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 .
No debe confundirse la física nuclear 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 la energía nuclear , las armas nucleares , la medicina nuclear y las imágenes por 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 . Este tipo de 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 normalmente 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 .
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 de las sales de uranio . [2] El descubrimiento del electrón por JJ Thomson [3] un año después fue un indicio de que el átomo tenía estructura interna. A principios del siglo XX, el modelo aceptado del átomo era el modelo del "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 siguientes, la radiactividad fue investigada exhaustivamente, en particular por Marie Curie , una física polaca cuyo apellido 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 las que denominaron 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 y no 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. 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 equivalencia masa-energía . Si bien los trabajos sobre la radiactividad de Becquerel y Marie Curie son anteriores a esto, una explicación del origen de la energía de la radiactividad tendría que esperar al descubrimiento de que el propio núcleo estaba compuesto de constituyentes más pequeños, los nucleones .
En 1906, Ernest Rutherford publicó "Retraso de la partícula α del radio en su paso 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 pan de oro. Geiger y Ernest Marsden publicaron más trabajos en 1909 , [6] y Geiger publicó trabajos muy ampliados 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 el estudiante universitario, Marsden, [15] realizaron un experimento en el que Geiger y Marsden, bajo la supervisión de Rutherford, dispararon partículas alfa ( helio 4 núcleos [16] ) a una fina película de lámina de oro . El modelo del pudín de ciruelas había predicho que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias como máximo ligeramente curvadas. Pero Rutherford ordenó a su equipo que buscara algo que le sorprendió al observar: algunas partículas estaban dispersas en grandes ángulos, en algunos casos incluso completamente hacia atrás. Lo comparó con disparar una bala a un pañuelo de papel y hacer que rebote. El descubrimiento, junto con el análisis de los datos realizado por Rutherford en 1911, condujo al modelo del átomo de Rutherford, en el que el átomo tenía un núcleo muy pequeño y muy denso que contenía la mayor parte de su masa y consistía en 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 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.
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 del hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según la ecuación de Einstein E = mc 2 . Este fue un avance particularmente notable ya que en ese momento aún no se había descubierto la fusión y la energía termonuclear, e incluso que las estrellas están compuestas en gran parte por hidrógeno (ver metalicidad ).
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 [ cita necesaria ] y los electrones tenían cada uno un espín de ±+1 ⁄ 2 . 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 abandonado el núcleo con un espín neto de 1 ⁄ 2 . Rasetti descubrió, sin embargo, 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 tal 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 ½ espín , 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 desapareado y el neutrón desapareado en este modelo contribuyeron 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 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 concordaban con el cálculo de Einstein de la equivalencia de masa y energía con una precisión del 1% a partir de 1934.
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 [20] , quien las mencionó 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. 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 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 fuerza de atracción fuerte tenía un alcance más limitado que la repulsión electromagnética entre protones. Posteriormente, el descubrimiento del mesón pi demostró que tenía las propiedades de la partícula de Yukawa.
Con los artículos de Yukawa, el modelo moderno del átomo quedó completo. 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 desintegración alfa, en la que emiten un núcleo energético de helio, 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, 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 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 fuertes, débiles y electromagnéticas .
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 , [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, incluida la tendencia general de energía de enlace con respecto al número másico, así como el fenómeno de la fisión nuclear .
A esta imagen clásica se superponen, sin embargo, los efectos mecánico-cuánticos, que pueden describirse utilizando el modelo de capa nuclear , 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 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, empezando 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 excitación y espín . 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 mediante reacciones de transferencia de nucleones o fusión inducida artificialmente, empleando haces de iones de un acelerador . Se pueden utilizar haces con energías aún mayores 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 entre sí. otro, en lugar de estar segregados en tripletes como ocurre en los neutrones y los protones.
Ochenta elementos tienen al menos un isótopo estable del que nunca se observa desintegración, lo que suma un total de unos 251 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. La energía de enlace de los nucleidos, representada en un gráfico en función de los números atómicos y de neutrones, 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) [31] a los pocos segundos de ser creado. En esta desintegración, un neutrón del núcleo de nitrógeno se convierte mediante 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 suele ocurrir 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 (generalmente desintegración beta) hasta que se forma un elemento estable.
En la desintegración gamma , un núcleo decae desde 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 implica transmutación nuclear ).
Son posibles otras desintegraciones más exóticas (consulte 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 no es desintegración beta y (a diferencia de la desintegración beta) no transmuta un elemento. a otro.
En la fusión nuclear , dos núcleos de poca 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 poder fusionarlos; por lo tanto, la fusión nuclear sólo 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 másico hasta el níquel -62. Las estrellas como el Sol funcionan gracias a 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 procedente 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 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 tanto, es posible que se libere energía si un núcleo pesado se divide en dos núcleos más ligeros.
El proceso de desintegración alfa es, en esencia, un tipo especial de fisión nuclear espontánea . Se trata de una fisión muy asimétrica porque las cuatro partículas que forman la partícula alfa están especialmente unidas entre sí, lo que hace que la formación 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 fácilmente neutrones para iniciar la fisión, se puede obtener, en una reacción en cadena , un tipo de fisión autoinflamable iniciada por neutrones . Las reacciones en cadena se conocían en la química antes que en la 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 sufrir 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 espacio determinado y 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 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 1.500 millones de años. [32] 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, no se sabe si algo de esto es el resultado de reacciones en cadena de fisión. [33]
Según la teoría, a medida que el Universo se enfrió después del Big Bang, eventualmente 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 y que todavía hoy son fácilmente observables para nosotros fueron protones y electrones (en números iguales). Los protones acabarían formando 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 que hay en el universo hoy (ver nucleosíntesis del Big Bang ).
Algunas cantidades relativamente pequeñas de elementos además 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, 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 . Durante la evolución de una estrella se crean elementos progresivamente más pesados .
La energía sólo se libera en procesos de fusión que involucran átomos más pequeños que el hierro porque la energía de unión por nucleón alcanza su punto máximo alrededor del hierro (56 nucleones). Dado que la creación de núcleos más pesados mediante 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 mediante un proceso rápido o r . El proceso s ocurre en estrellas que pulsan térmicamente (llamadas AGB, o estrellas de rama gigante 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 eyectada. Estas condiciones estelares hacen que las sucesivas capturas de neutrones sean muy rápidas, involucrando especies muy ricas en neutrones que luego sufren desintegración 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).
..Geiger y un estudiante inglés-neozelandés, E. Marsden, para estudiar su dispersión a través de finas láminas metálicas.
En 1909, los dos físicos observaron que algunas partículas alfa eran dispersadas hacia atrás por finas láminas de platino u oro (Geiger 1909)... Rutherford tardó un año y medio en comprender este resultado.
En 1911, concluye que el átomo contiene un "núcleo" muy pequeño...
...Se sugiere que, en 1910, el "modelo del pudín de ciruelas" fue repentinamente anulado por el experimento de Rutherford. De hecho, Rutherford ya había formulado el modelo nuclear del átomo antes de realizar el experimento.
.. en 1911, Rutherford escribe: "He estado trabajando recientemente en la dispersión de partículas alfa y beta y he ideado un nuevo átomo para explicar los resultados...
El descubrimiento por el que Rutherford es más famoso es que los átomos tienen núcleo;
...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 haber sido hecho el 7 de marzo de 1911, cuando Rutherford se dirigió la Sociedad Literaria y Filosófica de Manchester;...[ enlace muerto permanente ]
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