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En algunas ocasiones hemos querido presentarles unas bases fundamentales para el entendimiento de la Ciencia Nuclear que pudieran ayudar a muchos estudiantes de grados medios y hemos creído que esta presentación ayudará a tener una mejor comprensión del t

Estructura nuclear




Un átomo consiste de un núcleo extremadamente pequeño de carga positiva rodeado por una nube de electrones cargados negativamente. Aunque típicamente el núcleo es menor en tamaño a una diez milésima del tamaño del átomo, ¡el núcleo contiene más del 99,9% de la masa del átomo! El núcleo consiste de protones cargados positivamente y electrones de carga neutra que se mantienen unidos por la llamada fuerza nuclear. Esta fuerza es mucho más intensa que la familiar fuerza electrostática que une a los electrones al núcleo, pero su rango está limitado por distancias del orden de unos pocos x10^-15 metros.

El número de protones en el núcleo, Z, se denomina número atómico. Esto determina que elemento químico es el átomo. El número de neutrones en el núcleo se denota por la letra N. La masa atómica del núcleo, A, es igual a Z + N. Un elemento dado puede tener una gran variedad de isótopos, que se diferencian los unos de los otros por el número de neutrones contenidos en el núcleo. En un átomo neutrón, el número de electrones orbitando el núcleo es igual al número de protones en el núcleo. Desde el momento en que las cargas eléctricas de un protón y del electrón son +1 y -1 respectivamente (en las unidades de la carga del protón), la carga neta del átomo es cero. Por el momento existen 112 elementos conocidos que van desde el más liviano (ligero), el hidrógeno, al recientemente descubierto elemento 112. Todos los elementos más pesados que el uranio han sido fabricados por el hombre. Entre los elementos existen aproximadamente 270 isótopos estables y más de 2000 isótopos inestables.


Radioactividad


En 1896, Henri Becquerel se encontraba trabajando con compuestos que contenían el elemento uranio. Para su sorpresa, encontró que las placas fotográficas cubiertas para mantener alejada la luz, se ponían borrosas, o quedaban parcialmente expuestas, cuando estos compuestos del uranio se encontraban en cualquier cercanía de las placas. Estas exposiciones sugirieron que algún tipo de rayo había pasado a través de las cubiertas de las placas. Varios materiales además del uranio, también se encontraron que emitían estos rayos penetrantes. Los materiales que emiten este tipo de radiación se les denominan radioactivos y sufren una descomposición radioactiva.

En 1899, Ernest Rutherford descubrió que los compuestos de uranio producen tres tipos diferentes de radiación. Separó las radiaciones de acuerdo con las aptitudes y las nombró radiaciones alfa, beta y gamma, por las tres primeras letras del alfabeto griego. La radiación alfa puede pararse con la simple hoja de un papel. Más adelante Rutherford demostró que una particular alfa es el núcleo de un átomo de Helio (He), ⁴He. Las partículas Beta fueron identificadas más adelante como electrones de alta velocidad. Seis milímetros de aluminio es lo que se requiere para parar a la mayoría de las partículas beta. Sin embargo se requieren varios milímetros de plomo para parar los rayos gamma, los cuales demostraron ser fotones de alta energía. Las partículas alfa y los rayos gamma son emitidos con una energía específica que depende del isótopo radioactivo. Sin embargo, las partículas beta, se emiten como un continuo rango de energías desde cero hasta el máximo permitido por el isótopo en particular.


Decaimiento alfa


La emisión de una particular alfa, o núcleo ⁴He, es un proceso denominado decaimiento alfa. Ya que las partículas alfa contienen protones y neutrones, deben provenir del núcleo de un átomo. El núcleo resultante de un decaimiento alfa tendrá una masa y cargas diferentes de las del núcleo original. Un cambio en la carga nuclear significa que el elemento ha sido cambiado a un elemento diferente. Solamente a través de estos decaimientos radiactivos o reacciones nucleares puede ocurrir la transmutación, el viejo sueño de los alquimistas. El número de la masa, A, de una particular alfa es cuatro, de modo que el número de la masa, A, de un núcleo en decaimiento se ve reducido en cuatro. El número atómico, Z, del ⁴He es dos, de ahí que el número atómico del núcleo, el número de protones, se ve reducido por dos. Esto puede escribirse como una ecuación análoga a una reacción química. Por ejemplo, para la descomposición de un isótopo del elemento ²⁶³Sg: (Seaborgio)



El número atómico del núcleo cambia de 106 a 104, dando una masa atómica al rutherfordio (anteriormente llamado Kurchatovio y Unilquadio) de 263-4=259. El decaimiento alfa tiene lugar típicamente en los núcleos pesados donde la repulsión electrostática entre los protones y el núcleo es grande. En el proceso del decaimiento alfa se libera energía. Las mediciones cuidadosas nos muestran que la suma de las masas del núcleo "hijo" resultante y la partícula alfa es un poco menor que la masa del isótopo padre. La famosa ecuación de Einstein, E=mc², que dice que la masa es proporcional a la energía, explica este hecho diciendo que la masa que se pierde en tal decaimiento es convertida en energía cinética que se va con los productos de decaimiento.


Decaimiento beta


Las partículas beta son electrones de carga negativa emitidos por el núcleo. Como la masa de un electrón es una pequeñísima fracción de una unidad de masa atómica, la masa de un núcleo que sufre un decaimiento beta sólo cambia en una pequeña fracción. El número de la masa queda sin cambio. El núcleo no contiene electrones. Más bien, el decaimiento beta tiene lugar cuando un neutrón se cambia a protón dentro del núcleo. Un neutrino que no se ve, , acompaña a cada decaimiento beta. El número de protones y por lo mismo el número atómico, se ve aumentado en uno. Por ejemplo, el isótopo ¹⁴C es instable y emite una partícula beta, convirtiéndose en el isótopo estable ¹⁴N.





En un núcleo estable, el neutrón no sufre un decaimiento. Un neutrón libre, o uno unido en un núcleo que tenga un exceso de neutrones, puede decaer emitiendo una partícula beta. Compartiendo esta energía con la particular Beta está el neutrino. El neutrino tiene muy poca masa o casi nada y no sufre cambios, pero, a semejanza del fotón, lleva momento y energía. La fuente de la energía liberada en el decaimiento beta se explica por el hecho que la masa del isótopo original es mayor que la suma de las masas de los productos en decaimiento. La masa se convierte en energía tal y como la predijo Einstein.


Decaimiento gamma


Los rayos gamma son un tipo de radiación electromagnética que resulta de una redistribución de una carga eléctrica dentro del núcleo. Un rayo gamma es un fotón de alta energía. La única cosa que diferencia a un rayo gamma de los fotones visibles emitidos por un tubo de luz es la longitud de onda, siendo más corta la longitud de onda de los rayos gamma. Para los núcleos complejos existen muchas maneras posibles de como los neutrones y los protones pueden arreglarse dentro del núcleo. Los rayos gamma pueden emitirse cuando un núcleo sufre una transición de una configuración a otra. Por ejemplo, esto puede ocurrir cuando la forma del núcleo sufre un cambio. Ni el número de masa ni el número atómico se cambia cuando el núcleo emite un rayo gamma en la siguiente reacción:

¹⁵²Dy* ----> ¹⁵²Dy + γ


Vida media


El tiempo requerido para la mitad de los átomos en cualquier cantidad dada de un isótopo radiactivo para sufrir un decaimiento es la vida media de ese isótopo. Cada isótopo en particular tiene su propia vida media. Por ejemplo, la vida media del ²³⁸U (Uranio 238) en la Tierra es de 4.500 millones de años. Esto quiere decir que en ese lapso de tiempo, la mitad del ²³⁸U se habrá transformado en otros elementos. En otros 4 500 millones de años, la mitad del remanente del Uranio 238 se habrá transformado. Sólo una cuarta parte del material original permanecerá en la Tierra después de 9 000 millones de años. La vida media del Carbono 14 es de 5730 años, por lo que es muy útil para establecer fechas en material arqueológico. El rango de las vidas promedio nucleares va desde pequeñas fracciones de segundo a muchas, muchas veces la edad del propio universo.


Reacciones


Si los núcleos llegan a estar lo suficientemente cerca, pueden interactuar uno con otro a través de la fuerte fuerza nuclear y pueden ocurrir diferentes reacciones. Al igual que en las reacciones químicas, las reacciones nucleares pueden ser ya sea exotérmicas (que desprenden energía) o endotérmicas (que requieren de obtención de energía) Existen dos clases muy importantes de reacciones nucleares: fusión y fisión.



Fusión



La fusión es un proceso nuclear en el cual dos núcleos ligeros se combinan para formar un solo núcleo más pesado. Un ejemplo importante de una fusión de reacción son las armas termonucleares y en los reactores nucleares es la reacción entre dos diferentes isótopos del hidrógeno para formar un isótopo de helio:



Esta reacción libera una cantidad de energía de más de un millón de veces mayor que la que se obtiene de una reacción química normal. Tal cantidad de energía es liberada en las reacciones de fusión debido a que cuando dos núcleos ligeros se fusionan, la suma de las masas del producto es menor que la suma de las masas del núcleo inicial que se fusiona. Aquí nuevamente, entra la ecuación de Einstein, E=mc², que explica que la masa que se pierde es convertida en energía desprendida por los productos de la fusión.

Aunque la fusión es una reacción energéticamente favorable para los núcleos ligeros, esta no ocurre bajo condiciones normales aquí en la Tierra debido a la gran inversión de energía que se requiere. Debido a que ambos núcleos en reacción están cargados positivamente, existe una intensa repulsión electrostática entre ellos a medida que se acercan. Sólo cuando llegan a estar extremadamente cercanos el uno del otro, sienten la gran fuerza nuclear que puede superar la repulsión electrostática y ocasionar que se fusionen.

Las reacciones de fusión han estado ocurriendo por miles de millones de años en nuestro universo. De hecho, las reacciones de fusión nuclear son las responsables de la producción de energía de la mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol. Los científicos aquí en la Tierra han podido llevar a cabo reacciones de fusión solamente durante los pocos últimos años. Al principio, existían pequeños estudios a escala en la cuales sólo unas pocas reacciones de fusión se llevaron a cabo. Sin embargo, estos primeros experimentos condujeron más tarde al desarrollo de armas termonucleares de fusión, como las bombas de hidrógeno.

La fusión es el proceso que ocurre en el Sol y cuando sentimos su calor y vemos su luz, estamos observando los productos de la fusión. Sabemos que toda la vida que existe en la Tierra se debe a que la luz generada por el Sol produce alimentos y calienta nuestro planeta. Por todo esto, podemos decir que la fusión es la base de nuestra vida.

Cuando se forma una estrella, inicialmente consiste de hidrógeno y helio que se creó en el Big Bang, el proceso que consideramos creó nuestro universo. Los isótopos de Hidrógeno chocan en una estrella y se fusionan formando el núcleo de Helio. Más adelante, los núcleos de Helio chocan y forman elementos más pesados. La fusión es una reacción nuclear en la cual los núcleos se combinan para formar núcleos más pesados. Es la reacción básica que mantiene a nuestro Sol. Los elementos más ligeros se fusionan y forman elementos más pesados. Estas reacciones continúan hasta que el núcleo alcanza al hierro (masa alrededor de 60), que es el de máxima energía de unión. Cuando un núcleo alcanza una masa de sesenta, no ocurre más fusión en una estrella debido a que es energéticamente desfavorable para producir mayores masas. Toda vez que una estrella ha convertido una gran proporción de la masa de su núcleo en hierro, ha alcanzado casi el final de su vida.

La cadena de fusión no puede continuar de modo que su combustible queda reducido. Algunas estrellas se van encogiendo hasta que se convierten en un tizón en enfriamiento hecho de hierro. Sin embargo, si una estrella tiene suficiente masa, puede ocurrir una tremenda, brillante y violenta explosión. Una estrella se expandiría de repente y produciría en un espacio de tiempo muy corto, más energía de la que producirá el Sol en toda su vida. Cuando esto sucede, decimos que la estrella se ha convertido en una súper nova.

Mientras una estrella se encuentra en la fase de súper nova, ocurren muchas reacciones importantes. Los núcleos son acelerados a velocidades más elevadas que las que pueden ocurrir en una estrella en fusión. Con la energía agregada debida a su velocidad, los núcleos pueden fusionarse y producir elementos de una masa mayor que la del hierro. La energía extra en la explosión es necesaria para superar la barrera de energía de un elemento de mayor masa. Los elementos como el plomo, oro y la plata que encontramos en la Tierra, alguna vez fueron despojos de la explosión de una súper nova. El elemento hierro que encontramos por todas partes en la Tierra y su propio centro se deriva directamente a partir tanto de súper novas como de estrellas muertas.

Se están estudiando usos más pacíficos de la fusión con la esperanza que podremos controlar las reacciones de fusión para generar una energía limpia y barata.

Fisión

La fisión es un proceso nuclear en el cual un núcleo pesado se separa en dos núcleos más pequeños. Un ejemplo de una reacción de fisión que se utilizó en la primera bomba atómica y que aún se usa en los reactores nucleares es:



Los productos que se muestran en la ecuación superior son solamente un a parte de muchos núcleos posibles. Las reacciones de fisión pueden producir cualquier combinación de núcleos más ligeros mientras el número de protones y de neutrones en la suma del producto sumen las mismas del núcleo inicial que se fisiona. Como con la fusión, una gran cantidad de energía puede desprenderse en la fisión debido a que para núcleos pesados, la suma de las masas del los núcleos de productos más ligeros es menor que la masa del núcleo que se fisiona.

La fisión se realiza debido a la repulsión electrostática creada por el gran número de protones de carga positiva que contiene un núcleo pesado. Dos núcleos pequeños tienen menor repulsión electrostática interna que un núcleo mayor. De modo que, toda vez que el núcleo mayor puede superar la fuerte fuerza nuclear que lo mantiene unido, puede fisionarse. La fisión puede verse como un estira y afloja entre la fuerte fuerza de atracción nuclear y la fuerza repulsiva electrostática. En las reacciones de fisión, la repulsión electrostática gana.

La fisión es un proceso que ha estado sucediendo en el universo por miles de millones de años. Como se menciona más arriba, no solo hemos utilizado la fisión para producir energía para bombas nucleares, sino que también se ha utilizado para usos pacíficos de manera diaria para obtener energía en las plantas de energía nuclear. ¡Es interesante saber que aunque el primer reactor nuclear hecho por el hombre se logró en el siglo XX, la Tierra hacia funcionar un reactor de fisión natural en un depósito de uranio en el África Oeste hace más de 2000 millones de años!

Rayos cósmicos

Los electrones de alta energía, los protones y los núcleos complejos pueden ser formados en una gran variedad de ambientes astronómicos. Tales partículas viajan a través del universo y se les denomina rayos cósmicos. Algunas de estas partículas alcanzan a nuestra Tierra. A medida que estos objetos golpean nuestra atmósfera, se forman otras partículas denominadas piones y muones. Estas partículas disminuyen su velocidad o chocan con otros átomos en la atmósfera. Como la atmósfera desacelera a estas partículas, entre más alto viajemos más radiación cósmica se verá. Cuando vamos a las montañas o nos subimos a un avión, encontraremos más radiación cósmica que si nos mantenemos a nivel del mar.

La mayor parte de la radiación cósmica es altamente energética. Puede atravesar fácilmente una pulgada de plomo (2,5 centímetros). Como la radiación cósmica puede ocasionar cambios genéticos, algunos científicos piensan que esta radiación ha sido muy importante en la conducción de la evolución de la vida en nuestro planeta. Mientras que la radiación cósmica puede ocasionar algún daño a las personas, también ha jugado un papel importante en la creación de los seres humanos. Nuestra atmósfera se encuentra protegida de forma natural para protegernos de los efectos dañinos. Sin embargo, si tenemos que dejar la Tierra para viajar a otros planetas, podríamos quedar sujetos a altos niveles de radiación. Los futuros viajeros del espacio tendrán que encontrar la manera de minimizar la exposición a los rayos cósmicos.







Artículo de -Estudio-

Aportación de Liberto