Física nuclear

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La física nuclear es el campo de la física que estudia los núcleos atómicos y sus constituyentes e interacciones, además del estudio de otras formas de materia nuclear.

La física nuclear no debe confundirse con la física atómica, que estudia el átomo como un todo, incluidos sus electrones.

Los descubrimientos en física nuclear han dado lugar a aplicaciones en muchos campos. Esto incluye energía nuclear, armas nucleares, medicina nuclear e imágenes de resonancia magnética, isótopos industriales y agrícolas, implantación de iones en ingeniería de materiales y datación por radiocarbono en geología y arqueología. Tales aplicaciones se estudian en el campo de la ingeniería nuclear.

La física de partículas evolucionó a partir de la física nuclear y, por lo general, los dos campos se enseñan en estrecha asociación. La astrofísica nuclear, la aplicación de la física nuclear a la astrofísica, es crucial para explicar el funcionamiento interno de las estrellas y el origen de los elementos químicos.

Historia

La historia de la física nuclear como disciplina distinta de la física atómica comienza con el descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, realizado mientras investigaba la fosforescencia en sales de uranio. El descubrimiento del electrón por JJ Thomson un año después fue una indicación de que el átomo tenía una estructura interna. A principios del siglo XX, el modelo aceptado del átomo era el modelo de "pudín de ciruelas" de JJ Thomson en el que el átomo era una bola cargada positivamente con electrones más pequeños cargados negativamente incrustados en su interior.

En los años que siguieron, la radiactividad fue investigada extensamente, en particular por Marie Curie, Pierre Curie, Ernest Rutherford y otros. Para el cambio de siglo, los físicos también habían descubierto tres tipos de radiación que emanan de los átomos, a los que llamaron radiación alfa, beta y gamma. Los experimentos de Otto Hahn en 1911 y de James Chadwick en 1914 descubrieron que el espectro de desintegración beta era continuo en lugar de discreto. Es decir, los electrones fueron expulsados ​​del átomo con un rango continuo de energías, en lugar de las cantidades discretas de energía que se observaron en las desintegraciones gamma y alfa. Este fue un problema para la física nuclear en ese momento, porque parecía indicar que la energía no se conservaba en estas desintegraciones.

El Premio Nobel de Física de 1903 fue concedido conjuntamente a Becquerel, por su descubrimiento, ya Marie y Pierre Curie, por sus posteriores investigaciones sobre la radiactividad. Rutherford recibió el Premio Nobel de Química en 1908 por sus "investigaciones sobre la desintegración de los elementos y la química de las sustancias radiactivas".

En 1905, Albert Einstein formuló la idea de la equivalencia masa-energía. Si bien el trabajo sobre la radiactividad de Becquerel y Marie Curie es anterior a este, una explicación de la fuente de la energía de la radiactividad tendría que esperar al descubrimiento de que el núcleo mismo estaba compuesto por constituyentes más pequeños, los nucleones.

Rutherford descubre el núcleo

En 1906, Ernest Rutherford publicó "Retraso de la partícula α del radio al pasar a través de la materia". Hans Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Royal Society con experimentos que él y Rutherford habían realizado, pasando partículas alfa a través del aire, papel de aluminio y pan de oro. Geiger y Ernest Marsden publicaron más trabajos en 1909, y Geiger publicó un trabajo mucho más amplio en 1910. En 1911-1912, Rutherford se presentó ante la Royal Society para explicar los experimentos y proponer la nueva teoría del núcleo atómico tal como la entendemos ahora.

Publicado en 1909, con el eventual análisis clásico de Rutherford publicado en mayo de 1911, el experimento preventivo clave se realizó durante 1909 en la Universidad de Manchester. El asistente de Ernest Rutherford, el profesor Johannes "Hans" Geiger, y un estudiante universitario, Marsden,realizó un experimento en el que Geiger y Marsden, bajo la supervisión de Rutherford, dispararon partículas alfa (núcleos de helio 4) a una película delgada de lámina de oro. El modelo de pudín de ciruelas había predicho que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias, como máximo, ligeramente dobladas. Pero Rutherford instruyó a su equipo para que buscara algo que lo sorprendió observar: algunas partículas se dispersaron en grandes ángulos, incluso completamente hacia atrás en algunos casos. Lo comparó con disparar una bala a un pañuelo de papel y hacer que rebote. El descubrimiento, con el análisis de Rutherford de los datos en 1911, condujo al modelo atómico de Rutherford, en el que el átomo tenía un núcleo muy pequeño y muy denso que contenía la mayor parte de su masa. y que consiste en partículas pesadas cargadas positivamente con electrones incrustados para equilibrar la carga (ya que se desconocía el neutrón). Como ejemplo, en este modelo (que no es el moderno) el nitrógeno-14 constaba de un núcleo con 14 protones y 7 electrones (21 partículas en total) y el núcleo estaba rodeado por 7 electrones más en órbita.

Eddington y la fusión nuclear estelar

Alrededor de 1920, Arthur Eddington anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en las estrellas, en su artículo La constitución interna de las estrellas. En ese momento, la fuente de energía estelar era un completo misterio; Eddington especuló correctamente que la fuente fue la fusión de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según la ecuación de Einstein E = mc. Este fue un desarrollo particularmente notable ya que en ese momento la fusión y la energía termonuclear, e incluso que las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno (ver metalicidad), aún no se habían descubierto.

Estudios de espín nuclear

El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que Franco Rasetti llevó a cabo estudios del espín nuclear en el Instituto de Tecnología de California en 1929. En 1925 se sabía que los protones y los electrones tenían cada uno un espín de ±+12. En el modelo de Rutherford del nitrógeno-14, 20 del total de 21 partículas nucleares deberían haberse emparejado para cancelar el espín de cada una, y la última partícula impar debería haber dejado el núcleo con un espín neto de 12. Rasetti descubrió, sin embargo, que el nitrógeno-14 tenía un giro de 1.

James Chadwick descubre el neutrón

En 1932, Chadwick se dio cuenta de que la radiación que habían observado Walther Bothe, Herbert Becker, Irène y Frédéric Joliot-Curie se debía en realidad a una partícula neutra de aproximadamente la misma masa que el protón, a la que llamó neutrón (siguiendo una sugerencia de Rutherford sobre la necesidad de tal partícula). En el mismo año, Dmitri Ivanenko sugirió que no había electrones en el núcleo, solo protones y neutrones, y que los neutrones eran partículas de espín 12, lo que explicaba que la masa no se debía a los protones. El espín del neutrón resolvió inmediatamente el problema del espín del nitrógeno-14, ya que el protón no apareado y el neutrón no apareado en este modelo contribuyeron cada uno con un espín de 12en la misma dirección, dando un giro total final de 1.

Con el descubrimiento del neutrón, los científicos pudieron por fin calcular qué fracción de energía de enlace tenía cada núcleo, comparando la masa nuclear con la de los protones y neutrones que lo componían. Las diferencias entre las masas nucleares se calcularon de esta manera. Cuando se midieron las reacciones nucleares, se encontró que estas concordaban con el cálculo de Einstein de la equivalencia de masa y energía dentro del 1% a partir de 1934.

Ecuaciones de Proca del campo de bosones vectoriales masivos

Alexandru Proca fue el primero en desarrollar e informar las ecuaciones del campo de bosones vectoriales masivos y una teoría del campo mesónico de fuerzas nucleares. Las ecuaciones de Proca eran conocidas por Wolfgang Pauli, quien mencionó las ecuaciones en su discurso del Nobel, y también las conocían Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler y Fröhlich, quienes apreciaron el contenido de las ecuaciones de Proca para desarrollar una teoría del átomo. núcleos en Física Nuclear.

Mesón de Yukawa postulado para unir núcleos

En 1935, Hideki Yukawa propuso la primera teoría significativa de la fuerza fuerte para explicar cómo se mantiene unido el núcleo. En la interacción de Yukawa, una partícula virtual, más tarde llamada mesón, mediaba una fuerza entre todos los nucleones, incluidos los protones y los neutrones. Esta fuerza explicaba por qué los núcleos no se desintegraban bajo la influencia de la repulsión de protones, y también explicaba por qué la fuerte fuerza de atracción tenía un alcance más limitado que la repulsión electromagnética entre protones. Más tarde, el descubrimiento del mesón pi demostró que tenía las propiedades de la partícula de Yukawa.

Con los artículos de Yukawa se completó el modelo moderno del átomo. El centro del átomo contiene una bola apretada de neutrones y protones, que se mantiene unida por la fuerza nuclear fuerte, a menos que sea demasiado grande. Los núcleos inestables pueden sufrir una desintegración alfa, en la que emiten un núcleo energético de helio, o una desintegración beta, en la que expulsan un electrón (o positrón). Después de una de estas desintegraciones, el núcleo resultante puede quedar en un estado excitado y, en este caso, se desintegra a su estado fundamental mediante la emisión de fotones de alta energía (desintegración gamma).

El estudio de las fuerzas nucleares fuerte y débil (esta última explicada por Enrico Fermi a través de la interacción de Fermi en 1934) llevó a los físicos a colisionar núcleos y electrones a energías cada vez más altas. Esta investigación se convirtió en la ciencia de la física de partículas, cuya joya de la corona es el modelo estándar de física de partículas, que describe las fuerzas fuerte, débil y electromagnética.

Física nuclear moderna

Un núcleo pesado puede contener cientos de nucleones. Esto significa que, con cierta aproximación, puede tratarse como un sistema clásico, en lugar de uno mecánico cuántico. En el modelo de gota de líquido resultante, el núcleo tiene una energía que surge en parte de la tensión superficial y en parte de la repulsión eléctrica de los protones. El modelo de gota líquida puede reproducir muchas características de los núcleos, incluida la tendencia general de la energía de enlace con respecto al número de masa, así como el fenómeno de la fisión nuclear.

Superpuestos a esta imagen clásica, sin embargo, están los efectos de la mecánica cuántica, que pueden describirse utilizando el modelo de capa nuclear, desarrollado en gran parte por Maria Goeppert Mayer y J. Hans D. Jensen. Los núcleos con ciertos números "mágicos" de neutrones y protones son particularmente estables porque sus capas están llenas.

También se han propuesto otros modelos más complicados para el núcleo, como el modelo de bosón interactivo, en el que pares de neutrones y protones interactúan como bosones.

Los métodos ab initio intentan resolver el problema nuclear de muchos cuerpos desde cero, a partir de los nucleones y sus interacciones.

Gran parte de la investigación actual en física nuclear se relaciona con el estudio de los núcleos en condiciones extremas, como un alto espín y energía de excitación. Los núcleos también pueden tener formas extremas (similares a las de las pelotas de rugby o incluso a las de las peras) o proporciones extremas de neutrones a protones. Los experimentadores pueden crear tales núcleos utilizando reacciones de fusión o transferencia de nucleones inducidas artificialmente, empleando haces de iones de un acelerador. Se pueden usar haces con energías aún más altas para crear núcleos a temperaturas muy altas, y hay indicios de que estos experimentos han producido una transición de fase de materia nuclear normal a un nuevo estado, el plasma de quarks-gluones, en el que los quarks se mezclan entre sí. otro, en lugar de ser segregados en tripletes como lo son en neutrones y protones.

Decaimiento nuclear

Ochenta elementos tienen al menos un isótopo estable que nunca se observa que se desintegre, lo que suma un total de aproximadamente 252 nucleidos estables. Sin embargo, miles de isótopos se han caracterizado como inestables. Estos "radioisótopos" se desintegran en escalas de tiempo que van desde fracciones de segundo hasta billones de años. Representada en un gráfico en función de los números atómicos y de neutrones, la energía de enlace de los nucleidos forma lo que se conoce como el valle de estabilidad. Los nucleidos estables se encuentran a lo largo del fondo de este valle de energía, mientras que los nucleidos cada vez más inestables se encuentran en las paredes del valle, es decir, tienen una energía de enlace más débil.

Los núcleos más estables caen dentro de ciertos rangos o balances de composición de neutrones y protones: muy pocos o demasiados neutrones (en relación con el número de protones) harán que se desintegre. Por ejemplo, en la desintegración beta, un átomo de nitrógeno-16 (7 protones, 9 neutrones) se convierte en un átomo de oxígeno-16 (8 protones, 8 neutrones) a los pocos segundos de ser creado. En esta desintegración, un neutrón en el núcleo de nitrógeno se convierte por la interacción débil en un protón, un electrón y un antineutrino. El elemento se transmuta en otro elemento, con diferente número de protones.

En la desintegración alfa, que normalmente ocurre en los núcleos más pesados, el elemento radiactivo se desintegra emitiendo un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones), dando otro elemento más helio-4. En muchos casos, este proceso continúa a través de varios pasos de este tipo, incluidos otros tipos de desintegración (generalmente desintegración beta) hasta que se forma un elemento estable.

En la desintegración gamma, un núcleo se desintegra de un estado excitado a un estado de menor energía mediante la emisión de un rayo gamma. El elemento no se cambia a otro elemento en el proceso (no hay transmutación nuclear involucrada).

Son posibles otros decaimientos más exóticos (ver el primer artículo principal). Por ejemplo, en el decaimiento de conversión interna, la energía de un núcleo excitado puede expulsar uno de los electrones orbitales internos del átomo, en un proceso que produce electrones de alta velocidad pero no es un decaimiento beta y (a diferencia del decaimiento beta) no transmuta un elemento. a otro.

Fusión nuclear

En la fusión nuclear, dos núcleos de baja masa entran en contacto muy cercano entre sí para que la fuerza fuerte los fusione. Se requiere una gran cantidad de energía para que las fuerzas fuertes o nucleares superen la repulsión eléctrica entre los núcleos para fusionarlos; por lo tanto, la fusión nuclear solo puede tener lugar a temperaturas muy altas o presiones altas. Cuando los núcleos se fusionan, se libera una gran cantidad de energía y el núcleo combinado asume un nivel de energía más bajo. La energía de enlace por nucleón aumenta con el número de masa hasta el níquel-62. Las estrellas como el Sol funcionan con la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio, dos positrones y dos neutrinos. La fusión incontrolada de hidrógeno en helio se conoce como fugitivo termonuclear. Una frontera en la investigación actual en varias instituciones, por ejemplo, el Joint European Torus (JET) e ITER, es el desarrollo de un método económicamente viable de utilizar la energía de una reacción de fusión controlada. La fusión nuclear es el origen de la energía (incluso en forma de luz y otras radiaciones electromagnéticas) producida por el núcleo de todas las estrellas, incluido nuestro propio Sol.

Fisión nuclear

La fisión nuclear es el proceso inverso a la fusión. Para núcleos más pesados ​​que el níquel-62, la energía de enlace por nucleón disminuye con el número de masa. Por tanto, es posible que se libere energía si un núcleo pesado se rompe en dos más ligeros.

El proceso de desintegración alfa es, en esencia, un tipo especial de fisión nuclear espontánea. Es una fisión altamente asimétrica porque las cuatro partículas que componen la partícula alfa están especialmente unidas entre sí, lo que hace que la producción de este núcleo en fisión sea particularmente probable.

A partir de varios de los núcleos más pesados ​​cuya fisión produce neutrones libres, y que también absorben fácilmente neutrones para iniciar la fisión, se puede obtener un tipo de fisión iniciada por neutrones de autoencendido, en una reacción en cadena. Las reacciones en cadena se conocían en química antes que en física y, de hecho, muchos procesos familiares, como incendios y explosiones químicas, son reacciones químicas en cadena. La fisión o reacción en cadena "nuclear", que utiliza neutrones producidos por la fisión, es la fuente de energía para las centrales nucleares y las bombas nucleares de tipo fisión, como las que detonaron en Hiroshima y Nagasaki, Japón, al final de la Segunda Guerra Mundial.. Los núcleos pesados, como el uranio y el torio, también pueden sufrir una fisión espontánea, pero es mucho más probable que se desintegren por desintegración alfa.

Para que ocurra una reacción en cadena iniciada por neutrones, debe haber una masa crítica del isótopo relevante presente en un cierto espacio bajo ciertas condiciones. Las condiciones de menor masa crítica requieren la conservación de los neutrones emitidos y también su ralentización o moderación para que haya una mayor sección transversal o probabilidad de que inicien otra fisión. En dos regiones de Oklo, Gabón, África, los reactores de fisión nuclear natural estuvieron activos hace más de 1.500 millones de años. Las mediciones de la emisión natural de neutrinos han demostrado que alrededor de la mitad del calor que emana del núcleo de la Tierra proviene de la descomposición radiactiva. Sin embargo, no se sabe si algo de esto resulta de reacciones en cadena de fisión.

Producción de elementos "pesados"

Según la teoría, a medida que el Universo se enfrió después del Big Bang, finalmente se hizo posible que existieran partículas subatómicas comunes tal como las conocemos (neutrones, protones y electrones). Las partículas más comunes creadas en el Big Bang que aún hoy son fácilmente observables para nosotros fueron los protones y los electrones (en números iguales). Los protones eventualmente formarían átomos de hidrógeno. Casi todos los neutrones creados en el Big Bang fueron absorbidos en helio-4 en los primeros tres minutos después del Big Bang, y este helio representa la mayor parte del helio en el universo actual (ver nucleosíntesis del Big Bang).

Algunas cantidades relativamente pequeñas de elementos más allá del helio (litio, berilio y quizás algo de boro) se crearon en el Big Bang, cuando los protones y los neutrones chocaron entre sí, pero todos los "elementos más pesados" (carbono, elemento número 6, y elementos de mayor número atómico) que vemos hoy, se crearon dentro de las estrellas durante una serie de etapas de fusión, como la cadena protón-protón, el ciclo CNO y el proceso triple alfa. Progresivamente se crean elementos más pesados ​​durante la evolución de una estrella.

La energía solo se libera en los procesos de fusión que involucran átomos más pequeños que el hierro porque la energía de enlace por nucleón alcanza su punto máximo alrededor del hierro (56 nucleones). Dado que la creación de núcleos más pesados ​​por fusión requiere energía, la naturaleza recurre al proceso de captura de neutrones. Los neutrones (debido a su falta de carga) son fácilmente absorbidos por un núcleo. Los elementos pesados ​​se crean mediante un proceso lento de captura de neutrones (el llamado proceso s) o el proceso rápido, o r. El proceso s ocurre en estrellas térmicamente pulsantes (llamadas AGB, o estrellas de rama gigante asintóticas) y toma de cientos a miles de años para alcanzar los elementos más pesados ​​de plomo y bismuto. la r-Se cree que este proceso ocurre en las explosiones de supernovas, que proporcionan las condiciones necesarias de alta temperatura, alto flujo de neutrones y materia eyectada. Estas condiciones estelares hacen que las sucesivas capturas de neutrones sean muy rápidas, involucrando especies muy ricas en neutrones que luego decaen en beta a elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que corresponden a nucleidos más estables con capas cerradas de neutrones (números mágicos).