Estabilidad y Radiactividad Nuclear: Conceptos Clave

Estabilidad del Núcleo Atómico

La estabilidad del núcleo se debe a la existencia de otro tipo de fuerzas, denominadas fuerzas nucleares. La interacción entre los nucleones (protones + neutrones) es la más fuerte que se conoce, por lo que a esta fuerza se le llama interacción nuclear fuerte.

Basado en experimentos de bombardeo de partículas alfa a núcleos, se demuestra que:

• La densidad de los núcleos es constante e independiente del número de nucleones.
• Las fuerzas que ligan a los protones y a los neutrones entre sí son iguales.
• La fragmentación de un núcleo requiere una elevada cantidad de energía.

De esto se deduce que las fuerzas son de corto alcance, atractivas, con gran intensidad y no dependen de la carga eléctrica.

Núcleos Inestables y Radiactividad Natural

La estabilidad de los núcleos necesita la existencia de los neutrones.

• A medida que aumenta el número de protones, aumenta el número de repulsiones y se estabilizan gracias a los neutrones.
• A medida que aumenta el número de H+ (protones), aumenta el número de neutrones; pero esto presenta un problema, debido a que este exceso de neutrones puede sufrir reacciones de desintegración.
• Los núclidos son inestables a partir del bismuto (Z=83), y los núclidos de estabilidad, emitiendo:

1. Partículas alfa (disminuye el número de protones y neutrones).
2. Desintegrando neutrones al emitir electrones beta.

Tipos de Radiactividad

Descubierta por Becquerel, los aspectos más importantes de la radiactividad son:

• La intensidad de la radiación emitida no depende de su estado de agregación, ni de la temperatura ni presión.
• Toda la radiactividad se acompaña de liberación de energía. Un gramo de radio = 582 J.

Existen tres tipos principales de radiactividad:

1. Alfa (α): Frenado por papel. Núcleos de Helio (A=4, Z=2) emitidos por los átomos a una velocidad de 16000 km/s. Son núcleos sin electrones y con carga positiva.
2. Beta (β): Frenado por una lámina de aluminio de varios centímetros. Son electrones beta, proceden del núcleo por desintegración de los neutrones, tienen carga negativa y una velocidad de 260000 km/s.
3. Gamma (γ): Atraviesa varios centímetros de plomo u hormigón. Naturaleza electromagnética. No sufren desviación por campos eléctricos ni magnéticos. Producidos por un núcleo que pasa de un estado excitado a uno menos energético.

Datación Arqueológica por Carbono-14

El carbono-14 se produce por la acción de los rayos cósmicos que, al interaccionar con las capas altas de la atmósfera, producen neutrones que colisionan con el nitrógeno-14.

El carbono-14 se mezcla con el carbono-12 y es ingerido por los seres vivos. Cuando mueren, el intercambio se detiene y el carbono-14 comienza a decaer.

Fisión Nuclear

Fue estudiada principalmente por Hahn y Strassman, bombardeando uranio-235 con neutrones lentos, dando lugar a Ba como uno de sus productos.

La energía liberada se explica a partir del modelo nuclear de la gota líquida, para nucleones > 20.

La energía liberada por cada núcleo fisionado de uranio-235 es significativa.

Existe una masa crítica: cuando el número de neutrones que escapan es mayor que el número de neutrones producidos, la reacción se detiene. Si se supera la masa crítica, la reacción se descontrola.

Fusión Nuclear

Desarrollada por Hantermans y Atkinson, quienes propusieron que la energía liberada por las estrellas procedía de reacciones nucleares de fusión (núcleos pequeños se unen para formar núcleos más pesados, emitiendo partículas alfa). Las reacciones serían:

En la fusión nuclear, la energía liberada se debe al defecto de masa entre los productos y los reactivos. Al ser menor la masa de los productos, esta diferencia se transforma en energía.

Energía liberada: ΔM · 931,5 MeV.

El gran reto actual es alcanzar la temperatura que se origina en los núcleos estelares para vencer las repulsiones electromagnéticas que tienen lugar en los núcleos, aproximadamente a 16.000.000 ºC.