago.edu/~dauphas/OLwebsite/PDFfiles/Dauphas_Rouxel_MSR06.pdf|doi=10.1002/mas.20078|pmid=16463281|issue=4|bibcode=2006MSRv...25..515D|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20100610095913/https://geosci.uchicago.edu/~dauphas/OLwebsite/PDFfiles/Dauphas_Rouxel_MSR06.pdf|archive-date=10 June 2010}}</ref>

对陨石''Semarkona''和''Chervony Kut''里的<sup>60</sup>Ni（<sup>60</sup>Fe的[[衰变产物]]）丰度和铁的稳定同位素的丰度研究表明[[太阳系的形成与演化|太阳系形成]]时存在<sup>60</sup>Fe。在46亿年前[[小行星]]形成之后，<sup>60</sup>Fe和[[铝-26|<sup>26</sup>Al]]的衰变产生的能量可能使它们重新熔化和[[行星分异|分异]]。太阳系星体中的<sup>60</sup>Ni丰度可以使我们进一步了解[[太阳系]]的起源和早期历史。<ref>{{cite journal|doi=10.1016/j.newar.2003.11.022|title=Evidence for live 60Fe in meteorites|date=2004|last1=Mostefaoui|first1=S.|last2=Lugmair|first2=G.W.|last3=Hoppe|first3=P.|last4=El Goresy|first4=A.|journal=New Astronomy Reviews|volume=48|issue=1–4|pages=155–59|bibcode = 2004NewAR..48..155M }}</ref>

铁最常见的同位素<sup>56</sup>Fe因为是[[核合成]]最常见的终点，所以是核科学家感兴趣的对象。<ref>{{cite journal|last1=Fewell|first1=M. P.|title=The atomic nuclide with the highest mean binding energy|journal=American Journal of Physics|volume=63|page=653|date=1995|doi=10.1119/1.17828|bibcode=1995AmJPh..63..653F|issue=7}}</ref>因为<sup>56</sup>Ni（由14个[[α粒子]]聚变而成）可通过超新星的[[氦核作用]] （见[[硅燃烧过程]]）合成，且再加一个α粒子产生<sup>60</sup>Zn的反应受[[光致蜕变]]抑制<ref>{{cite journal |last=Fewell |first=M.P. |date=1995-07-01 |title=The atomic nuclide with the highest mean binding energy |journal=American Journal of Physics |volume=63 |issue=7 |pages=653–658 |doi=10.1119/1.17828 |bibcode=1995AmJPh..63..653F |issn=0002-9505}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Burbidge |first1=E. Margaret|last2=Burbidge |first2=G.R. |last3=Fowler |first3=William A.|last4=Hoyle |first4=F. |date=1957-10-01 |title=Synthesis of the elements in stars |journal=Reviews of Modern Physics |volume=29 |issue=4 |pages=547–650 |bibcode=1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |doi-access=free}}</ref>，所以<sup>56</sup>Ni是[[第三星族星]]核聚变的终点。半衰期六天的<sup>56</sup>Ni会被大量产生，但很快就会在[[超新星遗迹]]中先衰变成有放射性的<sup>56</sup>Co，再衰变成稳定的<sup>56</sup>Fe。这使得铁成为[[红巨星]]核心里最常见的元素，也是[[铁陨石]]和像[[地球]]这样的[[行星核心|类地行星的核心]]中最常见的金属。{{sfn|Greenwood|Earnshaw|1997|p=12}}相较于其它[[原子量]]相近的元素，铁很常见。{{sfn|Greenwood|Earnshaw|1997|p=12}}<ref name="WoosleyJanka">{{cite journal | last1=Woosley | first1=S. | last2=Janka | first2=T. | title=The physics of core collapse supernovae | year=2006 | arxiv=astro-ph/0601261 | doi=10.1038/nphys172 | volume=1 | issue=3 | journal=Nature Physics | pages=147–54| bibcode=2005NatPh...1..147W | s2cid=118974639 }}</ref>它是[[宇宙]]中第六[[化學元素豐度|丰富]]的元素，也是最常见的[[耐火材料|耐火]]元素。<ref name=apjl717_2_L92>{{cite journal
 | last1=McDonald | first1=I. | last2=Sloan | first2=G. C.
 | last3=Zijlstra | first3=A. A. | last4=Matsunaga | first4=N.;
 | last5=Matsuura | first5=M. | last6=Kraemer | first6=K. E.
 | last7=Bernard-Salas | first7=J. | last8=Markwick | first8=A. J.
 | title=Rusty Old Stars: A Source of the Missing Interstellar Iron?
 | journal=The Astrophysical Journal Letters
 | volume=717 | issue=2 | pages=L92–L97 | year=2010
 | doi=10.1088/2041-8205/717/2/L92 | bibcode=2010ApJ...717L..92M | arxiv = 1005.3489 }}</ref>

虽然[[镍-62|<sup>62</sup>Ni]]有比<sup>56</sup>Fe略高的结合能，但恒星的条件无法合成<sup>62</sup>Ni。超新星比起合成镍更倾向于合成铁，而且因为质子占比更大，使得<sup>56</sup>Fe的每个核子的平均质量低于<sup>62</sup>Ni。<ref>{{cite journal|title = Iron and Nickel Abundances in H~II Regions and Supernova Remnants|date = 1995|bibcode=1995AAS...186.3707B|last1=Bautista |first1= Manuel A.|last2=Pradhan |first2= Anil K.|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=27|page=865}}</ref>比铁重的元素都需要[[超新星]]通过<sup>56</sup>Fe的[[r-过程]]合成。{{sfn|Greenwood|Earnshaw|1997|p=12}}

在[[遙遠未來的時間線|遥远未来]]，如果[[质子衰变|质子不会衰变]]，那么[[量子隧穿效应]]会使比<sup>56</sup>Fe轻的原子核都聚变成<sup>56</sup>Fe，而比<sup>56</sup>Fe重的原子核则会通过自发裂变和[[α衰变]]衰变成<sup>56</sup>Fe。最终，所有恒星质量物体都会变成[[铁星|冰冷的铁球]]。<ref name="twoe">{{cite journal |title=Time without end: Physics and biology in an open universe |first=Freeman J. |last=Dyson |journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=51 |issue=3 |year=1979 |pages=447–60 |doi=10.1103/RevModPhys.51.447 |bibcode = 1979RvMP...51..447D }}</ref>