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Un dibujo del átomo de helio. En el núcleo, los protones están en rojo y los neutrones están en púrpura.
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El núcleo es el centro de un átomo. Está formado por nucleones (protones y neutrones) y está rodeado por la nube de electrones. El tamaño (diámetro) del núcleo está entre 1.6 pies (10
−15
m) (para un protón en hidrógeno ligero) a aproximadamente 15 pies (para los átomos más pesados, como el uranio). Estos tamaños son mucho más pequeños que el tamaño del átomo en sí mismo por un factor de aproximadamente 23,000 (uranio) a aproximadamente 145,000 (hidrógeno). El núcleo tiene la mayor parte de la masa de un átomo, aunque es solo una parte muy pequeña de él. Casi toda la masa en un átomo está formada por protones y neutrones en el núcleo con una contribución muy pequeña de los electrones en órbita.
Los neutrones no tienen carga y los protones están cargados positivamente. Debido a que el núcleo solo está formado por protones y neutrones, está cargado positivamente. Las cosas que tienen la misma carga se repelen entre sí: esta repulsión es parte de lo que se llama fuerza electromagnética. A menos que hubiera algo más que mantuviera unido el núcleo, no podría existir porque los protones se alejarían unos de otros. El núcleo en realidad se mantiene unido por otra fuerza conocida como la fuerza nuclear fuerte.
La palabra núcleo es de 1704, que significa “núcleo de una tuerca”. En 1844, Michael Faraday usó el núcleo para describir el “punto central de un átomo”. El significado atómico moderno fue propuesto por Ernest Rutherford en 1912.
[1]
El uso de la palabra núcleo en la teoría atómica, sin embargo, no sucedió de inmediato. En 1916, por ejemplo, Gilbert N. Lewis escribió en su famoso artículo The Atom and the Molecule que “el átomo está compuesto por el núcleo y un átomo o capa exterior”.
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Contenido
[esconder]
- 1Composición1.1Isótopos y nucleidos
- 2Historia
- 3física nuclear moderna
- 4Tópicos en física nuclear4.1 Desintegración nuclear4.2 Fusión nuclear4.3 Fisión nuclear4.4Producción de elementos pesados
- 5 páginas relacionadas
- 6Referencias
- 7Otros sitios web
Composición [ cambio | cambiar la fuente ]
El núcleo de un átomo está formado por protones y neutrones (dos tipos de bariones) unidos por la fuerza nuclear. Estos bariones se componen además de partículas fundamentales subatómicas conocidas como quarks unidos por la fuerte interacción. El núcleo es más o menos un esferoide y puede ser algo prolado (largo) u oblato (plano) o, por lo demás, no completamente redondo.
Isótopos y nucleidos [ cambio | cambiar la fuente ]
El isótopo de un átomo se basa en el número de neutrones en el núcleo. Diferentes isótopos del mismo elemento tienen propiedades químicas muy similares. Diferentes isótopos en una muestra de un producto químico se pueden separar usando una centrífuga o usando un espectrómetro de masas. El primer método se usa para producir uranio enriquecido a partir de uranio regular, y el segundo se usa en la datación por carbono.
El número de protones y neutrones juntos determinan el nucleido (tipo de núcleo). Los protones y los neutrones tienen masas casi iguales, y su número combinado, el número de masa, es aproximadamente igual a la masa atómica de un átomo. La masa combinada de los electrones es muy pequeña en comparación con la masa del núcleo; Los protones y neutrones pesan aproximadamente 2000 veces más que los electrones.
Historia [ cambio | cambiar la fuente ]
El descubrimiento del electrón por JJ Thomson fue el primer signo 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 gran bola cargada positivamente con pequeños electrones cargados negativamente incrustados en su interior. A finales de siglo, los físicos también habían descubierto tres tipos de radiación provenientes de los átomos, a los que denominaron radiación alfa, beta y gamma. Los experimentos realizados en 1911 por Lise Meitner y Otto Hahn, y por 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 de energías, en lugar de las cantidades discretas de energías que se observaron en las desintegraciones gamma y alfa. Este era un problema para la física nuclear en ese momento, porque indicaba que la energía no se conservaba en estas desintegraciones. El problema llevaría más tarde al descubrimiento del neutrino (ver más abajo).
En 1906, Ernest Rutherford publicó “La radiación de la partícula α del radio al pasar a través de la materia”.
[3]
Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Royal Society.
[4]
con experimentos, él y Rutherford habían hecho pasar partículas α a través del aire, papel de aluminio y papel de oro. Más trabajo fue publicado en 1909 por Geigerand Marsden
[5]
y el trabajo aún más ampliado fue publicado en 1910 por Geiger,
[6]
En 1911-2, Rutherford se presentó ante la Royal Society para explicar los experimentos y proponer la nueva teoría del núcleo atómico tal como lo entendemos ahora.
Casi al mismo tiempo que esto sucedía (1909), Ernest Rutherford realizó un experimento extraordinario en el que Hans Geiger y Ernest Marsden, bajo su supervisión, lanzaron partículas alfa (núcleos de helio) a una delgada película de lámina de oro. El modelo de pudín de ciruelas predijo que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias ligeramente curvadas. Se sorprendió al descubrir que algunas partículas estaban dispersas en grandes ángulos, incluso completamente hacia atrás en algunos casos. El descubrimiento, que comenzó con el análisis de Rutherford de los datos en 1911, llevó finalmente al modelo de Rutherford del átomo, en el cual el átomo tiene un núcleo muy pequeño y muy denso que consiste en partículas pesadas cargadas positivamente con electrones incrustados para equilibrar el cargar. Como ejemplo, en este modelo, el nitrógeno-14 consistía en un núcleo con 14 protones y 7 electrones, y el núcleo estaba rodeado por 7 electrones en órbita más.
El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que los estudios de espín nuclear fueron realizados 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 1/2, y en el modelo de nitrógeno de Rutherford. -14 los 14 protones y seis de los electrones deberían haberse emparejado para cancelar el giro de cada uno, y el electrón final debería haber dejado el núcleo con un giro de 1/2. Rasetti descubrió, sin embargo, que el nitrógeno-14 tiene un giro de uno.
En 1930, Wolfgang Pauli no pudo asistir a una reunión en Tübingen, y en su lugar envió una famosa carta con la clásica introducción “Estimados señores y señores radioactivos”. En su carta, Pauli sugirió que tal vez había una tercera partícula en el núcleo que él llamó “neutrón”. Sugirió que era muy liviano (más ligero que un electrón), no tenía carga y que no interactuaba fácilmente con la materia (por lo que aún no se había detectado). Esta salida desesperada resolvió tanto el problema de la conservación de energía como el giro del nitrógeno-14, el primero porque el “neutrón” de Pauli se estaba llevando la energía extra y el segundo porque un “neutrón” adicional se apareaba con el electrón en el nitrógeno. 14 núcleos que le dan un giro. En 1931, Enrico Fermi cambió el nombre de “neutrón” de Pauli a neutrino (italiano para poco neutral), y después de unos treinta años, finalmente se demostró que un neutrino realmente se emite durante la desintegración beta.
En 1932, Chadwick se dio cuenta de que la radiación que habían observado Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène y Frédéric Joliot-Curie en realidad se debía a una partícula masiva que él llamó neutrón. En el mismo año, Dmitri Ivanenko sugirió que los neutrones eran, de hecho, partículas de espín 1/2 y que el núcleo contenía neutrones y que no tenía electrones, y Francis Perrin sugirió que los neutrinos no eran partículas nucleares sino que se crearon durante la desintegración beta. Para cerrar el año, Fermi presentó una teoría del neutrino a Nature (que los editores rechazaron por ser “demasiado remota de la realidad”). Fermi continuó trabajando en su teoría y publicó un artículo en 1934 que colocaba el neutrino en una sólida base teórica. En el mismo año, Hideki Yukawa propuso la primera teoría significativa de la fuerza fuerte para explicar cómo se mantiene unido el núcleo.
Con los papeles de Fermi y Yukawa, el modelo moderno del átomo estaba completo. El centro del átomo contiene una bola apretada de neutrones y protones, que se mantiene unida por la fuerza nuclear fuerte. Los núcleos inestables pueden sufrir una desintegración alfa, en la que emiten un núcleo de helio energético, o desintegración beta, en la que expulsan un electrón (o positrón). Después de que una de estas desintegraciones, el núcleo resultante se puede dejar en un estado excitado, y en este caso se descompone a su estado fundamental emitiendo fotones de alta energía (desintegración gamma).
El estudio de las fuerzas nucleares fuertes y débiles 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, la más importante de las cuales es el modelo estándar de física de partículas que unifica las fuerzas fuertes, débiles y electromagnéticas.
Física nuclear moderna [ cambio | cambiar la fuente ]
Un núcleo puede contener cientos de nucleones, lo que significa que, con cierta aproximación, se puede tratar como un sistema clásico, en lugar de como una mecánica cuántica. En el modelo de gota líquida resultante, 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 líquida es capaz de 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, sobre esta imagen clásica se superponen los efectos mecánicos cuánticos, que se pueden describir utilizando el modelo de carcasa nuclear, desarrollado en gran parte por Maria Goeppert-Mayer. Los núcleos con ciertos números de neutrones y protones (los números mágicos 2, 8, 20, 50, 82, 126, …) son particularmente estables, porque sus conchas están llenas.
Gran parte de la investigación actual en física nuclear se relaciona con el estudio de núcleos en condiciones extremas, como la alta energía de espín y excitación. Los núcleos también pueden tener formas extremas (similares a las de los balones de fútbol americano) o relaciones extremas de neutrones a protones. Los experimentadores pueden crear dichos 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 señales de que estos experimentos han producido una transición de fase de la materia nuclear normal a un nuevo estado, el plasma de quark-gluón, en el que los quarks se mezclan entre sí. , en lugar de ser segregados en tripletes como lo son en neutrones y protones.
Temas en física nuclear [ cambio | cambiar la fuente ]
Desintegración nuclear [ cambio | cambiar la fuente ]
Artículo principal: Desintegración radiactiva.
Si un núcleo tiene muy pocos o demasiados neutrones, puede ser inestable y decaer después de un período de tiempo. Por ejemplo, los átomos de nitrógeno-16 (7 protones, 9 neutrones) beta se descomponen a los átomos de oxígeno-16 (8 protones, 8 neutrones) a los pocos segundos de haberse creado. En esta descomposición, un neutrón en el núcleo de nitrógeno se convierte en un protón y un electrón por la fuerza nuclear débil. El elemento del átomo cambia porque, si bien anteriormente tenía siete protones (lo que lo convierte en nitrógeno) ahora tiene ocho (lo que lo hace oxígeno). Muchos elementos tienen múltiples isótopos que son estables durante semanas, años o incluso miles de millones de años.
Fusión nuclear [ cambio | cambiar la fuente ]
Artículo principal: Fusión nuclear.
Cuando dos núcleos de luz entran en contacto muy cercano entre sí, es posible que la fuerza fuerte fusione los dos juntos. Se necesita una gran cantidad de energía para empujar los núcleos lo suficientemente cerca como para que la fuerza fuerte tenga un efecto, por lo que el proceso de fusión nuclear solo puede tener lugar a temperaturas muy altas o altas densidades. Una vez que los núcleos están lo suficientemente cerca, la fuerza fuerte supera su repulsión electromagnética y los aplasta en un nuevo núcleo. Se libera una cantidad muy grande de energía cuando los núcleos ligeros se fusionan entre sí porque la energía de enlace por nucleón aumenta con el número de masa hasta el níquel-62. Las estrellas como nuestro sol son alimentadas 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 fuga termonuclear. Varios establecimientos de investigación (ver JET e ITER) están llevando a cabo investigaciones para encontrar un método económicamente viable de usar la energía de una reacción de fusión controlada .
Fisión nuclear [ cambio | cambiar la fuente ]
Artículo principal: Fisión nuclear.
Para núcleos más pesados que el níquel-62, la energía de enlace por nucleón disminuye con el número de masa. Por lo tanto, es posible que se libere energía si un núcleo pesado se rompe en dos más ligeros. Esta división de los átomos se conoce como fisión nuclear.
El proceso de desintegración alfa se puede considerar como un tipo especial de fisión nuclear espontánea. Este proceso produce 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 fisión sea particularmente probable.
Para algunos de los núcleos más pesados que producen neutrones en la fisión, y que también absorben fácilmente los neutrones para iniciar la fisión, se puede obtener un tipo de autoinflamación de la fisión iniciada por neutrones, en la llamada reacción en cadena. [Las reacciones en cadena eran conocidas en química antes de 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”, utilizando neutrones producidos por fisión, es la fuente de energía para las centrales nucleares y las bombas nucleares de tipo fisión, como las dos que Estados Unidos usó contra Hiroshima y Nagasaki al final de la Segunda Guerra Mundial. Los núcleos pesados como el uranio y el torio pueden sufrir una fisión espontánea, pero tienen muchas más probabilidades de sufrir una descomposición por la descomposición alfa.
Para que se produzca una reacción en cadena iniciada por neutrones, debe haber una masa crítica del elemento presente en un cierto espacio en ciertas condiciones (estas condiciones ralentizan y conservan los neutrones de las reacciones). Hay un ejemplo conocido de un reactor de fisión nuclear natural, que estaba activo en dos regiones de Oklo, Gabón, África, hace más de 1.500 millones de años. Las mediciones de la emisión de neutrinos naturales han demostrado que alrededor de la mitad del calor que emana del núcleo terrestre se debe a la desintegración radioactiva. Sin embargo, no se sabe si algo de esto resulta de reacciones en cadena de fisión.
Producción de elementos pesados [ cambio | cambiar la fuente ]
Cuando el Universo se enfrió después del Big Bang, eventualmente se hizo posible que las partículas como las conocemos existan. Las partículas más comunes creadas en el big bang que aún hoy son fácilmente observables para nosotros son los protones (hidrógeno) y los electrones (en igual número). Se crearon algunos elementos más pesados cuando los protones chocaron entre sí, pero la mayoría de los elementos pesados 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 triple alfa. proceso. Progresivamente se hacen elementos más pesados durante la evolución de una estrella.
Dado que la energía de unión por nucleón alcanza su punto máximo alrededor del hierro, la energía solo se libera en los procesos de fusión que ocurren por debajo de este punto. Dado que la creación de núcleos más pesados mediante la fusión cuesta 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 de captura de neutrones lento (el llamado proceso de s ) o por el proceso r , o rápido. El proceso s se produce en estrellas con pulsos térmicos (llamadas AGB, o estrellas ramificadas gigantes asintóticas) y tarda cientos o miles de años en alcanzar los elementos más pesados de plomo y bismuto. Se cree que el proceso r ocurre en las explosiones de supernova debido a que las condiciones de alta temperatura, alto flujo de neutrones y materia expulsada están presentes. 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 envolturas de neutrones cerradas (números mágicos). La duración del proceso r es típicamente en el rango de unos pocos segundos.