Procesos nucleares

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Procesos de combinación y transformación de las partículas y núcleos atómicos. Las reacciones nucleares pueden ser endotérmicas o exotérmicas, atendiendo a si precisan energía para producirse o a si la desprenden respectivamente.

Tabla de contenidos

1 Fuerzas

2 Tipos de particulas

3 Leyes de conservación

4 Energía por nucleón

5 Reacciones en cadena

5.1 1.Fisión nuclear
5.2 2.Fusión nuclear

6 Desintegración radioactiva

7 Fotodesintegración

8 Creación y aniquilación de pares

9 Captación de neutrones

10 Captación de protones

11 Captación de electrones

Fuerzas

Gravitatoria: Débil y de largo alcance. Actúa sobre la masa y la energía. Siempre es atractiva. Totalmente negligible en las reacciones nucleares. Se cree que podría tener un mediador de fuerza, el gravitón. És la única fuerza que aun mantiene un modelo continuo con respecto a las otras. Responsable de la atracción de los cuerpos astronómicos.
Electromagnética: Mucho más fuerte que la gravitatoria e igualmente de largo alcance. Actúa entre cargas eléctricas pudiendo ser repulsiva o atractiva según el signo de estas. La partícula mediadora de fuerza es el fotón. Responsable de las ligaduras interatómicas.
Nuclear débil: Fuerza de corto alcance. Sus partículas mediadoras de fuerza son los bosones W y Z. Responsable de la mayoría de los procesos radioactivos.
Nuclear fuerte: La fuerza más fuerte de la naturaleza. De muy corto alcance, apenas cubre un rango de unos pocos fermis. Su partícula mediadora de fuerza es el gluón. Responsable de las ligaduras nucleares.

Más información en: Fuerzas fundamentales

Tipos de particulas

Bosones: Partículas de espín entero (0, 1, 2...). Lo son los fotones.
Fermiones: Partículas de espín semientero (1/2 , 3/2...).
- Hadrones: Partículas formadas por quarks. Lo son los mesones y los bariones.
  - Mesones: Hadrones formados por dos quarks.
  - Bariones: Hadrones formados por tres quarks. Lo son los protones y los neutrónes.
- Leptones: Partícula fundamental en principio indivisible. Lo son los electrones, los muones, el tau y los neutrinos.
- Quark: Partícula fundamental en principio indivisible que necesariamente ha de aparecer ligada a otros quarks para formar hadrones.
- Antipartículas: Cada partícula tien su propia antipartícula asociada. Estas tienen igual masa pero carga opuesta.

Más información en: Modelo Estándar

Leyes de conservación

Todo proceso nuclear ha de cumplir un formalismo semejante al que siguen los químicos en las reacciones químicas. De hecho en cuanto a simbología ambos tipos de procesos se escriben de forma bastante parecida. Si en las reacciones químicas se conservava la masa atómica en las nucleares ya no sucede lo mismo. Ya que hay transformaciones de masa a energía y viceversa. A pesar de ello, los procesos nucleares siguen sus propias leyes de conservación.

Energía relativista: La energía relativista es la suma de las energías cinéticas de las partículas y sus energías en reposo. Ésta se conserva durante cualquier reacción nuclear.
Carga: El valor total de las cargas eléctricas a ambos lados de la ecuación ha de mantenerse. La unidad de carga es la del electron y se representa por q_{e_.}
Número bariónico: Se asigna el valor +1 a los bariones y -1 a los antibariones. El valor durante la reacción debe mantenerse constante.
Número leptónico: Se asigna el valor +1 a los leptones y -1 a los antileptones. El valor durante la reacción debe mantenerse constante.
Estrañeza (strangeness): Se asigna el valor 0 a las partículas normales, fotones, leptones o piones y +1 o -1 a las partículas y antipartículas extrañas como los mesones k o kaones. Estos tienen una vida media por encima de lo normal y surgen por pares. Este valor se conserva durante la reacción solo en las interacciones electromagnéticas o nucleares fuertes, no así en las débiles.

Nota: Probablemente, sin la conservación de los números bariónicos, leptónicos y la estrañeza, hoy día el universo solo sería una sopa de leptones o partículas aun menores que se habrían ido degradando de forma irreversible.

Energía por nucleón

thumb|400px|right|Gráfico de las energías de enlace nuclear según la masa atómica. Es la energía potencial nuclear contenida en cada nucleón de un átomo. Esta energía varía según el átomo. Este hecho es el que se conoce, normalmente, como defecto de masa y es el causante de que las reacciones de fisión y fusión liberen energía. Por poner un ejemplo, este curioso fenómeno hace que un neutrón y un protón aislados sumen más masa que los dos juntos formando un núcleo de deuterio. En la imagen adjunta se sitúa un gráfico en el que se pueden ver algunas de estas energías.

Una manera aproximada de obtener esa energía potencial es calcular la energía en reposo de un nucleo atómico a partir de su masa atómica. Acto seguido se debe dividir esa energía entre el número de nucleones de ese núcleo. Entonces se debe restar ese valor de la energía en reposo del hidrógeno, unos 938MeV. Para ver las masas atómicas de cada isótopo: webelements

Más información y cálculos más detallados en: Defecto de masa

Reacciones en cadena

Son reacciones que se realimentan a si mismas. La máxima fundamental para que se mantengan este tipo de reacciones es que sean exotérmicas. De no ser así, el proceso no tardaría en detenerse.

1.Fisión nuclear

Ocurre cuando una párticula rompe un núcleo pesado. Pueden ser controladas o descontroladas.

- Controlada: Se da sólo en las centrales nucleares.

- Descontrolada: Se da en las llamadas bombas A y requieren determinado tipo de átomos llamados fisibles o físiles. Lo son el ^{235^{U y el ^{239^Pu}}}

Ejemplos:

$n+{}^{235}U\boldsymbol{\rightarrow}{}^{140}Cs+{}^{93}Rb + 3n$

nº bariónico: 1+235 = 140+93+3·1 = 236 (Se conserva)
Energía: +200MeV

Más información en: Fisión nuclear

2.Fusión nuclear

Ocurre cuando dos núcleos se unen para formar uno mayor. Una vez más, estas reacciones pueden producirse de forma controlada o descontrolada.

- Controlada: Se da de forma natural en los nucleos de las estrellas. En cambio, no se ha obtenido aún ningún método capaz de sostener una reacción de fusión automantenida de la misma forma que se hace en las centrales nucleares de fisión. Solo se ha conseguido la fusión en aceleradores de partículas y generadores toroidales tipo tokamak o mediante intensíssimas descargas eléctricas. En todos los casos se ha obtenido menos energía de la que se ha tenido que aportar al sistema.

- Descontrolada: Ocurre en las últimas fases de la evolución estelar produciendo los objetos astrofísicos más brillantes. Las supernovas. También sucede en nuestras bombas termonucleares, también llamadas bombas H.

Ejemplos:

${}^2H+{}^3H\boldsymbol{\rightarrow}{}^4He+n$
nºbariónico: 2+3 = 4+1 = 5 (Se conserva)

Más información en: Fusión nuclear | Reactor de fusión nuclear

Desintegración radioactiva

Ocurre cuando un núcleo o partícula inestable se descompone espontaneamente en otro núcleo y/o partícula emitiendo algun tipo de radiación en el proceso.

Ejemplos:

$n \rightarrow p + e^- + \bar{\nu}_e$

nº bariónico: 1 = 1 (se conserva)
nº leptónico: 0 = 1 -1 (se conserva)

Más información en: Radioactividad.

Fotodesintegración

Sucede de forma parecida a la desintegración espontánea solo que ésta vez el proceso viene inducido por un fotón gamma extremo. Esta reacción es endotérmica.

Ejemplos:

$\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O+ {}^4 He$

nº bariónico: 20 = 16 + 4

Creación y aniquilación de pares

Un fotón suficientemente energético puede generar pares de partículas. El par generado puede ser electrón/positrón o protón/antiprotón, por ejemplo. El tipo de partícula generada dependerá de la frecuencia o energía del fotón. Así mismo estos pares de partículas pueden aniquilarse si chocan entre sí generando, a su vez, nuevos fotones de frecuencia.

$\gamma \leftrightarrow e^- + e^+$

nº leptónico: 0 = 1 - 1

Captación de neutrones

Captación de protones

Captación de electrones

Es el proceso, mediante el cual, los electrones son capturados por los núcleos transformándose así los protones en neutrones. Por eso el proceso recibe también el nombre de neutronización. Se produce, sobretodo, durante la formación de las estrellas de neutrones.

$p + e^- \rightarrow n + \nu_e^-$

nº bariónico: 1 = 1
nº leptónico: 1 = 1

Véase también:

Física nuclear