Física nuclear

En 1906, Ernest Rutherford publicó "Retardación de la partícula alfa del radio al pasar a través de la materia". ^{[ 4 ]} Hans Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Royal Society ^{[ 5 ]} con experimentos que él y Rutherford habían realizado, haciendo pasar partículas alfa a través del aire, papel de aluminio y láminas de oro. Geiger y Ernest Marsden publicaron más trabajos en 1909 , ^{[ 6 ]} y Geiger publicó un trabajo aún más extenso en 1910. ^{[ 7 ]} 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, ^{[ 8 ]} con el eventual análisis clásico de Rutherford publicado en mayo de 1911, ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]} el experimento preventivo clave se realizó durante 1909, ^{[ 9 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]} en la Universidad de Manchester . El asistente de Ernest Rutherford, el profesor ^{[ 15 ]} Johannes ^{[ 14 ]} "Hans" Geiger, y un estudiante de pregrado, Marsden, ^{[ 15 ]} realizaron un experimento en el que Geiger y Marsden bajo la supervisión de Rutherford dispararon partículas alfa ( núcleos de helio 4 ^{[ 16 ]} ) contra una película delgada de lámina de oro . El modelo del pudín de pasas había predicho que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias siendo como máximo ligeramente curvadas. Pero Rutherford instruyó a su equipo para que buscaran algo que lo sorprendió: algunas partículas se dispersaban en ángulos amplios, incluso completamente hacia atrás en algunos casos. Lo comparó con disparar una bala a un pañuelo de papel y que rebotara. Este descubrimiento, junto con el análisis de los datos realizado por Rutherford en 1911, dio lugar al modelo atómico de Rutherford, en el que el átomo tenía un núcleo muy pequeño y denso que contenía la mayor parte de su masa, y estaba formado por partículas pesadas con carga positiva y electrones incrustados para equilibrar la carga (ya que el neutrón era desconocido). Por ejemplo, en este modelo (que no es el moderno), el nitrógeno-14 consistía en un núcleo con 14 protones y 7 electrones (21 partículas en total) y el núcleo estaba rodeado por otros 7 electrones en órbita.

Hacia 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 . ^{[ 17 ] [ 18 ]} En ese momento, la fuente de energía estelar era un completo misterio; Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión de hidrógeno en helio, liberando una energía enorme según la ecuación de Einstein E = mc² ^. 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 (véase metalicidad ), aún no se habían descubierto.

El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que Franco Rasetti realizó estudios sobre el espín nuclear en el Instituto Tecnológico de California en 1929. Para 1925 , se sabía que los protones y los electrones tenían cada uno un espín de ± + 1/2 . En el modelo de Rutherford del nitrógeno-14, 20 de las 21 partículas nucleares totales deberían haberse emparejado para cancelar sus espines, y la última partícula impar debería haber salido del núcleo con un espín neto de 1/2 . Sin embargo, Rasetti descubrió que el nitrógeno-14 tenía un espín de 1.

En 1932, Chadwick se dio cuenta de que la radiación observada por 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 dicha partícula). ^{[ 19 ]} Ese mismo año, Dmitri Ivanenko sugirió que no había electrones en el núcleo —solo protones y neutrones— y que los neutrones eran partículas de espín 1/2 , lo que explicaba la masa no debida a los protones. El espín del neutrón resolvió inmediatamente el problema del espín del nitrógeno-14, ya que el único protón desapareado y el único neutrón desapareado en este modelo contribuían cada uno con un espín de 1/2 en la misma dirección, dando un espín total final de 1.

Con el descubrimiento del neutrón, los científicos pudieron finalmente calcular la fracción de energía de enlace que poseía cada núcleo, comparando su masa con la de los protones y neutrones que lo componían. De esta forma se calcularon las diferencias entre las masas nucleares. Al medir las reacciones nucleares, se comprobó que coincidían con el cálculo de Einstein sobre la equivalencia entre masa y energía con una precisión del 1% en 1934.

Alexandru Proca fue el primero en desarrollar y publicar las ecuaciones del campo de bosones vectoriales masivos y una teoría del campo mesónico de las fuerzas nucleares . Las ecuaciones de Proca eran conocidas por Wolfgang Pauli ^{[ 20 ]} , quien las mencionó en su discurso de aceptación del Premio Nobel, y también eran conocidas por Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler y Fröhlich, quienes apreciaron el contenido de las ecuaciones de Proca para el desarrollo de una teoría de los núcleos atómicos en Física Nuclear. ^{[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]}

En 1935, Hideki Yukawa ^{[ 26 ]} 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 , posteriormente llamada mesón , mediaba una fuerza entre todos los nucleones, incluidos protones y neutrones. Esta fuerza explicaba por qué los núcleos no se desintegraban bajo la influencia de la repulsión entre protones, y también explicaba por qué la fuerza fuerte atractiva tenía un alcance más limitado que la repulsión electromagnética entre protones. Posteriormente, el descubrimiento del mesón pi demostró que poseía las propiedades de la partícula de Yukawa.

Con los trabajos de Yukawa, el modelo moderno del átomo quedó completo. El centro del átomo contiene una esfera compacta de neutrones y protones, mantenida unida por la fuerza nuclear fuerte, a menos que sea demasiado grande. Los núcleos inestables pueden sufrir desintegración alfa, en la que emiten un núcleo de helio energético, o desintegración beta, en la que expulsan un electrón (o positrón ). Tras una de estas desintegraciones, el núcleo resultante puede quedar en un estado excitado, y en este caso decae a su estado fundamental emitiendo fotones de alta energía (desintegración gamma).

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

Ochenta elementos poseen al menos un isótopo estable que nunca se desintegra, lo que suma un total de aproximadamente 251 nucleidos estables. Sin embargo, miles de isótopos se han clasificado 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 del número atómico y el número de neutrones, la energía de enlace de los nucleidos forma lo que se conoce como el valle de estabilidad . Los nucleidos estables se sitúan en la parte inferior de este valle de energía, mientras que los nucleidos cada vez más inestables se ubican en las paredes del valle, es decir, poseen una energía de enlace más débil.

Los núcleos más estables se encuentran dentro de ciertos rangos o equilibrios de composición de neutrones y protones: demasiados o muy pocos neutrones (en relación con el número de protones) provocarán su desintegración. 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) ^{[ 30 ]} en pocos segundos después de su creación. 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 un número diferente de protones.

En la desintegración alfa , que suele ocurrir en los núcleos más pesados, el elemento radiactivo se desintegra emitiendo un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones), lo que da lugar a otro elemento, además de helio-4 . En muchos casos, este proceso continúa a través de varias etapas de este tipo, incluyendo otros tipos de desintegraciones (generalmente la desintegración beta) hasta que se forma un elemento estable.

En la desintegración gamma , un núcleo se desintegra desde un estado excitado a un estado de menor energía, emitiendo un rayo gamma . El elemento no se transforma en otro durante el proceso (no hay transmutación nuclear ).

Existen otras desintegraciones más exóticas (véase el primer artículo principal). Por ejemplo, en la desintegración por conversión interna , la energía de un núcleo excitado puede expulsar uno de los electrones de la órbita interna del átomo, en un proceso que produce electrones de alta velocidad, pero que no es una desintegración beta y (a diferencia de esta) no transmuta un elemento en otro.

En la fusión nuclear , dos núcleos de baja masa se acercan mucho entre sí, de modo que la fuerza nuclear fuerte los fusiona. Se requiere una gran cantidad de energía para que la fuerza nuclear fuerte supere la repulsión eléctrica entre los núcleos y se produzca la fusión; por lo tanto, la fusión nuclear solo puede tener lugar a temperaturas o presiones muy elevadas. Cuando los núcleos se fusionan, se libera una gran cantidad de energía y el núcleo resultante adquiere un nivel de energía inferior. La energía de enlace por nucleón aumenta con el número másico hasta el níquel -62. Las estrellas como el Sol se alimentan de 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 reacción termonuclear desbocada. Una frontera en la investigación actual en diversas instituciones, como el Joint European Torus (JET) e ITER , es el desarrollo de un método económicamente viable para utilizar la energía de una reacción de fusión controlada. La fusión nuclear es el origen de la energía (incluida la que se presenta en forma de luz y otras radiaciones electromagnéticas) producida por el núcleo de todas las estrellas, incluido nuestro propio Sol.

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 másico. Por lo tanto, es posible que se libere energía si un núcleo pesado se divide en dos más ligeros.

El proceso de desintegración alfa es, en esencia, un tipo especial de fisión nuclear espontánea . Se trata de 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 por fisión sea particularmente probable.

A partir de varios de los núcleos más pesados ​​cuya fisión produce neutrones libres, y que también absorben neutrones fácilmente para iniciar la fisión, se puede obtener un tipo de fisión autoinducida iniciada por neutrones, en una reacción en cadena . Las reacciones en cadena eran conocidas 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 detonadas en Hiroshima y Nagasaki , Japón, al final de la Segunda Guerra Mundial . Los núcleos pesados ​​como el uranio y el torio también pueden sufrir fisión espontánea , pero es mucho más probable que sufran desintegración por desintegración alfa.

Para que se produzca una reacción en cadena iniciada por neutrones, debe existir una masa crítica del isótopo correspondiente en un espacio determinado y bajo ciertas condiciones. Las condiciones para la masa crítica mínima requieren la conservación de los neutrones emitidos y también su ralentización o moderación, de modo 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 naturales estuvieron activos hace más de 1500 millones de años. ^{[ 31 ]} 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 desintegración radiactiva. Sin embargo, se desconoce si parte de este calor proviene de reacciones en cadena de fisión. ^{[ 32 ]}

Según la teoría, a medida que el universo se enfriaba tras el Big Bang, se hizo posible la existencia de las partículas subatómicas comunes que conocemos (neutrones, protones y electrones). Las partículas más comunes creadas en el Big Bang, que aún podemos observar fácilmente hoy en día, fueron los protones y los electrones (en igual número). Los protones formarían átomos de hidrógeno. Casi todos los neutrones creados en el Big Bang fueron absorbidos por el helio-4 en los tres primeros minutos posteriores al Big Bang, y este helio constituye la mayor parte del helio presente en el universo actual (véase nucleosíntesis del Big Bang ).

En el Big Bang, cuando los protones y neutrones colisionaron entre sí, se crearon cantidades relativamente pequeñas de elementos distintos del helio (litio, berilio y quizás algo de boro). Sin embargo, todos los elementos más pesados ​​(carbono, elemento número 6 y elementos con mayor número atómico ) que observamos hoy en día se crearon en el interior de las estrellas durante una serie de etapas de fusión, como la cadena protón-protón , el ciclo CNO y el proceso triple alfa . Los elementos progresivamente más pesados ​​se crean durante la evolución de una estrella.

La energía solo se libera en procesos de fusión que involucran átomos más pequeños que el hierro porque la energía de enlace por nucleón alcanza su 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 proceso r . El proceso s ocurre en estrellas con pulsaciones térmicas (llamadas AGB, o estrellas de la rama gigante asintótica) y tarda cientos o miles de años en alcanzar los elementos más pesados, como el plomo y el bismuto. Se cree que el proceso r ocurre en 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 se desintegran beta en elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que corresponden a nucleidos más estables con capas de neutrones cerradas (números mágicos).

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