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 en su conjunto, incluidos sus electrones .
Los descubrimientos en física nuclear han dado lugar a aplicaciones en muchos campos. Esto incluye energía nuclear , armas nucleares , medicina nuclear y resonancia magnética , isótopos industriales y agrícolas, implantación de iones en ingeniería de materiales y datación por radiocarbono en geología y arqueología . Estas aplicaciones se estudian en el campo de la ingeniería nuclear .
La física de partículas evolucionó a partir de la física nuclear y los dos campos se enseñan típicamente 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, [1] realizado mientras investigaba la fosforescencia en sales de uranio . [2] El descubrimiento del electrón por JJ Thomson [3] un año después fue una indicación de que el átomo tenía estructura interna. A principios del siglo XX, el modelo aceptado del átomo era el modelo de "pudín de ciruela" 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 siguientes, 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 emanaban 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 otorgado conjuntamente a Becquerel, por su descubrimiento, y a Marie y Pierre Curie por su posterior investigación 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 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 componentes 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". [4] Hans Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Royal Society [5] con experimentos que él y Rutherford habían hecho, pasando partículas alfa a través del aire, papel de aluminio y pan de oro. Geiger y Ernest Marsden publicaron más trabajo en 1909 , [6] y Geiger publicó en 1910 un trabajo más extenso. [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 lo 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 ] [16] en la Universidad de Manchester . El asistente de Ernest Rutherford, el profesor [15] [16] Johannes [14] "Hans" Geiger, y un estudiante universitario, Marsden, [15] [16] realizaron un experimento en el que Geiger y Marsden, bajo la supervisión de Rutherford, dispararon partículas alfa ( helio 4 núcleos [17] ) en una fina película de lámina de oro . El modelo de pudín de ciruela había predicho que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias como mucho ligeramente dobladas. Pero Rutherford ordenó a su equipo que buscara algo que lo sorprendiera al observar: algunas partículas se dispersaron en ángulos grandes, incluso completamente al revés en algunos casos. Lo comparó con disparar una bala contra un pañuelo de papel y hacer que rebotara. El descubrimiento, con el análisis de Rutherford de los datos en 1911, condujo al modelo de Rutherford del átomo, en el que el átomo tenía un núcleo muy pequeño y muy denso que contenía la mayor parte de su masa y que constaba de partículas pesadas cargadas positivamente con electrones incrustados en para equilibrar la carga (ya que se desconocía el neutrón). Como 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 7 electrones en órbita más.
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 The Internal Constitution of the Stars . [18] [19] 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 = mc 2 . 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 en el Instituto de Tecnología de California llevó a cabo estudios de espín nuclear en 1929. En 1925 se sabía que los protones y los electrones tenían cada uno un espín de ±+1 ⁄ 2 . En el modelo de Rutherford de nitrógeno-14, 20 de las 21 partículas nucleares totales deberían haberse emparejado para cancelar el giro de la otra, y la última partícula impar debería haber dejado el núcleo con un giro neto de 1 ⁄ 2 . Sin embargo, Rasetti descubrió 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). [20] En el mismo año, Dmitri Ivanenko sugirió que no había electrones en el núcleo, solo protones y neutrones, y que los neutrones eran espín. 1 ⁄ 2 partículas, lo que explica la masa no debida a los protones. El giro del neutrón resolvió inmediatamente el problema del giro del nitrógeno-14, ya que el protón desapareado y el neutrón desapareado en este modelo contribuyeron cada uno con un giro de 1 ⁄ 2 en 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. De esta forma se calcularon las diferencias entre masas nucleares. Cuando se midieron las reacciones nucleares, se encontró que estaban de acuerdo 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 de campo de bosones vectoriales masivos y una teoría del campo mesónico de fuerzas nucleares . Las ecuaciones de Proca eran conocidas por Wolfgang Pauli [21] quien mencionó las ecuaciones en su discurso del Nobel, y también fueron conocidas por Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler y Fröhlich quienes apreciaron el contenido de las ecuaciones de Proca para desarrollar una teoría de los núcleos atómicos en Física Nuclear. [22] [23] [24] [25] [26]
El mesón de Yukawa postulado para unir núcleos
En 1935, Hideki Yukawa [27] 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 , medió una fuerza entre todos los nucleones, incluidos los protones y neutrones. Esta fuerza explicó por qué los núcleos no se desintegraron bajo la influencia de la repulsión de protones, y también dio una explicación de por qué la fuerza fuerte atractiva tenía un rango 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 papeles de Yukawa, el modelo moderno del átomo estaba completo. El centro del átomo contiene una bola compacta de neutrones y protones, que se mantiene 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 ). Después de una de estas desintegraciones, el núcleo resultante puede dejarse en un estado excitado y, en este caso, se desintegra a su estado fundamental emitiendo fotones de alta energía (desintegración gamma).
El estudio de las fuerzas nucleares fuertes y débiles (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 la física de partículas , que describe las fuerzas fuertes, débiles y electromagnéticas .
Física nuclear moderna
Un núcleo pesado puede contener cientos de nucleones . Esto significa que, con alguna aproximación, puede tratarse como un sistema clásico , en lugar de uno mecánico-cuántico . En el modelo de gota de líquido resultante , [28] 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 de líquido 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 .
Sin embargo, superpuestos a esta imagen clásica, se encuentran los efectos de la mecánica cuántica, que pueden describirse utilizando el modelo de capa nuclear , desarrollado en gran parte por Maria Goeppert Mayer [29] y J. Hans D. Jensen . [30] Los núcleos con cierto número " mágico " 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 bosones interactuantes , 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, comenzando por los nucleones y sus interacciones. [31]
Gran parte de la investigación actual en física nuclear se relaciona con el estudio de núcleos en condiciones extremas, como alto espín y energía de excitación. Los núcleos también pueden tener formas extremas (similares a las de las pelotas de rugby o incluso las peras ) o relaciones extremas de neutrones a protones. Los experimentadores pueden crear tales núcleos utilizando reacciones de transferencia de nucleones o fusión 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 la materia nuclear normal a un nuevo estado, el plasma de quarks-gluones , en el que los quarks se mezclan con uno. otro, en lugar de estar segregados en tripletes como lo están en neutrones y protones.
Desintegración nuclear
Ochenta elementos tienen al menos un isótopo estable que nunca se observa que se descomponga, lo que equivale a 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. Trazada 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 la 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 se encuentran dentro de ciertos rangos o equilibrios de composición de neutrones y protones: muy pocos o demasiados 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) [32] 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 un número diferente 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 desintegraciones (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 se involucra ninguna transmutación nuclear ).
Son posibles otras caries más exóticas (ver el primer artículo principal). Por ejemplo, en la desintegración 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 desintegración beta y (a diferencia de la desintegración beta) no transmuta un elemento. a otro.
Fusión nuclear
En la fusión nuclear , dos núcleos de baja masa entran en contacto muy estrecho entre sí de modo que la fuerza fuerte los fusiona. 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 o presiones muy 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 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 fuga termonuclear. Una frontera en la investigación actual en varias instituciones, por ejemplo, el Joint European Torus (JET) y el 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 (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 muy asimétrica porque las cuatro partículas que componen la partícula alfa están unidas especialmente 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 que se autoinflama, en una reacción en cadena . Las reacciones en cadena se conocían en química antes que la 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 una fisión espontánea , pero es mucho más probable que sufran desintegración 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 para la menor masa crítica requieren la conservación de los neutrones emitidos y también su desaceleración o moderación para que exista una mayor sección transversal o probabilidad de que inicien otra fisión. En dos regiones de Oklo , Gabón, África, los reactores de fisión nuclear natural estaban activos hace más de 1.500 millones de años. [33] Las mediciones de la emisión de neutrinos naturales han demostrado que alrededor de la mitad del calor que emana del núcleo de la Tierra se debe a la desintegración radiactiva. Sin embargo, no se sabe si algo de esto es el resultado de reacciones en cadena de fisión. [ cita requerida ]
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 todavía hoy nos resultan fácilmente observables fueron los protones y los electrones (en igual número). 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 neutrones chocaron entre sí, pero todos los "elementos más pesados" (carbono, elemento número 6, y elementos de mayor número atómico ) que vemos hoy, fueron creados dentro 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.
Dado que la energía de enlace por nucleón alcanza su punto máximo alrededor del hierro (56 nucleones), la energía solo se libera en los procesos de fusión que involucran átomos más pequeños que eso. 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 absorbidos fácilmente por un núcleo. Los elementos pesados son creados ya sea por un lento proceso de captura de neutrones (el llamado s -process ) o la rápida , o r -process . El proceso s ocurre en estrellas con pulsaciones térmicas (llamadas AGB, o estrellas ramificadas gigantes asintóticas) y tarda de cientos a miles de años en alcanzar los elementos más pesados de plomo y 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 expulsada. Estas condiciones estelares hacen que las sucesivas capturas de neutrones sean muy rápidas, involucrando especies muy ricas en neutrones que luego se desintegran en beta a elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que corresponden a nucleidos más estables con capas de neutrones cerradas (números mágicos).
Ver también
- Desplazamiento isomérico
- Materia degenerada por neutrones
- Química nuclear
- Materia nuclear
- Modelo nuclear
- Espectroscopia nuclear
- Nucleonica , portal de ciencia nuclear impulsado por la web
- Materia QCD
Referencias
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El descubrimiento por el que Rutherford es más famoso es que los átomos tienen núcleos; ... tuvo sus inicios en 1909 ... Geiger y Marsden publicaron su resultado anómalo en julio de 1909 ... El primer anuncio público de este nuevo modelo de estructura atómica parece haberse hecho el 7 de marzo de 1911, cuando Rutherford se dirigió a la Sociedad Literaria y Filosófica de Manchester; ...
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Bibliografía
- Química general de Linus Pauling (Dover 1970) ISBN 0-486-65622-5
- Introducción a la física nuclear por Kenneth S. Krane (3a edición, 1987) ISBN 978-0471805533 [libro de texto de pregrado]
- Física Teórica Nuclear y Subnuclear por John D. Walecka (2da edición, 2004) ISBN 9812388982 [libro de texto para graduados]
- Física nuclear en pocas palabras por Carlos A. Bertulani (Princeton Press 2007) ISBN 978-0-691-12505-3
enlaces externos
- La biografía de Ernest Rutherford en el Instituto Americano de Física
- División de Física Nuclear de la Sociedad Estadounidense de Física
- Sociedad Nuclear Estadounidense
- Bibliografía comentada sobre física nuclear de la Biblioteca digital para cuestiones nucleares de Alsos
- Wiki ciencia nuclear
- Servicios de datos nucleares - OIEA
- Física nuclear , BBC Radio 4 debate con Jim Al-Khalili, John Gribbin y Catherine Sutton ( In Our Time , 10 de enero de 2002)