Física nuclear

Física nuclear
Núcleo Nucleones pag norte Materia nuclear Fuerza nuclear Estructura nuclear Reacción nuclear
Modelos del núcleo Gota de liquido Modelo de capa nuclear Modelo de bosón interactuante Desde el principio
Clasificación de los nucleidos Isótopos – iguales a Z Isóbaras – iguales A Isótonos – igual a N Isodiáferas – iguales N  −  Z Isómeros : son iguales a todos los anteriores. Núcleos espejo  – Z ↔ N Estable Magia Par/impar Halo Borromeo
Estabilidad nuclear Energía de unión relación p–n Línea de goteo Isla de estabilidad Valle de estabilidad Nuclido estable
Desintegración radiactiva Alfa α Beta β 2β 0v β + Captura K/L Isómero Gamma gamma Conversión interna Fisión espontánea Desintegración del racimo Emisión de neutrones Emisión de protones Energía de desintegración Cadena de desintegración Producto de descomposición Nuclido radiogénico
Fisión nuclear Espontáneo Productos ruptura de pareja Fotofisión
Captura de procesos electrón 2× neutrón s a protón pag rp
Procesos de alta energía Espalación por rayo cósmico Fotodesintegración
Nucleosíntesis y astrofísica nuclear Fusión nuclear Procesos: Estelar Gran Explosión Supernova Nuclidos: Primordial Cosmogénico Artificial
Física nuclear de alta energía Plasma de quarks y gluones RHC Gran Colisionador de Alta Capacidad
Científicos Álvarez Becquerel Bethe A. Bohr N. Bohr Chadwick Cockcroft Irlanda Curie Padre Curie Pi. Curie Sklodowska-Curie Davison Fermi Hahn Jensen Lorenzo Mayer Meitner Olifante Oppenheimer Proca Purcell Rabí Rutherford Sólido Strassman Świątecki Szilárd Escrutador Thomson Walton Wigner
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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 en su conjunto, incluidos sus electrones .

Los descubrimientos en física nuclear han dado lugar a aplicaciones en muchos campos, como la energía nuclear , las armas nucleares , la medicina nuclear y la resonancia magnética , los isótopos industriales y agrícolas, la implantación de iones en la ingeniería de materiales y la 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, por lo general, ambos campos se enseñan en estrecha relación. 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 .

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 pasas" 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 ampliamente investigada, en particular por Marie Curie , una física polaca cuyo nombre de soltera era Sklodowska, Pierre Curie , Ernest Rutherford y otros. A principios 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 eran expulsados ​​del átomo con un rango continuo de energías, en lugar de las cantidades discretas de energía que se observaban en las desintegraciones gamma y alfa. Esto 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 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 esto, una explicación de la fuente de la energía de la radiactividad tendría que esperar al descubrimiento de que el núcleo en sí estaba compuesto de constituyentes más pequeños, los nucleones .

En 1906, Ernest Rutherford publicó "Retardo 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, haciendo pasar partículas alfa a través del aire, papel de aluminio y pan de oro. Geiger y} Ernest Marsden publicaron más trabajos en 1909 , ^[6] y Geiger publicó un trabajo mucho más amplio 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 lo entendemos ahora.

Publicado en 1909, ^[8] con el análisis clásico final 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, Marsden, ^[15] realizaron un experimento en el que Geiger y Marsden bajo la supervisión de Rutherford dispararon partículas alfa ( núcleos de helio 4 ^[16] ) a una película delgada de papel de aluminio . El modelo del pudín de pasas había predicho que las partículas alfa deberían salir del papel de aluminio con sus trayectorias ligeramente dobladas como máximo. Pero Rutherford instruyó a su equipo para que buscara algo que le sorprendió observar: unas pocas partículas se dispersaron en ángulos grandes, incluso completamente hacia atrás en algunos casos. Lo comparó con disparar una bala a un pañuelo de papel y que rebotara. El descubrimiento, junto con el análisis de los datos por parte de Rutherford 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 estaba formado por partículas pesadas con carga positiva y electrones incrustados para equilibrar la carga (ya que el neutrón era desconocido). 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 otros 7 electrones en órbita.

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 . ^{[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 enorme energía 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.

El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que Franco Rasetti realizó estudios sobre el 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 ±+1 ⁄ 2 . En el modelo de Rutherford del nitrógeno-14, 20 de las 21 partículas nucleares en total deberían haberse emparejado para cancelar el espín de cada una, 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 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 dicha partícula). ^[19] 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 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 protón desapareado y el neutrón desapareado en este modelo contribuyeron cada uno con un espín de 1 ⁄ 2 en la misma dirección, lo que dio un espín total final de 1.

Con el descubrimiento del neutrón, los científicos pudieron calcular por fin 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 manera se calcularon las diferencias entre las masas nucleares. Cuando se midieron las reacciones nucleares, se comprobó que coincidían con el cálculo de Einstein de equivalencia de masa y energía con una precisión del 1% a partir de 1934.

Alexandru Proca fue el primero en desarrollar y comunicar 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 ^[20], quien las mencionó en su discurso de aceptación del Nobel, y también eran 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. ^{[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 los protones y los neutrones. Esta fuerza explicaba por qué los núcleos no se desintegraban bajo la influencia de la repulsión de los protones, y también daba una explicación de por qué la fuerza fuerte atractiva 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 trabajos 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 quedar 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 fuerte y débil (esta última explicada por Enrico Fermi a través de la interacción de Fermi en 1934) llevó a los físicos a hacer 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 fuerte, débil y electromagnética .

Un núcleo pesado puede contener cientos de nucleones . Esto significa que con cierta aproximación puede ser tratado como un sistema clásico , en lugar de uno mecánico-cuántico . En el modelo de gota de líquido resultante , ^[27] 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 es capaz de reproducir muchas características de los núcleos, incluyendo la tendencia general de la energía de enlace con respecto al número de masa, así como el fenómeno de la fisión nuclear .

Sin embargo, a esta imagen clásica se superponen efectos mecánico-cuánticos que pueden describirse utilizando el modelo de capas nucleares , desarrollado en gran parte por Maria Goeppert Mayer ^[28] y J. Hans D. Jensen ^[29] . 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 del bosón interactuante , 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. ^[30]

Gran parte de la investigación actual en física nuclear se relaciona con el estudio de núcleos en condiciones extremas, como alta energía de espín y 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 desde un acelerador . Se pueden utilizar 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 y gluones , en el que los quarks se mezclan entre sí, en lugar de estar segregados en tripletes como lo están en los neutrones y los protones.

Ochenta elementos tienen al menos un isótopo estable que nunca se ha observado que se desintegra, lo que suma un total de aproximadamente 251 nucleidos estables. Sin embargo, miles de isótopos han sido caracterizados 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 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) harán que se desintegra. 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) ^[31] 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 se produce normalmente en los núcleos más pesados, el elemento radiactivo se desintegra emitiendo un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones), dando lugar a otro elemento, más helio-4 . En muchos casos, este proceso continúa a través de varios pasos de este tipo, incluidos otros tipos de desintegraciones (normalmente 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 mediante la emisión de un rayo gamma . El elemento no se transforma en otro elemento en el proceso (no hay transmutación nuclear ).

Son posibles 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 orbitales internos del átomo, en un proceso que produce electrones de alta velocidad pero que no es desintegración beta y (a diferencia de esta) no transmuta un elemento en otro.

En la fusión nuclear , dos núcleos de baja masa entran en contacto muy cercano 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 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 descontrolada 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 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.

La fisión nuclear es el proceso inverso a la fusión. En el caso de 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 forman la partícula alfa están especialmente unidas entre sí, lo que hace que la producción de este núcleo en la 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 iniciada por neutrones que se autoenciende, en una reacción en cadena . Las reacciones en cadena se conocían en química antes que en física, y de hecho muchos procesos familiares como los incendios y las explosiones químicas son reacciones químicas en cadena. La fisión o reacción en cadena "nuclear" , que utiliza neutrones producidos por 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 experimentar fisión espontánea , pero es mucho más probable que experimenten desintegración por desintegración alfa.

Para que se produzca una reacción en cadena iniciada por neutrones, debe haber una masa crítica del isótopo relevante presente en un espacio determinado bajo ciertas condiciones. Las condiciones para la masa crítica más pequeña requieren la conservación de los neutrones emitidos y también su desaceleración 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. ^[32] Las mediciones de la emisión natural de neutrinos han demostrado que aproximadamente la mitad del calor que emana del núcleo de la Tierra es resultado de la desintegración radiactiva. Sin embargo, no se sabe si algo de esto es resultado de reacciones en cadena de fisión. ^[33]

Según la teoría, a medida que el Universo se enfrió después del Big Bang, finalmente se hizo posible la existencia de partículas subatómicas comunes tal como las conocemos (neutrones, protones y electrones). Las partículas más comunes creadas en el Big Bang que aún hoy podemos observar con facilidad fueron protones y electrones (en cantidades iguales). Los protones finalmente formarían átomos de hidrógeno. Casi todos los neutrones creados en el Big Bang fueron absorbidos por el 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 colisionaron 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 . 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 pico 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 absorbidos fácilmente por un núcleo. Los elementos pesados ​​se crean mediante un proceso lento de captura de neutrones (el llamado proceso s ) o el rápido , o proceso r . El proceso s ocurre en estrellas con pulsos térmicos (llamadas AGB, o estrellas de la rama gigante asintótica) y tarda cientos a miles de años en alcanzar los elementos más pesados, 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 expulsada. Estas condiciones estelares hacen que las capturas sucesivas de neutrones sean muy rápidas, involucrando especies muy ricas en neutrones que luego se desintegran en elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que corresponden a nucleidos más estables con capas de neutrones cerradas (números mágicos).

• Belyaev, Alexander; Ross, Douglas (2021). Fundamentos de física nuclear y de partículas. Textos de pregrado en física. Cham: Springer International Publishing. Bibcode :2021bnpp.book.....B. doi :10.1007/978-3-030-80116-8. ISBN 978-3-030-80115-1. Recuperado el 19 de febrero de 2023 .
• Povh, Bogdan; Rith, Klaus; Scholz, Christoph; Zetsche, Frank; Rodejohann, Werner (2015). Partículas y núcleos: una introducción a los conceptos físicos. Textos de posgrado en física. Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. doi :10.1007/978-3-662-46321-5. ISBN 978-3-662-46320-8. Recuperado el 27 de mayo de 2024 .

• Manual de física nuclear. Isao Tanihata, Hiroshi Toki, Toshitaka Kajino (eds.). Singapur: Springer Nature Singapur. 2020. doi :10.1007/978-981-15-8818-1. ISBN 9789811588181. Consultado el 31 de mayo de 2023 .{{cite book}}: CS1 maint: others (link)

• Bohr, Aage; Mottelson, Ben R (1998) [1969]. Estructura nuclear: (en 2 volúmenes). World Scientific. doi :10.1142/3530. ISBN 978-981-02-3197-2Archivado desde el original el 20 de enero de 2023. Consultado el 19 de abril de 2023 .
• Paetz gen. Schieck, Hans (2014). Reacciones nucleares: una introducción. Apuntes de clases de física. Vol. 882. Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. doi :10.1007/978-3-642-53986-2. ISBN 978-3-642-53985-5. Consultado el 4 de abril de 2023 .

• Mott, NF; Massey, HSW (1949). La teoría de las colisiones atómicas. La serie internacional de monografías sobre física (2. ed.). Oxford: Calrendon Press (OUP).
• Blatt, John M.; Weisskopf, Victor F. (1979) [1952]. Física nuclear teórica. Nueva York, NY: Springer New York. doi :10.1007/978-1-4612-9959-2. ISBN 978-1-4612-9961-5. Recuperado el 22 de febrero de 2023 .
• Bethe, Hans A.; Morrison, Philip (2006) [1956]. Teoría nuclear elemental . Mineola, NY: Dover Publications. ISBN 978-0-486-45048-3.

• Biografía de Ernest Rutherford en el Instituto Americano de Física Archivado el 30 de julio de 2016 en Wayback Machine.
• División de Física Nuclear de la Sociedad Estadounidense de Física Archivado el 20 de septiembre de 2017 en Wayback Machine.
• Sociedad Nuclear Estadounidense Archivado el 2 de diciembre de 2008 en Wayback Machine.
• Bibliografía comentada sobre física nuclear de la Biblioteca Digital Alsos para Asuntos Nucleares
• Wiki de ciencia nuclear Archivado el 21 de octubre de 2013 en Wayback Machine
• Servicios de datos nucleares – OIEA Archivado el 18 de marzo de 2021 en Wayback Machine
• Física nuclear Archivado el 23 de diciembre de 2017 en Wayback Machine , debate en BBC Radio 4 con Jim Al-Khalili, John Gribbin y Catherine Sutton ( In Our Time , 10 de enero de 2002)