Emisión β: La explicación de la emisión de electrones del núcleo atómico supuso un

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Origen de la radiactividad natural.

En 1896 el físico francés Henri Becquerel descubrió que un mineral de uranio llamado pechblenda era capaz de impresionar placas fotográficas. Es decir, emite una radiación más penetrante que la luz solar. Se comprueba que la radiación emitida por el mineral eran electrones y que el elemento responsable de dicha emisión era el uranio.

En 1898 Marie y Pierre Curie descubrieron dos elementos radiactivos: el radio y el polonio, dieron el nombre de radiactividad al fenómeno y comprobaron la peligrosidad para los seres vivos.

Entre 1899 y 1906 Ernest Rutherford confirmó la existencia de tres tipos de radiación: radiación alfa (α), beta (β) y gamma (γ), cada una con características propias.

Henri Becquerel (1852-1908)

Pierre Curie (1859-1906)

Marie Curie (1867-1934)

E. Rutherford (1871-1937)

Partículas Alfa.-Son núcleos de átomos de helio, compuestos por 2 neutrones y 2 protones. Tienen carga eléctrica positiva y se desvían poco al pasar a través de un campo electromagnético. Son frenadas por unos centímetros de aire y no logran atravesar una hoja de papel de 0,5mm de espesor. Debido a su alta masa son muy ionizantes.

Partículas Beta.-Son electrones de alta velocidad, que se desvían fácilmente ante un campo electromagnético. Pueden atravesar varios metros de aire y una delgada lámina de metal. Debido a su pequeña masa son poco ionizantes.

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Desde principios de S.XX, a partir de los experimentos de Rutherford, se conocía que al bombardear núcleos de berilio con partículas alfa se originaba una “radiación” no justificable como electromagnética. En 1932, el físico inglés James Chadwick descubrió que la misteriosa radiación era en realidad un flujo de partículas sin carga eléctrica con una masa algo mayor que la de los protones. Había descubiertoEL NEUTRÓN.

Origen de la radiactividad natural.

James Chadwick (1891-1974)

Actualmente:

Z: número atómico, indica el número de protones en el núcleo atómico.

A: número másico, indica la suma de neutrones y protones en el núcleo atómico. Es decir, el número de nucleones. Los núcleos se representan de la forma:

Se acepta que los núcleos son esféricos y que su radio está relacionado con A según la expresión:

Siendo R01,2·10-15m

X

A

Z

3 / 1

0

A

R

R

¿Cómo se explican las emisiones radiactivas?

Emisión α: La barrera de energía potencial que deben superar las partículas α para salir del núcleo es de unos 25MeV debida a las atracciones nucleares. Las energías observadas de las partículas α son de entre 4 y 9 MeV, o sea que no pueden escapar del núcleo. Pero, ¿cómo lo hacen? En 1928, el físico ucraniano George Gamow basándose en un efecto cuántico denominado efecto túnel logró explicar esta emisión. Esto supuso un éxito para la controvertida física cuántica. Hoy se disponen de microscopios que funcionan según este efecto cuántico denominados microscopios de efecto túnel.

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¿Cómo se explican las emisiones radiactivas?

Emisión β: La explicación de la emisión de electrones del núcleo atómico supuso un reto fascinante para los físicos de la primera mitad del siglo XX. La idea de que un neutrón se descompone en un protón y un electrón incumple tres principios fundamentales de la física: principio de conservación de la energía, de la conservación del momento lineal y de la conservación del momento angular.

En 1930 Wolfgang Pauli postula la existencia de una partícula apenas sin masa y sin carga eléctrica, necesaria para explicar la desintegración β. En 1956, Clyde Cowan y Frederick Reines detectan la presencia de dichas partículas. Habían descubierto los neutrinos postulados por Pauli 26 años antes.

 

e

n

p

e

p

n

Hay dos mecanismos posibles. En el primero , un neutrón se descompone en un protón, un electrón y un antineutrino. En el segundo un protón se descompone en un neutrón un positrón y un neutrón.

Los positrones y antineutrinos son antipartículas. Éstas fueron postuladas por Paul Dirac al unificar las ecuaciones de la mecánica cuántica con las de la relatividad especial.

Wolfgang Pauli (1900-1958)

Frederick Reines

(1918-1998)

Cyde Cowan

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¿Cómo se explican las emisiones radiactivas?

Emisión γ: La explicación de la radiación γ se basa en la supuosición de estados excitados del núcleo atómico. Así, el paso de un estado nuclear excitado a un estado nuclear fundamental conlleva la emisión de fotones altamente energéticos (2-3MeV) que constituyen la radiación γ

Leyes de Soddy o del desplazamiento radiactivo

En 1913 el físico inglés Frederick Soddy enunció tres leyes denominadas leyes del desplazamiento radiactivo:

1ª Ley: Cuando un núcleo emite una partícula α se convierte en otro Y con cuatro unidades menos de número másico y dos unidades menos de número atómico.

2ª Ley: Cuando un núcleo emite una partícula β se convierte en otro Y cuyo número másico es el mismo y cuyo número atómico es una unidad mayor.

3ª Ley: Cuando un núcleo X emite una radiación γ altera su contenido energético pero no cambia el número de sus nucleones. No cambia de elemento.

Y

X

AZ

A Z

4 2

Y

X

Z A

A

Z 1

X

X

ZA

A Z

*

Frederick Soddy

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Series radiactivas

Serie de Torio-232(números atómicos de los elementos estables son múltiplos de 4): 4n

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Series radiactivas

Serie de Uranio-235: 4n+3

Estabilidad Nuclear

Para explicar la estabilidad del núcleo hay que renunciar a la fuerza gravitatoria y a la fuerza electrostática. La fuerza responsable de mantener unidos los protones y lo neutrones en el núcleo atómico posee un carácter totalmente nuevo. Esta fuerza nueva recibe el nombre de FUERZA NUCLEAR FUERTE.

Experimentos en el núcleo atómico demostraron que:

 La densidad de los núcleos es constantes e independiente del número de nucleones.

 La fuerza que liga a un protón y a un neutrón es igual a la que liga a un protón con un protón y a un neutrón con un neutrón.

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Estabilidad Nuclear

A partir de lo expuesto anteriormente se concluye:

 Las fuerzas nucleares son atractivas (hasta 0,4fm), de gran intensidad y de muy corto alcance (orden 10-15m = 1Fermi o femtómetro (fm)).

 Las fuerzas nucleares no dependen de la carga eléctrica.

Zona atractiva

Zona repulsiva

Distancia de equilibrio entre nucleones

Estabilidad Nuclear. Energía de enlace.

Mediante espectroscopia de masas es posible medir la masa de los núcleos atómicos. Esto permite comprobar que la masa de los núcleos es menor que la suma de las masas de los nucleones que los constituyen. A esta diferencia de masa se le llamaDEFECTO DE MASA: (Δm).

núcleo nucleones

m

m

m

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Estabilidad Nuclear. Energía de enlace.

2 0

c

m

E

Este defecto de masa explica la estabilidad de los núcleos, a la luz de la relatividad de Einstein. Según esta teoría, la equivalencia entre masa y energía establece:

E: energía en reposo. m0: masa en reposo. c: velocidad de la luz

Mediante esta expresión es posible determinar la energía liberada en la formación de los núcleos. Esta energía es la equivalente al defecto de masa.

2 2

)

(

m

m

c

c

m

E

nucleones

núcleo

Donde la masa del núcleo es, a todos los efectos, la masa atómica. Y la energía calculada es la necesaria para descomponer el núcleo en sus nucleones.

En algunos problemas es útil usar directamente la equivalencia energética de una unidad de masa atómica (u):1u ↔ 931,5MeV

Estabilidad Nuclear. Energía de enlace por nucleón.

Esta magnitud es útil para comparar la estabilidad de los núcleos atómicos. La energía de enlace por nucleón se calcula según:

Siendo A el número másico.

Si se representa la energía de enlace por nucleón frente al número másico para los núcleos atómicos se obtiene la siguiente gráfica. En dicha gráfica se comprueba que los núcleos más estables, es decir, los que poseen una energía de enlace por nucleón más elevada, son aquellos núcleos próximos al hierro.

A

E

nucleón

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Ley de la desintegración radiactiva: Periodo de semidesintegración o semivida

Se entiende por actividadde una sustancia radiactiva el número de partículas emitidas por unidad de tiempo, o dicho de otro modo, el número de núcleos que se desintegran en la unidad de tiempo.

Se denomina periodo de

semidesintegración o semivida (T), al tiempo que tardan en

desintegrarse la mitad de los núcleos iniciales. Esta magnitud es una magnitud estadística.

Si N0es el número de núcleos in

iniciales, al transcurrir un tiempo t=T quedarán N0/2. Al transcurrir t=2T quedarán N0/4, si t=3T quedarán N0/8…

Tiempo Muestra inicial

t=T N0/2=N0/21

t=2T N0/4=N0/22

t=3T N0/8=N0/23

t=4T N0/16=N0/24

… …

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Al cabo de un tiempo cualquiera (t=nT) el número de núcleos que quedan sin desintegrar será: n

N

N

2

1

0

Y como n=t/T, se puede escribir:

Que se conoce como ley de la desintegración radiactiva

T t

N

N

0

2

Esta ley permite calcular en número de núcleos que quedan sin desintegrar en cierto tiempo o bien, el tiempo transcurrido hasta que la actividad se reduce en cierta fracción.

Uranio235 7,038 · 108años Uranio238 4,468 · 109años Potasio40 1,28 · 109años

Rubidio87 4,88 · 1010años Calcio41 1,03 · 105años Carbono 14 5760 años

Radio226 1602 años Cesio137 30,07 años Bismuto207 31,55 años

Estroncio90 28,90 años Cobalto60 5,271 años Cadmio109 462,6 días

Yodo131 8,02 días Radón222 3,82 días Oxígeno15 122 segundos

Periodos de semidesintegración de algunos núclidos radiactivos

T t

N

N

0

2

Aplicando logaritmos neperianos:

ln

ln

2

0

T

t

N

N

Al cociente (ln2)/T se le llama constante radiactiva ()y depende de la sustancia.

t

N

N

0

ln

Y por tanto: t

e

N

N

0  Otra forma de la ley de desintegración

radiactiva

Se define vida media ()de un isótopo radiactivo a la inversa de la constante radiactiva de la sustancia:

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La actividad de una sustancia, es decir, el número de desintegraciones en la unidad de tiempo se mide, en elsistema internacional, enbecquerel (Bq).

1 Bq = 1 desintegración/s Otra unidad muy empleada es elcurie (Ci):

1 Ci = 3,67·1010Bq

Datación arqueológica con carbono-14

El C-14 se forma por la acción de rayos cósmicos, que al interactuar con las capas altas de la atmósfera, producen neutrones. Estos neutrones colisionan después con núcleos de N-14 y forman C-N-14:

H

C

N

n

147 146 11

1

0

El C-14 se mezcla con el C-12 y entra a formar parte de los seres vivos, de forma que mientras el ser vivo está vivo la proporción entre el isótopo 14 y carbono total es constante (10-12). Cuándo el ser vivo muere cesa el aporte de C-12 y de C-14 y la

proporción de C-14 comienza a disminuir por desintegración β:

~

0 1 14

7 14

6

C

N

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REACCIONES NUCLEARES

La primera reacción nuclear fue llevada a cabo por Rutherford al bombardear nitrógeno con partículas α:

H

O

N

24 178 11

14

7

En 1931 Frédéric Joliot e Irène Curie bombardearon núcleos de Berilio con partículas α y observaron que se producía una “radiación” muy penetrante. En 1932 Chadwick invalida esta hipótesis demostrando que esa “radiación” era en realidad una partícula nueva: EL NEUTRÓN.

n

O

Be

24 128 01

9

4

REACCIONES NUCLEARES. FISIÓN NUCLEAR. Irène Joliot –Curie

(1897-1956)

Frédéric Joliot (1900-1958)

La primera fisión nuclear fue realizada por Otto Hahn, Friedrich Strassman y Lise Meitner. La reacción en cuestión fue la siguiente:

n

Kr

Ba

U

n

U

01 23692 * 14156 3692 01

235

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Otto Hahn (1879-1968)

Friedrich Strassman (1902-1980)

Lise Meitner (1978-1968)

La energía de la fisión proviene del hecho de que la masa del núcleo de uranio es mayor que la de los núcleos formados. Este defecto de masa se transforma en energía mediante:

2

c

m

E

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Enrico Fermi (1901-1954)

Fermi fue el primero en conseguir ralentizar los neutrones para que el número de fisiones disminuyera y controlar por tanto la reacción en cadena. Fermi construyó la primera pila de fisión usando como agentes moderadores de la reacción barras de grafito que ralentizaban a los neutrones y barras de cadmio que los absorbían.

Si la reacción no se controla se produce la liberación masiva de energía que conocemos como BOMBA ATÓMICA DE FISIÓN. Para ello es necesario que la masa de uranio sea tal que los neutrones formados por la fisión produzcan a su vez más fisiones sin que escapen del material. A esta masa se le denomina MASA CRÍTICA. Para el Uranio-235 es de unos 52Kg y para el Plutonio-239 bastan unos 10Kg.

Robert Oppenheimer (1904-1967)

Robert Oppenheimer fue el director científico de Proyecto Manhattan que concluyó con la fabricación de la primera bomba atómica en 1945.

“Ahora me he convertido en La Muerte,

Destructora de Mundos”

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REACCIONES NUCLEARES. FUSIÓN NUCLEAR.

Friedrich Houtermans y Robert Atkinson publicaron en 1929 que la enorme energía producida en las estrellas proviene de un proceso de fusión nuclear, es decir, de la unión de varios núcleos pequeños para formar núcleos mayores.

F. Houtermans (1903-1966)

Robert Atkinson (1898-1982)

La fusión del hidrógeno para producir helio está descrita por varios mecanismos. El más aceptado es el denominadoprotón-protón:

e

e

H

H

H

11

12

10

1 1

H

He

H

12 23

1 1 e

e

He

He

H

23

24

10

1 1

H

He

He

He

23 24 11

3

2

2

Paso 3

Paso 3’ Paso 2 Paso 1

El ciclo se produce según una de estas dos propuestas: Paso 1+Paso 2+Paso 3:

Paso 1+2·Paso 2+Paso 3’:

He

e

e

H

2

2

4

11 24 01

H

He

e

e

H

12 24 01

1 1

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La enorme cantidad de energía liberada en la fusión se debe al defecto de masa entre los productos y los reactivos.

El proceso de fusión podría constituir una fuente de energía inagotable y limpia pero presenta retos técnicos muy importantes. Uno de ellos es aportar los 100 millones de grados centígrados necesarios para realizar la fusión. El balance energético final debe ser positivo para que el proceso sea viable.

Actualmente el proyecto más avanzado en este campo en el ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor). El ITER es un reactor experimental situado en Cadarache (Francia), debería crear su primer plasma en 2016 y estar plenamente operativo en 2022.

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Como ocurrió con la fisión nuclear, la fusión ha sido usada para desarrollar armas de destrucción masiva.

En 1952 los EEUU detonaron la primera bomba termonuclear o de hidrógeno en las islas Marshall. La bomba fue llamada Ivy Mike y produjo 10,4megatones (10,4 millones de Tm de TNT (1megaton de TNT=4,18×1015 julios)). Fue 650 veces más energética

que las lanzadas sobre Japón en la II G.M. Desarrolló una bola de fuego de 5Km de diámetro, su detonación dejó un cráter de 1,9Km de diámetro y 50m de profundidad y alcanzó una altura de 17Km (estratosfera).

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