9. Física nuclear
Traducció de http://www.lbl.gov/abc/Basic.html
Un àtom conté en un nucli, extremadament petit, carregat positivament envoltat d'un núvol de càrrega negativa electrons . Encara que el nucli és menys d'una deumilèssima part de la mida de l'àtom, conté més de 99,9% de la massa de l'àtom! Els nuclis carregats positivament estan formats per protons i neutrons, elèctricament neutres, mantinguts junts per l'anomenada força forta o nuclear. Aquesta força és molt més forta que la força electrostàtica que uneix els electrons al nucli, però el seu abast es limita a distàncies de l'ordre de 10-15 metres.
El nombre de protons en el nucli, Z, s'anomena nombre atòmic. Això determina quin element químic és l'àtom. El nombre de neutrons en el nucli es denota per N . El nombre de massa del nucli, A, és igual a Z + N . Un element donat pot tenir molts isòtops diferents, que difereixen l'un de l'altre pel nombre de neutrons continguts en els nuclis. En un àtom neutre, el nombre d'electrons que orbiten el nucli és igual al nombre de protons en el nucli. Atès que les càrregues elèctriques del protó i l'electró són +1 i -1, respectivament (en unitats de la càrrega del protó), la càrrega neta de l'àtom és zero. En l'actualitat, hi ha 112 elements coneguts que van des dels més lleugers, hidrogen, al descobert recentment i encara no-ser-nomenat element 112. Tots els elements més pesats que l'urani son artificials. Entre els elements hi ha aproximadament 270 isòtops estables, i més de 2000 isòtops inestables.
Radioactivitat
El 1896, Henri Becquerel estava treballant amb compostos que contenien l'element urani. Per a la seva sorpresa, va descobrir que les plaques fotogràfiques tapades per evitar que la llum arribés a velar-les, eren parcialment exposades, quan aquestes eren en qualsevol lloc aprop de compostos d'urani. Aquest entelament suggereix que algun tipus de raigs havia passat a través dels revestiments de la placa. Es van trobar també altres diversos materials diferents de l'urani per emetre aquests raigs penetrants. Els materials que emeten aquest tipus de radiació es diu que són radioactius i es veuen sotmesos a la desintegració radioactiva .
El 1899, Ernest Rutherford va descobrir que els compostos d'urani produeixen tres tipus diferents de radiació. Va separar les radiacions segons les seves capacitats penetrants i els va nomenar radiació α alfa , b beta , i g gamma , les tres primeres lletres de l'alfabet grec. La radiació α pot ser detinguda per un full de paper. Rutherford més tard va mostrar que una partícula alfa és el nucli d'un àtom d'Heli (4He) Les partícules beta van ser identificades posteriorment com electrons d'alta velocitat. Calen sis mil·límetres d'alumini per aturar la majoria dels partícules b . Es necessiten alguns mil·límetres de plom per aturar els raigs g, que van demostrar ser fotons d'alta energia . Les partícules alfa i g llamps són emesos amb una energia específica que depèn de l'isòtop radioactiu. Les partícules beta, però, s'emeten amb un rang continu d'energies des de zero fins al màxim permès per l'isòtop en particular.
Desintegració α
L'emissió d'una partícula, α , és un procés que es diu desintegració α o transmutació. Les partícules α contenen protons i neutrons, que provenen del nucli d'un àtom. El nucli que resulta d'una desintegració α tindran una massa i una càrrega diferent de les del nucli original, i això vol dir que l'element s'ha convertit en un element diferent. Només a través d'aquestes desintegracions radioactives o reaccions nuclears anomenades transmutacions, es pot produir el vell somni dels alquimistes. El nombre màssic, A, d'una partícula α és de quatre, de manera que el nombre màssic del nucli en descomposició es redueix en quatre. El nombre atòmic, Z , de la partícula α és dos, i per tant el nombre atòmic del nucli (el nombre de protons) es redueix en dos unitats. Això es pot escriure com una equació anàloga a una reacció química. Per exemple, per a la desintegració d'un isòtop de l'element seaborgi, 263 :
263 Sg ----> 259 Rf + 4α
El nombre atòmic del nucli canvia de 106 a 104, donant rutherfordi, amb una massa atòmica de 263-4 = 259 . La desintegració ocorre típicament en els nuclis pesats on la repulsió electrostàtica entre els protons en el nucli és gran. En el procés és alliberada una gran quantitat d'energia. Els mesuraments acurats mostren que la suma de les masses del nucli format i la partícula α és una mica menor que la massa de la matriu d'isòtops. L'equació d'Einstein, E = mc 2, que diu que la massa és proporcional a l'energia, explica aquest fet dient que la massa que es perd en aquesta desintegració es converteix en energia cinètica que porten els productes de desintegració.
Desintegració β
Les partícules beta tenen càrrega negativa, son electrons emesos pel nucli. Atès que la massa d'un electró és una petita fracció d'una unitat de massa atòmica, la massa d'un nucli que se sotmet a desintegració b gairebé no canvia.. El nombre de massa es manté sense canvis. El nucli no conté electrons,de manera que la ,desintegració b es produeix quan es transmuta un neutró en un protó, dins del nucli. Un neutrí invisible
, acompanya cada desintegtració b. El nombre de protons, i per tant el nombre atòmic, s'incrementa en un. Per exemple, l'isòtop 14 C és inestable i emet una partícula β, convertint-se en l'isòtop estable 14 N:
14 C ----> 14 N + i - +
En un nucli estable, el neutró no es descompon. Un neutró lliure, o un nucli que té un excés de neutrons, poden desintegrar-se emetent una partícula b . El neutrí comparteix l'energia amb la partícula b . El neutrí té una massa semblant a la de l'electró i no està carregat, però, com el fotó, porta l'impuls i l'energia. L'origen de l'energia alliberada en la desintegració b s'explica pel fet que la massa de l'isòtop pare és més gran que la suma de les masses dels productes de desintegració. La massa es converteix en energia tal com Einstein va predir.
Desintegració γ
Els raigs gamma són un tipus de radiació electromagnètica que es produeix a partir d'una redistribució de la càrrega elèctrica dins d'un nucli. Un raig g és un fotó d'alta energia. L'única cosa que distingeix els raigs g dels fotons visibles emesos per una bombeta de llum és la seva longitud d'ona, la longitud d'ona del raig g és molt més curta. Per nuclis complexos hi ha moltes formes possibles diferents en què els neutrons i els protons es poden organitzar dins del nucli. Els raigs gamma poden ser emesos quan un nucli pateix una transició d'una configuració d'aquest tipus a un altre. P. Quan un nucli emet un raig g no canvia el nombre de massa ni el nombre atòmic en la reacció.
152 Dy * ----> 152 Dy + γ
La vida mitjana
La vida mitjana d'un isòtop és el temps requerit perquè es desintegrin la meitat dels àtoms. Cada isòtop en particular té la seva pròpia vida mitjana. Per exemple, la vida mitjana de 238 U és de 4,5 milions d'anys. És a dir, en 4,5 milions d'anys, la meitat dels 238 O a la Terra s'hauràn desintegrat en altres elements. En altres 4,5 milions d'anys, la meitat dels restants 238 U s'hauran desintegrat. Un quart del material original romandrà a la terra després de 9 milions d'anys. La vida mitjana de 14 C és 5.730 anys, pel que és útil per datacions de material arqueològic. Les vides mitjanes dels isòtops coneguts van des de petites fraccions de segon per a molts, fins a moltes vegades l'edat de l'univers.
N=N0 e(-lt)
Reaccions
Si els nuclis es situen suficientment aprop els uns dels altres, poden interactuar entre si a través de la força nuclear forta, i poden ocórrer reaccions entre els nuclis. Igual que en les reaccions químiques, les reaccions nuclears poden ser exotèrmiques (és a dir, alliberament d'energia) o endotèrmiques (és a dir, requereix l'entrada d'energia). Les dues principals reaccions nuclears d'importància són la fusió i la fissió .
Fissió
La fissió nuclear és un procés en el qual un nucli pesat es divideix en dos nuclis més petits. Un exemple d'una reacció de fissió que es va utilitzar en la primera bomba atòmica i encara s'utilitza en reactors nuclears és
235 U + n ----> 134 Xe + 100 Sr + 2n
Els productes mostrats en l'equació anterior són només un conjunt de molts possibles nuclis de producte. Les reaccions de fissió poden produir qualsevol combinació de nuclis més lleugers, sempre que el nombre de protons i neutrons en els productes de la reacció sumin els del nucli inicial. Igual que amb la fusió, s'allibera una gran quantitat d'energia en la fissió perquè per nuclis pesants, la suma de les masses dels productes és menor que la massa del nucli de fissió.
La fissió es produeix a causa de la repulsió electrostàtica creada pel gran nombre de protons amb càrrega positiva continguts en un nucli pesat. Dos nuclis més petits tenen menys repulsió electrostàtica interna que un nucli més gran. Així, per nuclis més grans la repulsió pot superar la força nuclear forta, que manté unit el nucli, i pot produir fissió. La fissió es pot entendre com una "estira i arronsa" entre la força nuclear forta (atractiva) i la força electrostàtica (repulsiva).
La fissió és un procés que ha estat passant en l'univers durant milers de milions d'anys. Com hem esmentat anteriorment, hem utilitzat la fissió per produir energia per a les bombes nuclears, però també utilitzem la fissió pacíficament cada dia per produir energia a les centrals nuclears. Curiosament, encara que el primer reactor nuclear artificial es va produir fa només uns cinquanta anys, la Terra opera un reactor de fissió natural en un dipòsit d'urani a l'Àfrica Occidental fa uns dos mil milions d'anys!
Fusió
La fusió és un procés nuclear en què dos nuclis lleugers es combinen per formar un nucli més pesat. Un exemple d'una reacció de fusió, important en armes termonuclears i en els futurs reactors nuclears és la reacció entre dos isòtops diferents d'hidrogen per formar un isòtop de l'heli:
2 H + 3 H ----> 4 He + n
Aquesta reacció allibera una quantitat d'energia, més d'un milió de vegades més gran que la que s'obté d'una reacció química típica. Aquesta gran quantitat d'energia que s'allibera en les reaccions de fusió és a causa de la disminució de massa, ja que la suma de les masses dels nuclis de producte és menor que la suma de les masses dels nuclis inicial de fusió. Un cop més, l'equació d'Einstein, E=mc2, explica que la massa que es perd es converteix en energia que porten els productes de fusió.
Malgrat que la fusió és una reacció energèticament favorable per als nuclis lleugers, no es produeix en condicions normals aquí a la Terra a causa de la gran inversió d'energia que es requereix. A causa que els nuclis que estan reaccionant estan carregats positivament, hi ha una gran repulsió electrostàtica entre ells, ja que els estem unint. Només quan s'estrenyen molt a prop uns dels altres senten la força nuclear forta, que pot superar la repulsió electrostàtica i fer que es fusionin.
Les reaccions de fusió han estat passant durant milers de milions d'anys en el nostre univers. De fet, les reaccions de fusió nuclear són responsables de la producció d'energia de la majoria de les estrelles, incloent el nostre propi sol. Els científics de la Terra han estat capaços de produir reaccions de fusió només en els últims seixanta anys. Al principi, hi havia petits estudis a gran escala en què es van produir en realitat només unes poques reaccions de fusió. No obstant això, aquests primers experiments més tard condueixen al desenvolupament de les armes de fusió termonuclear (bombes d'hidrogen).
La fusió és el procés que té lloc en les estrelles com el nostre sol. Cada vegada que sentim la calor del Sol i veiem la seva llum, estem observant els productes de la fusió. Sabem que existeix la vida a la Terra, perquè la llum generada pel Sol produeix aliments i escalfa el nostre planeta. Per tant, podem dir que la fusió és la base de la nostra vida.
Quan es forma un estel, inicialment compost d'hidrogen i heli creat al Big Bang, el procés que va crear el nostre univers. Isòtops d'hidrogen xoquen en una estrella i es fusionen formant un nucli d'heli. Més tard, els nuclis d'heli xoquen i formen elements més pesats.
Aquestes reaccions continuen fins que comencen a formar-se nuclis de ferro (al voltant de massa seixanta ), el nucli amb l'energia més vinculant. Quan en una estrella els nuclis arriben a la massa seixanta, no es produeix més fusió a causa de que és energèticament desfavorable per produir masses més altes. Una vegada que una estrella ha convertit una gran fracció de la massa del seu nucli en ferro, gairebé ha arribat al final de la seva vida.
La cadena de fusió no pot continuar així es redueix el seu combustible. Algunes estrelles en arribar a aquest punt es converteixen en una brasa de refrigeració compost de ferro. No obstant això, si una estrella és prou massiva, pot tenir lloc una enorme, violenta, brillant explosió . L'estrella de sobte s'expandirà i produirà, en molt poc temps, més energia que el nostre Sol produirà en la seva vida. Quan això succeeix, es diu que una estrella s'ha convertit en una supernova.
Mentre que una estrella es troba en la fase de supernova, es produeixen moltes reaccions importants. Els nuclis s'acceleren a velocitats molt més altes que poden ocórrer en un estrella de fusió. Amb l'energia addicional causada per la velocitat, els nuclis es fusionen i produeixen elements superiors a la massa del ferro. Cal l'energia extra de l'explosió per superar la barrera d'energia d'un element de massa superior. Elements com ara el plom, or i plata trobat a la Terra van ser una vegada les restes d'una explosió de supernova. L'element ferro que trobem a la Terra i en el seu centre es va produir directament per dos súpernovas i les estrelles mortes.
Els usos més pacífics de la fusió s'estan investigant avui dia amb l'esperança que aviat serem capaços de controlar les reaccions de fusió per generar energia neta i de baix cost.
Raigs Còsmics
En el nostre entorn astronòmic es poden produir electrons d'alta energia, protons, i nuclis complexos. Aquestes partícules viatgen a través de l'univers i són anomenats raigs còsmics. Algunes d'aquestes partícules arriben a la Terra. A mesura que aquests objectes colpegen la nostra atmosfera es produeixen altres partícules anomenades pions i muons . Aquestes partícules s'alenteixen o es bloquegen amb els àtoms en l'atmosfera. Atès que l'atmosfera frena aquestes partícules, a menor recorregut, més radiació còsmica veiem. En pujar d'alt d'una muntanya o fer un viatge en avió, ens trobarem amb més radiació còsmica que si romanem a nivell del mar.
La radiació còsmica és molt energetica. Pot travessar fàcilment un gruixd'un centímetre de matèria. Atès que la radiació còsmica pot causar canvis genètics, alguns científics creuen que aquesta radiació ha estat important en l'impuls de l'evolució de la vida al nostre planeta. Malgrat que la radiació còsmica pot causar algun mal a les persones, també ha jugat un paper important en la creació dels éssers humans. El nostre ambient (l'atmosfera) ens protegeix dels efectes nocius. No obstant això, si haguéssim de deixar la Terra i viatjar a algun planeta, podríem estar sotmesos a alts nivells de radiació. Viatgers espacials futurs hauran de trobar la manera de reduir al mínim l'exposició als raigs còsmics.
