Explorando la Estructura Atómica: Modelos, Fuerzas Nucleares y Estabilidad

Evolución del Modelo Atómico

Inicialmente, en 1808, Dalton consideraba el átomo como una esfera indivisible. Este modelo se conoció como el modelo de la esfera sólida. Más adelante, entre 1890 y 1897, Thomson descubrió que existían interacciones entre los átomos, lo que llevó a entender que en esa masa había separación de cargas. Así, se determinó que el átomo tiene partes negativas (electrones) y positivas (protones). En 1910, Rutherford, al hacer incidir un haz de luz sobre un grupo de átomos, observó que algunos se desviaban, demostrando que la materia es discontinua. Posteriormente, Bohr, a través de sus estudios, demostró que los electrones en la periferia no estaban ordenados al azar, sino en función de niveles de energía. Esto significa que existen varios niveles de energía, y a su vez, cada nivel se divide en subniveles.

En este modelo se distinguen el núcleo y la periferia.

Llamamos isótopos a átomos de un mismo elemento que se diferencian en su número másico.

¿Cómo permanecen unidos los protones y neutrones en el núcleo?

Las partículas del núcleo se mantienen unidas por las fuerzas nucleares fuertes. También intervienen las fuerzas nucleares débiles, la fuerza electromagnética y las fuerzas gravitatorias.

Para que se mantengan unidos los protones y neutrones, se requiere algún tipo de fuerza que supere la repulsión entre los protones.

Para que un núcleo sea estable, se requiere que la atracción entre las partículas sea mayor que la fuerza de repulsión entre los protones.

La fuerza nuclear fuerte une los quarks para formar protones y neutrones.

El resultado es la atracción entre protones y neutrones, superando la fuerza de repulsión y originando un núcleo estable que solo se rompe con aporte externo de energía.

La fuerza eléctrica se equilibra con una fuerza atractiva denominada fuerza nuclear.

La masa de cualquier núcleo siempre es inferior a la suma de las masas de los nucleones que lo forman. La diferencia entre estos dos números se llama defecto de masa.

Estabilidad Nuclear

La estabilidad nuclear se puede representar en un diagrama de neutrones vs protones. Un núcleo será más estable cuanto mayor sea la energía que hace falta comunicarle para que los nucleones dejen de estar ligados entre sí. En los núcleos estables naturales, el número de neutrones es igual o mayor al número de protones.

Los núcleos ligeros y estables tienen un número de neutrones igual al de protones (n=p). Los núcleos pesados estables tienen una relación neutrones/protones mayor que los ligeros. Por encima del plomo (Z=82), aunque el número de neutrones sea mayor, no son núcleos estables.

Energía de Enlace

Si se mide inicialmente la masa de los protones y de los neutrones cuando están separados, y luego la masa cuando están todos juntos formando el núcleo, se observa que los valores son diferentes.

La diferencia se llama defecto de masa. Si se divide la energía de enlace de un núcleo por el número de nucleones, se obtiene la energía de enlace por nucleón.

Radiaciones: Partícula Alfa

Las partículas alfa son núcleos del elemento helio con dos protones y dos neutrones, ya que el átomo de helio ha perdido sus dos electrones. Son partículas muy pesadas, cuatro veces más que la del protón. Su velocidad es aproximadamente la velocidad de la luz dividida por 20. Tienen alta energía cinética debido a su gran masa y alta velocidad. Chocan fácilmente con las moléculas del aire, y en esos choques pierden energía, lo que provoca que los electrones de la periferia de los átomos se ionizen. Solo recorren unos 15 cm hasta detenerse. Como tienen carga, al circular en un campo eléctrico se desvían. Aunque tienen gran energía cinética, también tienen gran masa, por lo que al chocar contra otro metal tienen poco poder de penetración, frenándose totalmente.

Los emisores alfa son aquellos elementos que tienen núcleos grandes con mucha masa y que expulsan espontáneamente partículas alfa. En la ecuación, se conservan la masa y, por lo tanto, A y Z permanecen constantes.