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Línea de goteo nuclear

Tabla de nucleidos del carbono al flúor . La línea de goteo de protones forma el límite izquierdo; la línea de goteo de neutrones, el derecho. Modos de desintegración : emis...

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Tabla de nucleidos del carbono al flúor . La línea de goteo de protones forma el límite izquierdo; la línea de goteo de neutrones, el derecho. Modos de desintegración :

La línea de goteo nuclear es el límite más allá del cual los núcleos atómicos no están ligados con respecto a la emisión de un protón o un neutrón.

Una combinación arbitraria de protones y neutrones no necesariamente produce un núcleo estable . Podemos pensar en avanzar hacia arriba o hacia la derecha en la tabla periódica añadiendo un protón o un neutrón, respectivamente, a un núcleo dado. Sin embargo, añadir nucleones uno a uno a un núcleo dado eventualmente dará lugar a un nuevo núcleo que se desintegra inmediatamente emitiendo un protón (o neutrón). En lenguaje coloquial, el nucleón se ha escapado o goteado del núcleo, dando origen al término « línea de goteo» .

Las líneas de goteo se definen para protones y neutrones en los extremos de la relación protón-neutrón ; en relaciones p:n iguales o superiores a las líneas de goteo, no pueden existir núcleos ligados. Si bien la ubicación de la línea de goteo de protones es bien conocida para muchos elementos, la ubicación de la línea de goteo de neutrones solo se conoce para elementos hasta el neón . [ 1 ]

Descripción general

La estabilidad nuclear se limita a aquellas combinaciones de protones y neutrones descritas en la tabla de nucleidos , también llamada valle de estabilidad . Los límites de este valle son la línea de goteo de neutrones en el lado rico en neutrones y la línea de goteo de protones en el lado rico en protones. [ 2 ] Estos límites existen debido a la desintegración de partículas, mediante la cual puede ocurrir una transición nuclear exotérmica por la emisión de uno o más nucleones (que no debe confundirse con la desintegración de partículas en física de partículas ). De este modo, la línea de goteo puede definirse como el límite más allá del cual la energía de separación de protones o neutrones se vuelve negativa, favoreciendo la emisión de una partícula de un sistema no ligado recién formado. [ 2 ]

Transiciones permitidas

Al considerar si una transmutación nuclear específica, una reacción o una desintegración, es energéticamente permitida, basta con sumar las masas del núcleo o núcleos iniciales y restarles la suma de las masas de las partículas producto. Si el resultado, o valor Q , es positivo, la transmutación es permitida, o exotérmica, porque libera energía; y si el valor Q es negativo, es endotérmica, ya que se debe añadir al menos esa cantidad de energía al sistema antes de que la transmutación pueda llevarse a cabo. Por ejemplo, para determinar si el 12C , el isótopo más común del carbono, puede experimentar la emisión de protones a 11B , se encuentra que se deben añadir aproximadamente 16 MeV al sistema para que este proceso sea posible. [ 3 ] Si bien los valores Q pueden usarse para describir cualquier transmutación nuclear, para la desintegración de partículas, también se utiliza la cantidad de energía de separación de partículas S , que es equivalente al negativo del valor Q. En otras palabras, la energía de separación de protones S p indica cuánta energía debe agregarse a un núcleo dado para extraer un solo protón. Por lo tanto, las líneas de goteo de partículas definen los límites donde la energía de separación de partículas es menor o igual a cero, para lo cual la emisión espontánea de esa partícula está energéticamente permitida. [ 4 ]

Aunque la ubicación de las líneas de goteo está bien definida como el límite más allá del cual la energía de separación de partículas se vuelve negativa, la definición de lo que constituye un núcleo o una resonancia no ligada no está clara. [ 2 ] Algunos núcleos conocidos de elementos ligeros más allá de las líneas de goteo se desintegran con vidas medias del orden de 10 −22 segundos; esto a veces se define como un límite de la existencia nuclear porque varios procesos nucleares fundamentales (como la vibración y la rotación) ocurren en esta escala de tiempo. [ 4 ] Para núcleos más masivos, las vidas medias de emisión de partículas pueden ser significativamente más largas debido a una barrera de Coulomb más fuerte y permitir que ocurran otras transiciones como la desintegración alfa y beta . Esto hace que la determinación inequívoca de las líneas de goteo sea difícil, ya que los núcleos con vidas medias lo suficientemente largas como para ser observados existen mucho más tiempo que la escala de tiempo de emisión de partículas y muy probablemente estén ligados. [ 2 ] En consecuencia, los núcleos no ligados a partículas son difíciles de observar directamente y, en cambio, se identifican a través de su energía de desintegración. [ 4 ]

Origen de la estructura nuclear de las líneas de goteo

La energía de un nucleón en un núcleo es su energía de masa en reposo menos una energía de enlace . Además, existe una energía debida a la degeneración: por ejemplo, un nucleón con energía E 1 se verá forzado a una energía mayor E 2 si todos los estados de energía más bajos están llenos. Esto se debe a que los nucleones son fermiones y obedecen la estadística de Fermi-Dirac . El trabajo realizado para llevar este nucleón a un nivel de energía más alto resulta en una presión, que es la presión de degeneración . Cuando la energía de enlace efectiva, o energía de Fermi , llega a cero, [ 5 ] agregar un nucleón del mismo isospín al núcleo no es posible, ya que el nuevo nucleón tendría una energía de enlace efectiva negativa  , es decir, es energéticamente más favorable (el sistema tendrá la energía total más baja) que el nucleón se cree fuera del núcleo. Esto define el punto de goteo de partículas para esa especie.

Líneas de goteo de una y dos partículas

En muchos casos, los nucleidos a lo largo de las líneas de goteo no son contiguos, sino que están separados por las llamadas líneas de goteo de una partícula y de dos partículas. Esto es consecuencia de que los números pares e impares de nucleones afectan la energía de enlace, ya que los nucleidos con un número par de nucleones generalmente tienen una energía de enlace más alta y, por lo tanto, mayor estabilidad, que los núcleos impares adyacentes. Estas diferencias de energía dan como resultado la línea de goteo de una partícula en un nucleido con Z impar o N impar , para el cual la emisión inmediata de protones o neutrones es energéticamente favorable en ese nucleido y en todos los demás nucleidos impares más alejados de la línea de goteo. [ 5 ] Sin embargo, el siguiente nucleido par fuera de la línea de goteo de una partícula aún puede ser estable en cuanto a partículas si su energía de separación de dos partículas es no negativa. Esto es posible porque la energía de separación de dos partículas siempre es mayor que la energía de separación de una partícula, y una transición a un nucleido impar menos estable está energéticamente prohibida. La línea de goteo de dos partículas se define así donde la energía de separación de dos partículas se vuelve negativa, y denota el límite más externo para la estabilidad de partículas de una especie. [ 5 ]

Las líneas de goteo de uno y dos neutrones se han determinado experimentalmente hasta el neón, aunque los isótopos de N impar no ligados se conocen o se deducen por falta de observación para cada elemento hasta el magnesio. [ 2 ] Por ejemplo, el último isótopo de flúor de N impar ligado es 26 F, [ 6 ] aunque el último isótopo de N par ligado es 31 F. [ 1 ]

Los núcleos cerca de las líneas de goteo son poco comunes en la Tierra.

De los tres tipos de radiactividad natural (α, β y γ), solo la desintegración alfa es un tipo de desintegración resultante de la fuerza nuclear fuerte . Las otras desintegraciones de protones y neutrones ocurrieron mucho antes en la vida de las especies atómicas y antes de que se formara la Tierra. Por lo tanto, la desintegración alfa puede considerarse una forma de desintegración de partículas o, con menos frecuencia, como un caso especial de fisión nuclear . La escala de tiempo para la fuerza nuclear fuerte es mucho más rápida que la de la fuerza nuclear débil o la fuerza electromagnética , por lo que la vida útil de los núcleos más allá de las líneas de goteo es típicamente del orden de nanosegundos o menos. Para la desintegración alfa, la escala de tiempo puede ser mucho más larga que para la emisión de protones o neutrones debido a la alta barrera de Coulomb que ve un cúmulo alfa en un núcleo (la partícula alfa debe atravesar la barrera por efecto túnel ). Como consecuencia, no hay núcleos naturales en la Tierra que experimenten emisión de protones o neutrones ; Sin embargo, tales núcleos pueden crearse, por ejemplo, en el laboratorio con aceleradores o de forma natural en las estrellas . [ 7 ] La Instalación de Haces de Isótopos Raros (FRIB) de la Universidad Estatal de Michigan entró en funcionamiento a mediados de 2022 y ha creado muchos radioisótopos novedosos, cada uno de los cuales se extrae en un haz y se utiliza para su estudio. FRIB hace pasar un haz de isótopos relativamente estables a través de un medio, lo que perturba los núcleos y crea numerosos núcleos novedosos, que luego se extraen. [ 8 ] [ 9 ]

Nucleosíntesis

Los entornos astrofísicos explosivos suelen tener flujos muy grandes de nucleones de alta energía que pueden ser capturados por núcleos semilla . En estos entornos, la captura radiativa de protones o neutrones ocurre mucho más rápido que las desintegraciones beta, y como actualmente se desconocen entornos astrofísicos con grandes flujos de neutrones y protones de alta energía, el flujo de reacción se alejará de la estabilidad beta hacia las líneas de goteo de neutrones o protones, respectivamente. Sin embargo, una vez que un núcleo alcanza una línea de goteo, como hemos visto, no se pueden agregar más nucleones de esa especie a dicho núcleo, y este debe sufrir primero una desintegración beta antes de que puedan ocurrir nuevas capturas de nucleones.

fotodesintegración

Si bien las líneas de goteo imponen los límites últimos para la nucleosíntesis, en entornos de alta energía la vía de combustión puede verse limitada antes de que se alcancen dichas líneas por la fotodesintegración , donde un rayo gamma de alta energía expulsa un nucleón de un núcleo. El mismo núcleo está sujeto tanto a un flujo de nucleones como de fotones, por lo que se alcanza un equilibrio entre la captura de neutrones y la fotodesintegración para los nucleidos con una energía de separación de neutrones suficientemente baja, particularmente aquellos cercanos a los puntos de espera. [ 10 ]

Como el baño de fotones normalmente se describe mediante una distribución de Planck , los fotones de mayor energía serán menos abundantes, por lo que la fotodesintegración no se volverá significativa hasta que la energía de separación de nucleones comience a acercarse a cero hacia las líneas de goteo, donde la fotodesintegración puede ser inducida por rayos gamma de menor energía.A 10 9 kelvin, la distribución de fotones es lo suficientemente energética como para expulsar nucleones de cualquier núcleo que tenga energías de separación de partículas menores a 3  MeV, [ 11 ] pero para saber qué núcleos existen en qué abundancias también hay que considerar las capturas radiativas competitivas.

Dado que la captura de neutrones puede ocurrir en cualquier régimen de energía, la fotodesintegración de neutrones es irrelevante excepto a energías más altas. Sin embargo, como la barrera de Coulomb inhibe la captura de protones, las secciones transversales de esas reacciones de partículas cargadas a energías más bajas se ven muy reducidas, y en los regímenes de energía más altos donde la captura de protones tiene una alta probabilidad de ocurrir, a menudo existe una competencia entre la captura de protones y la fotodesintegración que ocurre en la combustión explosiva de hidrógeno; pero debido a que la línea de goteo de protones está relativamente mucho más cerca del valle de estabilidad beta que la línea de goteo de neutrones, la nucleosíntesis en algunos entornos puede llegar hasta cualquiera de las líneas de goteo de nucleones.

Puntos de espera y plazos de tiempo

Una vez que la captura radiativa deja de producirse en un núcleo determinado, ya sea por fotodesintegración o por las líneas de goteo, el procesamiento nuclear posterior para obtener una masa mayor debe evitar este núcleo mediante una reacción con un núcleo más pesado, como el ⁴He , o, más a menudo, esperar a la desintegración beta. Las especies nucleares en las que se acumula una fracción significativa de la masa durante un episodio particular de nucleosíntesis se consideran puntos de espera nuclear, ya que el procesamiento posterior mediante capturas radiativas rápidas se retrasa.

Como se ha destacado, las desintegraciones beta son los procesos más lentos que ocurren en la nucleosíntesis explosiva. Son tan lentos que se les llama proceso s ("proceso lento"). Desde el punto de vista de la física nuclear, las escalas de tiempo de la nucleosíntesis explosiva se establecen simplemente sumando las vidas medias de las desintegraciones beta involucradas, [ 12 ] ya que la escala de tiempo para otros procesos nucleares es insignificante en comparación, aunque en la práctica esta escala de tiempo suele estar dominada por la suma de unas pocas vidas medias nucleares de punto de espera.

El proceso r

Se cree que el proceso de captura rápida de neutrones opera muy cerca de la línea de goteo de neutrones, aunque el sitio astrofísico del proceso r, aunque se cree ampliamente que tiene lugar en supernovas de colapso de núcleo , es desconocido. Aunque la línea de goteo de neutrones está muy mal determinada experimentalmente, y el flujo de reacción exacto no se conoce con precisión, varios modelos predicen que los núcleos a lo largo de la trayectoria del proceso r tienen una energía de separación de dos neutrones ( S 2n ) de aproximadamente 2  MeV. Más allá de este punto, se cree que la estabilidad disminuye rápidamente en las proximidades de la línea de goteo, con la desintegración beta ocurriendo antes de una mayor captura de neutrones. [ 13 ] De hecho, la física nuclear de la materia extremadamente rica en neutrones es un tema bastante nuevo, y ya ha llevado al descubrimiento de la isla de inversión y núcleos de halo como 11 Li, que tiene una piel de neutrones muy difusa que conduce a un radio total comparable al de 208 Pb. Por lo tanto, aunque la línea de goteo de neutrones y el proceso r están estrechamente relacionados en la investigación, constituyen una frontera desconocida que espera futuras investigaciones, tanto teóricas como experimentales.

El proceso rp

El proceso de captura rápida de protones en las ráfagas de rayos X se produce en la línea de goteo de protones, excepto cerca de algunos puntos de espera de fotodesintegración. Esto incluye los núcleos 21 Mg, 30 S, 34 Ar, 38 Ca, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se, 72 Kr, 76 Sr y 80 Zr. [ 14 ] [ 15 ]

Un patrón claro de estructura nuclear que emerge es la importancia del apareamiento , ya que se observa que todos los puntos de espera mencionados anteriormente se encuentran en núcleos con un número par de protones, y todos, excepto el 21 Mg, también tienen un número par de neutrones. Sin embargo, los puntos de espera dependerán de las suposiciones del modelo de estallido de rayos X, tales como la metalicidad , la tasa de acreción y la hidrodinámica, junto con las incertidumbres nucleares, y como se mencionó anteriormente, la definición exacta del punto de espera puede no ser consistente de un estudio a otro. Aunque existen incertidumbres nucleares, en comparación con otros procesos de nucleosíntesis explosiva, el proceso rp está bastante bien restringido experimentalmente, ya que, por ejemplo, todos los núcleos de puntos de espera mencionados anteriormente han sido observados en el laboratorio. Así, dado que los datos de física nuclear se pueden encontrar en la bibliografía o en compilaciones de datos, la infraestructura computacional para astrofísica nuclear permite realizar cálculos de postprocesamiento en varios modelos de estallidos de rayos X y definir los criterios para el punto de espera, así como modificar cualquier parámetro nuclear.

Si bien el proceso rp en los estallidos de rayos X puede tener dificultades para superar el punto de espera del 64 Ge, [ 15 ] ciertamente en los púlsares de rayos X donde el proceso rp puede proceder, la inestabilidad hacia la desintegración alfa impone un límite superior de A  =  107 a la masa que se puede alcanzar mediante la combustión continua. [ 16 ] Las reacciones fotonucleares (γ,p) y (γ,α) impiden cualquier progreso adicional más allá de los llamados ciclos de estaño-antimonio-telurio (SnSbTe). Incluso antes de alcanzar este límite, se cree que el flujo de protones disminuye considerablemente y, por lo tanto, ralentiza el proceso rp , y las bajas tasas de captura significan que el ciclo SnSbTe final no debería alcanzarse normalmente. [ 17 ] Sin embargo, se ha demostrado que si hay episodios de enfriamiento o mezcla de cenizas previas en la zona de combustión, se puede crear material tan pesado como 126 Xe. [ 18 ]

estrellas de neutrones

En las estrellas de neutrones , los núcleos pesados ​​de neutrones se encuentran cuando los electrones relativistas penetran en los núcleos y producen una desintegración beta inversa , en la que el electrón se combina con un protón en el núcleo para formar un neutrón y un neutrino electrónico:

A medida que se crean más y más neutrones en los núcleos, los niveles de energía de los neutrones se llenan hasta alcanzar un nivel de energía igual a la masa en reposo de un neutrón. En este punto, cualquier electrón que penetre en un núcleo creará un neutrón, que saldrá del núcleo. En este punto tenemos:

miFnorte=metronortedo2{\displaystyle E_{\text{F}}^{n}=m_{n}c^{2}\,}

Y a partir de este punto la ecuación

miFnorte=(pagFnorte)2do2+metronorte2do4{\displaystyle E_{\text{F}}^{n}={\sqrt {\left(p_{\text{F}}^{n}\right)^{2}c^{2}+m_{n}^{2}c^{4}}}\,}

Se aplica donde p F n es el momento de Fermi del neutrón. A medida que profundizamos en la estrella de neutrones, la densidad de neutrones libres aumenta, y como el momento de Fermi aumenta con la densidad, la energía de Fermi aumenta, de modo que los niveles de energía inferiores al nivel superior alcanzan el goteo de neutrones y cada vez más neutrones gotean de los núcleos, de manera que obtenemos núcleos en un fluido de neutrones. Finalmente, todos los neutrones gotean de los núcleos y hemos llegado al interior del fluido de neutrones de la estrella de neutrones.

Valores conocidos

Línea de goteo de neutrones

Los valores de la línea de goteo de neutrones solo se conocen para los primeros diez elementos, desde el hidrógeno hasta el neón. [ 19 ] Para el oxígeno ( Z  =  8), el número máximo de neutrones ligados es 16, lo que convierte al 24 O en el isótopo de oxígeno ligado a partículas más pesado. [ 20 ] Para el neón ( Z  =  10), el número máximo de neutrones ligados aumenta a 24 en el isótopo estable de partículas más pesado, el 34 Ne. La ubicación de la línea de goteo de neutrones para el flúor y el neón se determinó en 2017 por la no observación de isótopos inmediatamente más allá de la línea de goteo. El mismo experimento encontró que el isótopo ligado más pesado del siguiente elemento, el sodio, es al menos el 39 Na. [ 21 ] [ 22 ] Estos fueron los primeros nuevos descubrimientos a lo largo de la línea de goteo de neutrones en más de veinte años. [ 1 ]

Se espera que la línea de goteo de neutrones diverja de la línea de estabilidad beta después del calcio con una relación promedio neutrón-protón de 2,4. [ 2 ] Por lo tanto, se predice que la línea de goteo de neutrones quedará fuera del alcance de los elementos más allá del zinc (donde la línea de goteo se estima alrededor de N  =  60) o posiblemente del zirconio ( N  estimado =  88), ya que ninguna técnica experimental conocida es teóricamente capaz de crear el desequilibrio necesario de protones y neutrones en los isótopos de la línea de goteo de elementos más pesados. [ 2 ] De hecho, se ha informado que isótopos ricos en neutrones como 49 S, 52 Cl y 53 Ar, que se calculó que se encontraban más allá de la línea de goteo, están ligados en 2017-2019, lo que indica que la línea de goteo de neutrones puede estar incluso más lejos de la línea de estabilidad beta de lo predicho. [ 23 ]

La tabla que aparece a continuación enumera el isótopo ligado a partículas más pesado de los diez primeros elementos. [ 24 ]

No todos los isótopos más ligeros están ligados. Por ejemplo, el 39Na está ligado, pero el 38Na no lo está. [ 1 ]

Línea de goteo de protones

La ubicación general de la línea de goteo de protones está bien establecida. Para todos los elementos que se encuentran naturalmente en la Tierra y tienen un número impar de protones, se ha observado experimentalmente al menos una especie con una energía de separación de protones menor que cero. Hasta el germanio , se conoce la ubicación de la línea de goteo para muchos elementos con un número par de protones, pero ninguno más allá de ese punto aparece en los datos nucleares evaluados. Hay algunos casos excepcionales donde, debido al apareamiento nuclear , existen algunas especies ligadas a partículas fuera de la línea de goteo, como 8 B y 176 Au . También se puede observar que, al acercarse a los números mágicos , la línea de goteo se comprende menos. A continuación se presenta una compilación de los últimos isótopos antes de la línea de goteo de protones, con el número de protones, Z y los isótopos correspondientes, tomados del Centro Nacional de Datos Nucleares. [ 25 ]

Véase también

Lecturas adicionales

  • Blumenfeld, Yorick (16 de noviembre de 2022). "Explorando los límites de la existencia nuclear" . Physics Magazine . 15 177. American Physical Society (APS). Bibcode : 2022PhyOJ..15..177B . doi : 10.1103/Physics.15.177 . Consultado el 1 de marzo de 2024 .

Referencias

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  2. 1 2 3 4 5 6 7 Thoennessen, M. (2004). "Alcanzando los límites de la estabilidad nuclear" (PDF) . Reports on Progress in Physics . 67 (7): 1187– 1232. Bibcode : 2004RPPh...67.1187T . doi : 10.1088/0034-4885/67/7/R04 . S2CID 250790169 . 
  3. ↑ Wang, M.; Audi, G.; Kondev, FG; Huang, WJ; Naimi, S.; Xu, X. (2017). "Evaluación de la masa atómica AME2016 (II). Tablas, gráficos y referencias". Chinese Physics C . 41 (3) 030003. doi : 10.1088/1674-1137/41/3/030003 .
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