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Física nuclear

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Física nuclear
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Núcleo · Nucleones ( p , n ) · Fuerza nuclear · Reacción nuclear

La física nuclear es el campo de la física que estudia los componentes y las interacciones de los núcleos atómicos . Las aplicaciones más comunes y conocidas de la física nuclear son la energía nuclear y la generación de armas nucleares de tecnología, pero la investigación ha proporcionado aplicación en muchos campos, incluyendo las de medicina nuclear y imagen de resonancia magnética, implantación de iones en la ingeniería de materiales , y datación por radiocarbono en la geología y la arqueología .

El campo de la física de partículas se desarrolló fuera de la física nuclear y se enseña normalmente en estrecha asociación con la física nuclear.

Historia

La física moderna
{I \ hbar \ frac {\ partial} {\ t parcial} \ Psi (\ mathbf {r}, \, t) = \ hat H \ Psi (\ mathbf {r}, \, t)}
Ecuación de Schrödinger
Historia de la física moderna

La historia de la física nuclear como una disciplina distinta de la física atómica comienza con el descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, mientras que la investigación fosforescencia en uranio sales. El descubrimiento de la electrón por JJ Thomson un año más tarde era una indicación de que el átomo tenía estructura interna. A la vuelta del siglo 20 el modelo aceptado del átomo era JJ Thomson Modelo atómico de Thomson en el que el átomo era una gran bola con carga positiva con pequeños electrones cargados negativamente incrustados dentro de ella. Con el cambio de siglo los físicos también habían descubierto tres tipos de radiación que emana de los átomos, que llamaron alfa, beta, y la radiación gamma. Los experimentos realizados en 1911 por Otto Hahn, y por James Chadwick en 1914 descubrió que la desintegración beta espectro era continua en lugar de discretos. Es decir, los electrones fueron expulsados del átomo con una gama de energías, en lugar de las cantidades discretas de energías que se observaron en gamma y alfa decae. Esto era un problema para la física nuclear en el momento, ya que indicó que la energía no se conserva en estos desintegraciones.

En 1905, Albert Einstein formuló la idea de la equivalencia masa-energía. Mientras que el trabajo sobre la radiactividad por Becquerel y Marie Curie anterior a esto, una explicación de la fuente de la energía de la radiactividad tendría que esperar para el descubrimiento de que el propio núcleo se compone de componentes más pequeños, el nucleones.

El equipo de Rutherford descubre el núcleo

Ernest Rutherford es a menudo considerado como el "Padre de la Física Nuclear"

En 1907 Ernest Rutherford publicó "La radiación de la partícula α de Radium, de paso, a través de la materia." Hans Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Real Sociedad con los experimentos que él y Rutherford había hecho pasar partículas α a través del aire, papel de aluminio y hoja de oro. Más trabajo fue publicado en 1909 por Geiger y Marsden y el trabajo aún más ampliado en gran medida, fue publicado en 1910 por Geiger, En 1911-2 Rutherford fue ante la Real Sociedad para explicar los experimentos y proponer la nueva teoría del núcleo atómico como la entendemos ahora.

El experimento clave detrás de este anuncio ocurrió en 1910 en el Universidad de Manchester, como el equipo de Ernest Rutherford realizó un notable experimento en el cual Hans Geiger y Ernest Marsden bajo su supervisión disparó partículas alfa (núcleos de helio) en una fina capa de oro de aluminio. La ciruela modelo pudding predijo que las partículas alfa deben salir de la lámina con sus trayectorias a lo sumo ligeramente dobladas. Rutherford tuvo la idea de instruir a su equipo en busca de algo que le sorprendió observar en realidad: un par de partículas se dispersan a través de ángulos grandes, incluso completamente hacia atrás, en algunos casos. Comparó a disparar una bala en un pañuelo de papel y hacer que rebotan. El descubrimiento, comenzando con el análisis de Rutherford de los datos en 1911, finalmente llevó a la modelo de Rutherford del átomo, en el que el átomo tiene un núcleo muy pequeño, muy densa que contiene la mayor parte de su masa, y que consiste en pesados partículas cargadas positivamente con embebido electrones para equilibrar la carga (desde el neutrón era desconocido). Como ejemplo, en este modelo (que no es la moderna) de nitrógeno-14 consistía en un núcleo con 14 protones y 7 electrones (21 partículas totales), y el núcleo fue rodeado por 7 más electrones en órbita.

El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que los estudios de spin nuclear se llevaron a cabo por Franco Rasetti en el Instituto de Tecnología de California en 1929. En 1925 se sabía que los protones y los electrones tenían un giro de media, y en el modelo de Rutherford de nitrógeno-14, 20 del total de 21 partículas nucleares deberían haber emparejado para cancelar el giro de uno al otro , y la partícula extraña final debería haber dejado el núcleo con un giro neto de media. Rasetti descubierto, sin embargo, que el nitrógeno-14 tenía un espín de 1.

James Chadwick descubrió el neutrón

En 1932 Chadwick se dio cuenta de que la radiación que había sido observado por Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène y Frédéric Joliot-Curie era en realidad debido a una partícula neutra de aproximadamente la misma masa que el protón, que él llamó el neutrón (siguiendo una sugerencia sobre la necesidad de tal partícula, por Rutherford). En el mismo año Dmitri Ivanenko sugirió que los neutrones eran de hecho espín 1/2 partículas y que el núcleo contenía neutrones para explicar la masa no se debe a los protones, y que no había electrones en los protones y los neutrones-núcleo solamente. El giro de neutrones inmediatamente resolvió el problema de la rotación de nitrógeno-14, como un protón y un neutrón no apareado desapareado en este modelo, cada uno contribuye un giro de media en la misma dirección, para una vuelta final total de 1.

Con el descubrimiento del neutrón, los científicos en el pasado podían calcular qué fracción de energía de enlace cada núcleo tenía, de la comparación de la masa nuclear con la de los protones y los neutrones que la componen. Las diferencias entre las masas nucleares fueron calculados de esta manera y, cuando se midieron-se encontraron reacciones nucleares que estar de acuerdo con el cálculo de la equivalencia entre masa y energía para una alta precisión de Einstein (a menos de 1 por ciento a partir del 1934).

Las ecuaciones de Proca del campo de Higgs masiva vector

Alexandru Proca fue el primero en desarrollar y reportar el vector masiva Higgs ecuaciones de campo y una teoría de la campo mesonic de las fuerzas nucleares. Las ecuaciones de Proca eran conocidos Wolfgang Pauli quien mencionó las ecuaciones en su discurso Nobel, y también se sabe que Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, kémmer, Heitler y Fröhlich que apreciaba el contenido de las ecuaciones de Proca para el desarrollo de una teoría de los núcleos atómicos en Física Nuclear.

Mesón de Yukawa postuló para unir núcleos

En 1935 Hideki Yukawa propuso la primera teoría importante de la la fuerza fuerte para explicar cómo el núcleo mantiene unidos. En el Yukawa interacción un partícula virtual, más tarde llamado mesón, mediada por una fuerza entre todos los nucleones, incluidos los protones y los neutrones. Esta fuerza explicó por qué los núcleos no se desintegran bajo la influencia de repulsión protón, y también dio una explicación de por qué el atractivo fuerza fuerte tenía un alcance más limitado que la repulsión electromagnética entre los protones. Más tarde, el descubrimiento de la mesón pi mostró a tener las propiedades de la partícula de Yukawa.

Con los papeles de Yukawa, el modelo moderno del átomo fue completa. El centro del átomo contiene una bola de neutrones y protones, que se mantienen unidos por la fuerza nuclear fuerte, a menos de que sea demasiado grande. Núcleos inestables pueden someterse a la desintegración alfa, en el que se emiten un núcleo de helio energético, o la desintegración beta, en el que expulsan un electrón (o de positrones). Después de una de estas desintegraciones el núcleo resultante puede dejarse en un estado excitado, y en este caso decae a su estado fundamental por emisión de fotones de alta energía (decaimiento gamma).

El estudio de las fuerzas nucleares fuerte y débil (este último se explica por Enrico Fermi vía Interacción de Fermi en 1934) llevó a los físicos a colisionar núcleos y electrones a energías cada vez más altos. Esta investigación se convirtió en la ciencia de la física de partículas , la joya de la corona de los cuales es el modelo estándar de la física de partículas , que describe las fuerzas fuertes, débiles, y electromagnéticas.

La física nuclear moderna

Un núcleo pesado puede contener cientos de nucleones que significa que con un poco de aproximación se puede tratar como un sistema clásico , más que un mecánico cuántico uno. En el resultante modelo de la gota líquida, el núcleo tiene una energía que surge en parte de la tensión superficial y en parte de repulsión eléctrica de los protones. El modelo de la gota líquida es capaz de reproducir muchas características de los núcleos, incluyendo la tendencia general de energía de enlace con respecto al número de masa, así como el fenómeno de la fisión nuclear .

Superpuesta a la imagen clásica, sin embargo, son los efectos de la mecánica cuántica, que pueden describirse mediante la nuclear modelo de capas, desarrollada en gran parte por Maria Goeppert-Mayer. Los núcleos con cierto número de neutrones y protones (el números mágicos 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126, ...) son particularmente estables, debido a que sus cáscaras se llenan.

También se han propuesto otros modelos más complicados para el núcleo, tales como el interactuando modelo de Higgs, en el que pares de neutrones y protones interactúan como bosones, de forma análoga a Pares de Cooper de electrones.

Gran parte de la investigación actual en la física nuclear se refiere al estudio de los núcleos en condiciones extremas, tales como alta giro y energía de excitación. Los núcleos también pueden tener formas extremas (similar a la de Pelotas de rugby) o proporciones extremas-neutrón-protón a. Los experimentadores pueden crear estos núcleos mediante reacciones de fusión o transferencia nucleón inducidas artificialmente, empleando haces de iones de un acelerador. Vigas con energías aún más altas se pueden usar 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 unos con otros, en lugar de ser segregados en tríos como lo son en los neutrones y protones.

Desintegración nuclear

Ochenta elementos tienen al menos un isótopo estable nunca observó a la caries, que asciende a un total de aproximadamente 254 isótopos estables. Sin embargo, miles de isótopos se han caracterizado que son inestables. Estos radioisótopos decadencia en el tiempo escalas que van desde fracciones de segundo a semana, año, miles de millones de años, o incluso miles de millones de años.

La estabilidad de un núcleo es más alta cuando cae en un cierto rango o el equilibrio de la composición de neutrones y protones; muy pocos o demasiados neutrones pueden provocar que se descomponga. Por ejemplo, en la desintegración beta un nitrógeno -16 átomo (7 protones, neutrones 9) se convierte a un oxígeno -16 átomo (8 protones, 8 neutrones) dentro de unos pocos segundos de ser creado. En este decaimiento un neutrón en el núcleo de nitrógeno se convierte en un protón y un electrón y un antineutrino por el la fuerza nuclear débil. El elemento se transmuta a otro elemento en la adquisición del protón creado.

En desintegración alfa del elemento radiactivo se desintegra emitiendo un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones), dando otro elemento, además de helio-4. En muchos casos, este proceso continúa a través de varios pasos de este tipo, incluyendo otros tipos de desintegraciones, hasta que se forma un elemento estable.

En decaimiento gamma, un núcleo disminuye desde un estado excitado a un estado de energía más bajo, mediante la emisión de un rayos gamma. El elemento no se cambia a otro elemento en el proceso (sin transmutación nuclear está involucrado).

Otros decaimientos más exóticos son posibles (véase el artículo principal). Por ejemplo, en decaimiento conversión interna, la energía de un núcleo excitado se puede utilizar para expulsar uno de los electrones orbitales interiores del átomo, en un proceso que produce electrones de alta velocidad, pero no es desintegración beta, y (a diferencia de la desintegración beta) no transmutar un elemento a otro.

Fusión nuclear

En la fusión nuclear, dos núcleos de baja masa entre en contacto muy cercano entre sí, de modo que la fuerza fuerte los funde. Se requiere una gran cantidad de energía para superar la repulsión entre los núcleos para el fuerte o fuerzas nucleares para producir este efecto, por lo tanto, la fusión nuclear sólo puede tener lugar a temperaturas muy altas o altas presiones. Una vez que el proceso tiene éxito, 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. Estrellas como el Sol son alimentados por 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. Una frontera en la investigación actual en diversas instituciones, por ejemplo, el Joint European Torus (JET) y ITER, es el desarrollo de un método económicamente viable de la utilización de energía a partir de una reacción de fusión controlada. La fusión nuclear natural es el origen de la luz y la energía producida por el núcleo de todas las estrellas, incluyendo nuestro propio sol .

Fisión nuclear

La fisión nuclear es el proceso inverso de 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 la energía que se libera cuando un núcleo pesado se rompe en dos más ligeros.

El proceso de desintegración alfa es en esencia un tipo especial de espontánea de fisión nuclear . Este proceso produce una fisión altamente asimétrica porque las cuatro partículas que componen la partícula alfa son especialmente fuertemente unidas entre sí, por lo que la producción de este núcleo en la fisión particularmente probable.

Para algunos de los núcleos más pesados que producen neutrones de fisión, y que también absorber fácilmente neutrones para iniciar la fisión, un tipo de auto-ignición de la fisión de neutrones iniciada se puede obtener, en una llamada reacción en cadena. Las reacciones en cadena eran conocidos en la química antes de 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", el uso de neutrones de fisión-producido, es la fuente de energía para la energía nuclear plantas y bombas nucleares de tipo de fisión, como los detonada por el Estados Unidos en Hiroshima y Nagasaki, Japón, al final de la Segunda Guerra Mundial . Núcleos pesados como el uranio y el torio también pueden sufrir fisión espontánea, pero son mucho más propensos a sufrir deterioro por la desintegración alfa.

Para que se produzca una reacción en cadena de neutrones iniciada, debe haber una masa crítica del elemento 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 ralentización o moderación así que hay una mayor sección transversal o probabability de ellos iniciar otra fisión. En dos regiones de Oklo, Gabón, África, reactores de fisión nuclear eran naturales activo hace más de 1,5 millones de años. Las mediciones de la emisión de neutrinos natural han demostrado que alrededor de la mitad del calor que emana del núcleo resultados de la Tierra a partir de la desintegración radiactiva. Sin embargo, no se sabe si alguno de esto es resultado de reacciones en cadena de fisión.

Producción de elementos "pesados" (número atómico superior a cinco)

Según la teoría, como el Universo se enfrió después de la gran explosión que finalmente hizo posible que las partículas subatómicas comunes como los (neutrones, protones y electrones) sabemos que existe. Las partículas más comunes creados en el Big Bang que todavía son fácilmente observables a nosotros hoy eran los protones y electrones (en el mismo número). Los protones eventualmente formar átomos de hidrógeno. Casi todos los neutrones creados en el Big Bang fueron absorbidos por cuentas de helio-4 en los tres primeros minutos después del Big Bang, y esto de helio para la mayor parte del helio en el universo actual (véase Nucleosíntesis del Big Bang).

Algunos fracción de elementos más allá de helio fueron creados en el Big Bang, como los protones y los neutrones colisionaron entre sí (litio, berilio, y tal vez algunos de boro), pero todos los "elementos pesados" (carbono, el elemento número 6, y elementos de mayor número atómico ) que vemos hoy, se han creado en el interior de las estrellas durante una serie de etapas de fusión, tales como la cadena protón-protón, la Ciclo y el CNO proceso triple alfa. Progresivamente elementos más pesados se crean durante el la evolución de una estrella.

Dado que la energía de enlace por nucleón picos alrededor de la plancha, la energía sólo se libera en los procesos de fusión que ocurren debajo de este punto. Desde la creación de núcleos más pesados por fusión cuesta energía, estaciones de la naturaleza para el proceso de captura de neutrones. Los neutrones (debido a su falta de carga) se absorben fácilmente por un núcleo. Los elementos pesados son creados ya sea por un proceso de captura de neutrones lentos (el llamado proceso s) o por el rápido, o proceso r. El proceso se produce en s térmicamente pulsante estrellas (llamado AGB, o asintótica estrellas rama de las gigantes) y toma cientos a miles de años en llegar a los elementos más pesados de plomo y bismuto. El proceso de r se cree que se producen en explosiones de supernovas porque las condiciones de alta temperatura, alto flujo de neutrones y expulsado cuestión están presentes. Estas condiciones estelares hacen el neutrón sucesiva captura muy rápido, con la participación especie muy ricos en neutrones que luego desintegración beta de elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que se corresponden con los nucleidos más estables con capas completas de neutrones (números mágicos).

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