Núcleo atómico: definición, protones, neutrones y fuerza nuclear

El núcleo de un átomo está formado por protones y neutrones (dos tipos de bariones) unidos por la fuerza nuclear. Estos bariones están formados además por partículas fundamentales subatómicas conocidas como quarks unidos por la interacción fuerte. El núcleo es más o menos un esferoide y puede ser algo prolato (alargado) u oblato (plano), o bien no ser totalmente redondo.

Si se puede considerar que el núcleo tiene un radio del orden de 5 fm (= 10 × 10^-15 m), esto significa que su sección transversal es del orden de 10^-28 m² , y su volumen es de unos 10^-42 m³ .

Isótopos y núclidos

El isótopo de un átomo se basa en el número de neutrones del núcleo. Los diferentes isótopos de un mismo elemento tienen propiedades químicas muy similares. Los diferentes isótopos de una muestra de un elemento químico pueden separarse mediante el uso de una centrifugadora o de un espectrómetro de masas. El primer método se utiliza en la producción de uranio enriquecido a partir de uranio normal, y el segundo se utiliza en la datación por carbono.

El número de protones y neutrones juntos determina el núclido (tipo de núcleo). Los protones y los neutrones tienen masas casi iguales, y su número combinado, el número de masa, es aproximadamente igual a la masa atómica de un átomo. La masa combinada de los electrones es muy pequeña en comparación con la masa del núcleo; los protones y los neutrones pesan unas 2000 veces más que los electrones.

El descubrimiento del electrón por J. J. Thomson fue el primer indicio de que el átomo tenía una estructura interna. A principios del siglo XX, el modelo aceptado del átomo era el modelo del "pudín de ciruela" de J. J. Thomson, en el que el átomo era una gran bola cargada positivamente con pequeños electrones cargados negativamente incrustados en su interior. A finales de siglo los físicos también habían descubierto tres tipos de radiación procedentes de los átomos, que denominaron radiación alfa, beta y gamma. Los experimentos realizados en 1911 por Lise Meitner y Otto Hahn, y por James Chadwick en 1914, descubrieron que el espectro de desintegración beta era continuo y no discreto. Es decir, los electrones eran expulsados del átomo con una gama de energías, en lugar de las cantidades discretas de energías que se observaban en las desintegraciones gamma y alfa. Esto supuso un problema para la física nuclear de la época, porque indicaba que la energía no se conservaba en estas desintegraciones. El problema conduciría más tarde al descubrimiento del neutrino (véase más adelante).

En 1906 Ernest Rutherford publicó "Radiación de la partícula α del radio al atravesar la materia". Geiger amplió este trabajo en una comunicación a la Royal Society con experimentos que él y Rutherford habían realizado haciendo pasar partículas α a través del aire, papel de aluminio y papel de oro. En 1909 Geiger y Marsden publicaron más trabajos y en 1910 Geiger amplió aún más su trabajo. En 1911-2 Rutherford se presentó ante la Royal Society para explicar los experimentos y proponer la nueva teoría del núcleo atómico tal y como la entendemos ahora.

Más o menos al mismo tiempo que esto ocurría (1909) Ernest Rutherford realizó un experimento extraordinario en el que Hans Geiger y Ernest Marsden, bajo su supervisión, dispararon partículas alfa (núcleos de helio) a una fina película de lámina de oro. El modelo del pudín de ciruela predecía que las partículas alfa deberían salir de la lámina con sus trayectorias como mucho ligeramente curvadas. Se sorprendió al descubrir que algunas partículas se dispersaban en grandes ángulos, incluso completamente hacia atrás en algunos casos. El descubrimiento, que comenzó con el análisis de los datos por parte de Rutherford en 1911, condujo finalmente al modelo del átomo de Rutherford, en el que el átomo tiene un núcleo muy pequeño y muy denso formado por partículas pesadas de carga positiva con electrones incrustados para equilibrar la carga. Como ejemplo, en este modelo el nitrógeno-14 constaba de un núcleo con 14 protones y 7 electrones, y el núcleo estaba rodeado por otros 7 electrones en órbita.

El modelo de Rutherford funcionó bastante bien hasta que Franco Rasetti realizó estudios sobre el espín nuclear en el Instituto Tecnológico de California en 1929. En 1925 se sabía que los protones y los electrones tenían un espín de 1/2, y en el modelo de Rutherford del nitrógeno-14 los 14 protones y seis de los electrones deberían haberse emparejado para anularse mutuamente el espín, y el último electrón debería haber salido del núcleo con un espín de 1/2. Sin embargo, Rasetti descubrió que el nitrógeno-14 tiene un espín de 1.

En 1930 Wolfgang Pauli no pudo asistir a una reunión en Tubinga, y en su lugar envió una famosa carta con la clásica introducción "Queridas damas y caballeros radioactivos". En su carta, Pauli sugería que tal vez existiera una tercera partícula en el núcleo a la que denominó "neutrón". Sugirió que era muy ligera (más ligera que un electrón), que no tenía carga y que no interactuaba fácilmente con la materia (razón por la que aún no se había detectado). Esta salida desesperada resolvía tanto el problema de la conservación de la energía como el del espín del nitrógeno-14, el primero porque el "neutrón" de Pauli se llevaba la energía extra y el segundo porque un "neutrón" extra se emparejaba con el electrón en el núcleo del nitrógeno-14 dándole un espín uno. El "neutrón" de Pauli fue rebautizado como neutrino (en italiano, pequeño neutro) por Enrico Fermi en 1931, y después de unos treinta años se demostró finalmente que un neutrino se emite realmente durante la desintegración beta.

En 1932 Chadwick se dio cuenta de que la radiación que habían observado Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène y Frédéric Joliot-Curie se debía en realidad a una partícula masiva a la que llamó neutrón. Ese mismo año Dmitri Ivanenko sugirió que los neutrones eran en realidad partículas de espín 1/2 y que el núcleo contenía neutrones y que no había electrones en él, y Francis Perrin sugirió que los neutrinos no eran partículas nucleares sino que se creaban durante la desintegración beta. Para rematar el año, Fermi presentó una teoría del neutrino a Nature (que los editores rechazaron por estar "demasiado alejada de la realidad"). Fermi siguió trabajando en su teoría y publicó un artículo en 1934 que situaba al neutrino sobre una base teórica sólida. Ese mismo año, Hideki Yukawa propuso la primera teoría significativa de la fuerza fuerte para explicar cómo se mantiene unido el núcleo.

Con los trabajos de Fermi y Yukawa se completó el modelo moderno del átomo. El centro del átomo contiene una bola apretada de neutrones y protones, que se mantiene unida por la fuerza nuclear fuerte. Los núcleos inestables pueden sufrir una desintegración alfa, en la que emiten un núcleo de helio energético, o una desintegración beta, en la que expulsan un electrón (o positrón). Después de una de estas desintegraciones, el núcleo resultante puede quedar en un estado excitado, y en este caso decae a su estado básico emitiendo fotones de alta energía (desintegración gamma).

El estudio de las fuerzas nucleares fuerte y débil llevó a los físicos a hacer colisionar núcleos y electrones a energías cada vez más altas. Esta investigación se convirtió en la ciencia de la física de partículas, la más importante de las cuales es el modelo estándar de la física de partículas que unifica las fuerzas fuerte, débil y electromagnética.

Un núcleo puede contener cientos de nucleones, lo que significa que, con cierta aproximación, puede tratarse como un sistema clásico, en lugar de uno mecánico-cuántico. En el modelo de gota líquida resultante, el núcleo tiene una energía que surge en parte de la tensión superficial y en parte de la repulsión eléctrica de los protones. El modelo de gota líquida es capaz de reproducir muchas características de los núcleos, incluida la tendencia general de la energía de enlace con respecto al número de masa, así como el fenómeno de la fisión nuclear.

Sin embargo, a esta imagen clásica se superponen los efectos mecánico-cuánticos, que pueden describirse mediante el modelo de cáscara nuclear, desarrollado en gran parte por Maria Goeppert-Mayer. Los núcleos con cierto número de neutrones y protones (los números mágicos 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) son especialmente estables, porque sus envolturas están llenas.

Gran parte de la investigación actual en física nuclear está relacionada con el estudio de los núcleos en condiciones extremas, como el alto espín y la energía de excitación. Los núcleos también pueden tener formas extremas (similares a las de los balones de fútbol americano) o relaciones extremas entre neutrones y protones. Los experimentadores pueden crear tales núcleos mediante reacciones de fusión inducidas artificialmente o de transferencia de nucleones, empleando haces de iones de un acelerador. Pueden utilizarse haces con energías aún más altas para crear núcleos a temperaturas muy elevadas, y hay indicios de que estos experimentos han producido una transición de fase de la materia nuclear normal a un nuevo estado, el plasma de quarks-gluones, en el que los quarks se mezclan entre sí, en lugar de estar segregados en tripletes como ocurre en los neutrones y protones.

Descomposición nuclear

Si un núcleo tiene muy pocos o demasiados neutrones puede ser inestable, y se desintegrará al cabo de cierto tiempo. Por ejemplo, los átomos de nitrógeno-16 (7 protones, 9 neutrones) se desintegran en átomos de oxígeno-16 (8 protones, 8 neutrones) a los pocos segundos de ser creados. En esta desintegración, un neutrón del núcleo de nitrógeno se convierte en un protón y un electrón por la fuerza nuclear débil. El elemento del átomo cambia porque si antes tenía siete protones (lo que lo convierte en nitrógeno) ahora tiene ocho (lo que lo convierte en oxígeno). Muchos elementos tienen múltiples isótopos que son estables durante semanas, años o incluso miles de millones de años.

Fusión nuclear

Cuando dos núcleos ligeros entran en contacto muy estrecho es posible que la fuerza fuerte los fusione. Se necesita una gran cantidad de energía para acercar los núcleos lo suficiente para que la fuerza fuerte tenga efecto, por lo que el proceso de fusión nuclear sólo puede tener lugar a temperaturas o densidades muy elevadas. Una vez que los núcleos están lo suficientemente juntos, la fuerza fuerte vence su repulsión electromagnética y los aplasta formando un nuevo núcleo. Se libera una gran cantidad de energía cuando los núcleos ligeros se fusionan porque la energía de enlace por nucleón aumenta con el número de masa hasta el níquel-62. Las estrellas como nuestro sol se alimentan de la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio, dos positrones y dos neutrinos. La fusión incontrolada del hidrógeno en helio se conoce como desbordamiento termonuclear. En la actualidad, varios centros de investigación están investigando para encontrar un método económicamente viable de utilizar la energía de una reacción de fusión controlada (véase JET e ITER).

Fisión nuclear

Para los núcleos más pesados que el níquel-62 la energía de enlace por nucleón disminuye con el número de masa. Por tanto, es posible que se libere energía si un núcleo pesado se rompe en dos más ligeros. Esta división de átomos se conoce como fisión nuclear.

El proceso de desintegración alfa puede considerarse como un tipo especial de fisión nuclear espontánea. Este proceso produce una fisión muy asimétrica porque las cuatro partículas que componen la partícula alfa están especialmente unidas entre sí, lo que hace que la producción de este núcleo en la fisión sea especialmente probable.

Para algunos de los núcleos más pesados que producen neutrones en la fisión, y que también absorben fácilmente neutrones para iniciar la fisión, se puede obtener un tipo de fisión iniciada por neutrones, en una llamada reacción en cadena. [Las reacciones en cadena se conocían en química antes que en física, y de hecho muchos procesos familiares como los incendios y las explosiones químicas son reacciones químicas en cadena]. La reacción en cadena de fisión o "nuclear", que utiliza neutrones producidos por la fisión, es la fuente de energía de las centrales nucleares y de las bombas nucleares de tipo fisión, como las dos que Estados Unidos utilizó contra Hiroshima y Nagasaki al final de la Segunda Guerra Mundial. Los núcleos pesados como el uranio y el torio pueden sufrir una fisión espontánea, pero es mucho más probable que sufran una descomposición por desintegración alfa.

Para que se produzca una reacción en cadena iniciada por los neutrones, debe haber una masa crítica del elemento presente en un espacio determinado y bajo ciertas condiciones (estas condiciones frenan y conservan los neutrones para las reacciones). Existe un ejemplo conocido de reactor de fisión nuclear natural, que estuvo activo en dos regiones de Oklo, Gabón, África, hace más de 1.500 millones de años. Las mediciones de la emisión natural de neutrinos han demostrado que alrededor de la mitad del calor que emana del núcleo de la Tierra procede de la desintegración radiactiva. Sin embargo, no se sabe si algo de esto resulta de las reacciones en cadena de la fisión.

Producción de elementos pesados

A medida que el Universo se fue enfriando tras el big bang, acabó siendo posible que existieran las partículas tal y como las conocemos. Las partículas más comunes que se crearon en el big bang y que aún hoy son fácilmente observables para nosotros fueron los protones (hidrógeno) y los electrones (en igual número). Algunos elementos más pesados se crearon al chocar los protones entre sí, pero la mayoría de los elementos pesados que vemos hoy se crearon en el interior de las estrellas durante una serie de etapas de fusión, como la cadena protón-protón, el ciclo CNO y el proceso de triple alfa. Durante la evolución de una estrella se crean elementos progresivamente más pesados.

Dado que la energía de enlace por nucleón alcanza su punto máximo en torno al hierro, sólo se libera energía en los procesos de fusión que se producen por debajo de este punto. Como la creación de núcleos más pesados por fusión cuesta energía, la naturaleza recurre al proceso de captura de neutrones. Los neutrones (debido a su falta de carga) son fácilmente absorbidos por un núcleo. Los elementos pesados se crean por un proceso lento de captura de neutrones (el llamado proceso s) o por el proceso rápido o r. El proceso s se produce en las estrellas térmicamente pulsantes (llamadas AGB, o estrellas de rama gigante asintótica) y tarda de cientos a miles de años en alcanzar los elementos más pesados, como el plomo y el bismuto. Se cree que el proceso r se produce en las explosiones de supernova porque se dan las condiciones de alta temperatura, alto flujo de neutrones y materia expulsada. Estas condiciones estelares hacen que las sucesivas capturas de neutrones sean muy rápidas, implicando a especies muy ricas en neutrones que luego se desintegran beta a elementos más pesados, especialmente en los llamados puntos de espera que corresponden a núclidos más estables con cáscaras de neutrones cerradas (números mágicos). La duración del proceso r suele ser de unos pocos segundos.