Límite de estabilidad

En física nuclear , los límites para la estabilidad de los núcleos se denominan límites de estabilidad o líneas de goteo . Los núcleos atómicos contienen tanto protones como neutrones : el número de protones define la identidad de un elemento (por ejemplo, el carbono siempre tiene 6 protones), pero el número de neutrones puede variar (el carbono 13 y el carbono 14 son, por ejemplo, dos isótopos del carbono. El número de isótopos de cada elemento se puede representar visualmente dibujando cuadros, cada uno de ellos representa un solo isótopo, en un gráfico con el número de neutrones en el eje x (eje X) y el número de protones en el eje y (Y eje), que normalmente se denomina mapa de nucleidos .

Una combinación arbitraria de protones y neutrones no conduce necesariamente a un núcleo estable . Uno puede moverse hacia arriba y / o moverse a la derecha del mapa de núcleos agregando un tipo de nucleón (es decir, un protón o un neutrón, ambos llamados nucleones) a un núcleo dado. Sin embargo, agregar nucleones uno por uno a un núcleo dado eventualmente conducirá a un núcleo recién formado que se desintegra inmediatamente, emitiendo un protón (o un neutrón). Hablando coloquialmente, decimos que el nucleón ha "goteado" fuera del núcleo, dando así el término "línea de goteo".

Los límites de estabilidad se definen para protones, neutrones y partículas alfa y tienen un papel importante en la física nuclear . Los límites de estabilidad de los nucleones se encuentran en proporciones extremas de protones a neutrones: para proporciones p: n en o más allá de los límites de estabilidad, no puede existir un núcleo estable. La posición del límite de estabilidad de neutrones no se conoce bien para la mayor parte del mapa del núcleo, mientras que los límites de estabilidad de protones y alfa se han medido en una amplia gama de elementos.

Descripción general

Un núcleo está formado por protones , partículas con carga eléctrica positiva y neutrones , partículas de carga eléctrica cero. Los protones y los neutrones interactúan entre sí a través de la fuerza nuclear , que es una interacción residual de la fuerte interacción entre los quarks que forman los protones y los neutrones. La presencia de neutrones en el interior del núcleo permite compensar la repulsión de Coulomb que se ejerce entre todos los protones presentes en el núcleo. Si un núcleo tiene muy pocos neutrones en relación con su número de protones, entonces la interacción nuclear ya no es suficiente para unir los nucleones en el núcleo; la adición de un protón adicional en este núcleo no es posible porque la energía necesaria para su unión no está disponible; se expulsa del kernel en unos 10-21 segundos. Los núcleos a los que no es posible añadir un protón adicional constituyen entonces el límite de existencia del protón.

Un núcleo con demasiados neutrones en relación con su número de protones tampoco existe principalmente debido al principio de exclusión de Pauli .

Entre estas dos líneas, cuando un núcleo tiene una relación favorable entre su número de protones y neutrones, la masa nuclear total está limitada por la desintegración alfa, o límite de la existencia alfa, que conecta los límites de la existencia de protones y neutrones. El límite de existencia alfa es algo difícil de visualizar ya que tiene secciones en el centro del mapa. Estos límites existen debido a la desintegración de partículas, por lo que una transición nuclear exotérmica puede tener lugar a través de la emisión de uno o más nucleones (que no debe confundirse con la desintegración de una partícula en física de partículas ). Este concepto puede entenderse aplicando solo el principio de conservación de la energía a la energía de enlace nuclear .

Transiciones permitidas

Considerando si una transmutación, una reacción o una desintegración nuclear específica, está energéticamente autorizada, solo es necesario sumar las masas de los núcleos iniciales (inicial) y restar de este valor la suma de las masas de las partículas producidas. . Si el resultado, o el valor Q , es positivo, la transmutación está permitida o es exotérmica porque se libera energía. Por el contrario, si el valor Q es negativo, la reacción es endotérmica, ya que al menos esta cantidad de energía debe suministrarse al sistema para que se produzca la transmutación. Por ejemplo, para determinar si el 12 C, el isótopo de carbono más común, puede transformarse en 11 B emitiendo un protón, se encuentra que se deben agregar aproximadamente 16 MeV al sistema para que este proceso sea permitido. Si bien los valores de Q pueden usarse para describir la transmutación nuclear, para la desintegración también se usa la energía de separación de una partícula S; es equivalente al negativo del valor Q. En otras palabras, la energía de separación de protones S p indica cuánta energía debe agregarse a un núcleo dado para eliminar un solo protón de él. Así, las líneas de estabilidad de partículas definen los límites donde la energía de separación de una partícula es menor o igual a cero, de modo que se permite energéticamente una emisión espontánea de esta partícula.

Terminología

El término inglés "drip line" se utiliza principalmente en la comunidad científica francófona. Literalmente significa "línea de goteo". Este nombre proviene de la analogía con el agua. Los nucleones fluyen de núcleos que son demasiado ricos en un tipo de nucleón por la misma razón que el agua gotea de un grifo con fugas: en el caso del agua, hay un potencial menor que es accesible y que es lo suficientemente grande como para exceder la tensión superficial produciendo así una gota en el caso de un núcleo, la emisión de una partícula por un núcleo, a pesar de la fuerte fuerza nuclear , da como resultado un potencial total del núcleo y la partícula emitida en un estado de menor energía. Debido a que los nucleones se cuantifican , solo los valores enteros se representan en el mapa de isótopos; esto indica que el límite de estabilidad no es lineal, sino que parece una característica escalonada más cercana.

En francés, a veces encontramos las expresiones "límite de enlace", "límite de enlace nuclear en número de neutrones / protones", "límite de estabilidad en neutrones / protones", "límites teóricos de existencia de núcleos ligados", "límite de neutrones / existencia de protones ”,“ límite de cohesión nuclear ”o incluso“ límites de cohesión del núcleo ”.

El término "límite de estabilidad" no debe confundirse con el valle de estabilidad . No opone núcleos estables a núcleos radiactivos, sino núcleos unidos (que tienen energía de unión positiva), sean o no radiactivos, a núcleos que no están unidos.

Los núcleos cercanos a los límites de estabilidad son raros en la Tierra

De los tres tipos de radiactividad natural (α, β y γ), solo la radiactividad alfa es un tipo de radiactividad resultante de una fuerte interacción nuclear . Otra radiactividad de protones y neutrones tiene lugar mucho antes en la vida de las especies atómicas y antes de que se forme la Tierra. Por tanto, la desintegración alfa puede considerarse como una desintegración de partículas o, con menos frecuencia, como un caso especial de fisión nuclear . L'échelle de temps pour la force nucléaire forte est beaucoup plus rapide que l' interaction faible ou que la force électromagnétique , ainsi le temps de vie des noyaux au-delà de la limite de stabilité est généralement de l'ordre de la nanoseconde ou menos. Para alfa decaimiento, la escala de tiempo puede ser mucho más larga que la emisión de un protón o un neutrón debido a la altura de la Coulomb potencial barrera visto por una partícula alfa en un núcleo (la partícula alfa obligada túnel a través de esta barrera). Como resultado, no existe un núcleo natural en la Tierra que se descomponga para emitir un protón o un neutrón ; por otro lado, tales núcleos se pueden crear, por ejemplo, en laboratorios con aceleradores o naturalmente en estrellas .

Tales desintegraciones de partículas generalmente no se conocen porque la desintegración por emisión de partículas está gobernada por la interacción fuerte , que como la fuerza de Coulomb en el caso de partículas cargadas, puede actuar muy rápidamente (del orden de femtosegundos o menos). En el nivel de la física nuclear, los núcleos que se encuentran más allá del límite de estabilidad en partículas no unidas y no se considera que existan, porque solo pueden existir en el continuo en lugar de en estados cuantificados discretos. A nivel de los límites de estabilidad de protones y neutrones, una conveniencia de nomenclatura es considerar los núcleos en descomposición por radiactividad beta como estables (estrictamente hablando son partículas estables), debido a la diferencia significativa en las escalas de tiempo entre estos dos modos de disminución.

Por lo tanto, el único tipo de núcleos que tienen una vida media suficientemente larga y que se desintegran emitiendo un protón o un neutrón son los de la clase de desintegración retardada beta, donde primero se invierte la isospina de un nucleón (protón a neutrón o viceversa ) a través de la desintegración beta, entonces si la energía de separación de una partícula es menor que cero, el núcleo hijo emitirá una partícula. La mayoría de las fuentes de γ son técnicamente desintegraciones retardadas de γ β; algunas fuentes γ tienen retardo α, pero generalmente se clasifican con las otras fuentes α.

Origen de la estructura nuclear de los límites de estabilidad

Es posible ver el origen de los límites de estabilidad considerando los niveles de energía en un núcleo. La energía de un nucleón en un núcleo es la energía de la masa menos su energía de enlace . Además, es necesario tener en cuenta una energía procedente de la degeneración: por ejemplo, un nucleón con una energía E 1 estará obligado a tener una energía superior a E 2 si se cumplen todos los estados de menor energía. Esto se debe al hecho de que los nucleones son fermiones y obedecen a la estadística de Fermi-Dirac . El trabajo realizado para llevar este nucleón a un nivel de energía más alto da como resultado una presión conocida como presión degenerativa .

Por lo tanto, la energía de un nucleón en un núcleo puede verse como su energía de masa menos su energía de enlace efectiva que disminuye cuando se pueblan niveles de energía más altos. Eventualmente, esta energía de enlace efectiva puede volverse cero cuando el nivel de energía ocupado más alto, la energía de Fermi , es igual a la energía de masa de un nucleón. En este momento, no es posible agregar un nucleón con la misma isospina al núcleo, ya que el nuevo nucleón tendrá energía de unión efectiva negativa, es decir, es energéticamente más favorable (el sistema tendrá una energía total menor) para que el nucleón sea creado fuera del núcleo. Este es el límite de estabilidad de este elemento.

Interés astrofísico

En astrofísica nuclear, los límites de estabilidad son particularmente útiles para delinear los límites de una nucleosíntesis explosiva , así como en otras circunstancias lo que ocurre en condiciones de temperatura y presión extremas que se encuentran en objetos como estrellas de neutrones.

Nucleosíntesis

Los entornos astrofísicos explosivos a menudo proporcionan corrientes muy grandes de partículas de alta energía que pueden ser capturadas por núcleos de semillas. En estos entornos, la captura de neutrones radiativos, ya sea de protones o neutrones, será mucho más rápida que la desintegración beta, y estos entornos astrofísicos con grandes flujos de neutrones y protones de alta energía no se conocen hasta ahora, las reacciones tendrán lugar antes de la desintegración beta. y conducir a alcanzar los límites de estabilidad de protones o neutrones, según corresponda. Sin embargo, una vez que el núcleo ha alcanzado un límite de estabilidad, ningún nucleón adicional puede unirse a ese núcleo y el núcleo debe decaer primero por radiactividad beta antes de que pueda tener lugar la captura de un nucleón adicional.

Fotodisintegración

Mientras que el Límite de Estabilidad establece los límites últimos de la nucleosíntesis primordial, en entornos de alta energía, la ruta de combustión puede estar limitada antes de que se alcance el Límite de Estabilidad por fotodesintegración , donde un rayo gamma de alta energía expulsa un nucleón de un núcleo. El mismo núcleo se somete al mismo tiempo a un flujo de nucleones y fotones, de modo que se alcanza un equilibrio a medida que aumenta la masa para una determinada especie nuclear. En este sentido, también se podría imaginar un límite de estabilidad que se aplica a la fotodesintegración en ambientes particulares, pero debido a que los nucleones son expulsados energéticamente de los núcleos y no se emiten como "gotas", en tal caso, la terminología es engañosa y no se utiliza.

Como el baño de fotones se describe generalmente mediante una distribución de Planck , los fotones de mayor energía serán menos abundantes y, por lo tanto, la fotodesintegración no será significativa hasta que la energía de separación de un nucleón comience a acercarse a cero cuando uno se acerque al límite de estabilidad, donde la fotodesintegración puede ser inducida por rayos gamma de menor energía. A 10 9 K , la distribución de fotones es lo suficientemente enérgica como para expulsar nucleones de cualquier núcleo que tenga una energía de separación de menos de 3 MeV , pero para saber qué núcleos existen y en qué abundancia, también se debe considerar la captura radiativa.

Como la captura de neutrones puede tener lugar en cualquier régimen energético, la fotodesintegración de neutrones no es importante excepto a altas energías. Sin embargo, dado que las capturas de protones se evitan debido a la barrera de Coulomb, la sección transversal de estas reacciones con partículas cargadas es muy limitada, y en regímenes de alta energía, donde la captura de protones tiene una mayor probabilidad de ocurrir. Producir, a menudo existe una competencia entre captura de protones y fotodisintegración que tiene lugar en la fusión explosiva del hidrógeno; pero debido a que el límite de estabilidad de protones está relativamente mucho más cerca del valle de estabilidad beta que del límite de estabilidad de neutrones, la nucleosíntesis puede en algunos entornos avanzar hasta el límite de estabilidad de nucleones.

Puntos de espera y escalas de tiempo

Una vez que la captura radiativa ya no puede tener lugar en un núcleo dado, ya sea debido a la fotodesintegración o al límite de estabilidad, las reacciones nucleares futuras, que conducen a masas más altas, deben pasar por una reacción con un núcleo más grande. Pesado, como 4He, o más a menudo espere una desintegración beta. Las especies nucleares en las que se acumula una fracción significativa de la masa durante un episodio particular de nucleosíntesis se denominan "puntos de retención", ya que las reacciones futuras por capturas radiativas rápidas se retrasan. No existe una definición explícita de lo que constituye un punto de retención, y es deseable un criterio cuantitativo basado en una facción de masa para un núcleo dado en un momento dado como una función de la escala de tiempo de la nucleosíntesis.

Como ya se ha señalado, las desintegraciones beta son los procesos más lentos que tienen lugar en la nucleosíntesis explosiva. Desde la perspectiva de la física nuclear, las escalas de tiempo de una nucleosíntesis explosiva se evalúan simplemente sumando los tiempos de vida media de la desintegración beta involucrados, ya que las escalas de tiempo de otros procesos nucleares son comparativamente insignificantes, incluso así en la práctica, rigurosamente, esta escala de tiempo está dominada por el suma de un tiempo de vida media de un puñado de puntos de retención nuclear.

Proceso "R"

El proceso de captura rápida de neutrones probablemente tiene lugar muy cerca del límite de estabilidad de neutrones. Por tanto, se considera generalmente que el flujo de reacción en el proceso "r" tiene lugar a lo largo del imitador de estabilidad de neutrones. Sin embargo, se desconocen los sitios astrofísicos del proceso "r", aunque se cree que tiene lugar en el colapso del núcleo de una supernova. Además, el límite de estabilidad de neutrones está muy mal determinado experimentalmente, y los modelos de masa nuclear dan varias predicciones para la ubicación precisa del límite de estabilidad de neutrones. De hecho, la física nuclear de la materia muy rica en neutrones es un tema bastante nuevo y ya ha llevado al descubrimiento de la isla de inversión y los núcleos de halo como el 11 Li, que debido a una piel de neutrones muy difusos, tiene un radio total. comparable al de 208 Pb. Aunque el límite de estabilidad de los neutrones y el proceso “r” están estrechamente relacionados en la investigación, existe una frontera desconocida que aguarda resultados de investigaciones futuras, tanto a nivel teórico como experimental.

Proceso "Rp"

El proceso de captura rápida de protones en X-burst tiene lugar en el límite de estabilidad de protones, con la excepción de algunos puntos de espera relacionados con la fotodisintegración. Esto incluye los núcleos de 21 Mg, 30 S, 34 Ar, 38 Ca, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se, 72 Kr, 76 Sr y 80 Zr.

Un patrón claro de estructura nuclear que emerge es la importancia del emparejamiento, como se puede ver, todos los puntos de expectativa anteriores están en núcleos con un número par de protones y todos, excepto 21 Mg, también tienen un número par de neutrones. Sin embargo, los puntos de retención dependerán de los supuestos del modelo de explosión de rayos X, como la metalicidad , la tasa de acreción y la hidrodinámica, con, por supuesto, las incertidumbres nucleares y, como se mencionó anteriormente, la definición exacta del punto d. La expectativa puede no ser ser el mismo de un estudio a otro. Aunque existen incertidumbres nucleares, en comparación con otros procesos nucleosintéticos explosivos, el proceso "rp" está bastante bien restringido experimentalmente, ya que todos los núcleos en los puntos de retención anteriores se han observado al menos en laboratorio. Así como las entradas de la física nuclear se pueden encontrar en la literatura o en compilaciones de datos, la infraestructura informática para la astrofísica nuclear permite hacer un posprocesamiento de los cálculos sobre los diferentes modelos de ráfagas de rayos X, y definirse a uno mismo. los puntos de espera, así como modificar cualquier parámetro nuclear.

Si bien el proceso "rp" en X-burst puede encontrar dificultades al pasar el punto de espera de 64 Ge, es seguro que en X púlsares donde el proceso "rp" es estable, el límite de estabilidad alfa coloca un límite mayor que cerca de A = 100 para la masa, que puede alcanzarse mediante reacciones continuas; la ubicación exacta del límite de estabilidad alfa es una cuestión actualmente debatida, y se sabe que 106 Te disminuye por la emisión de partículas alfa mientras que 103 Sb está ligado. Sin embargo, se ha demostrado que si hay episodios de enfriamiento o mezcla de núcleos previos en la zona de reacción, se pueden crear núcleos tan pesados como 126 Xe.

Estrellas de neutrones

En las estrellas de neutrones, existen núcleos pesados ricos en neutrones cuando los electrones relativistas penetran en los núcleos y producen desintegraciones beta inversas, en las que un electrón se combina con un protón en el núcleo para formar un neutrón y un neutrino de electrones:

{\ Displaystyle p + e ^ {-} \ flecha derecha n + \ nu _ {e}}

A medida que se crean más y más neutrones en los núcleos, los niveles de energía de los neutrones se llenan hasta un nivel de energía igual a la masa en reposo de un neutrón. En este punto, cualquier electrón que ingrese a un núcleo creará un neutrón, que escapará del núcleo. En este punto tenemos:

{\ Displaystyle E_ {F} ^ {n} = m_ {n} c ^ {2} \,}

Y a partir de este punto la ecuación

{\ Displaystyle E_ {F} ^ {n} = {\ sqrt {(p_ {F} ^ {n}) ^ {2} c ^ {2} + m_ {n} ^ {2} c ^ {4}} } \,}

se aplica, donde p F n es el pulso de Fermi del neutrón. A medida que penetramos más profundamente en la estrella de neutrones, la densidad de los neutrones libres aumenta, y a medida que aumenta el pulso de Fermi al aumentar la densidad, aumenta la energía de Fermi , por lo que los niveles de energía aumentan. Por debajo del nivel superior se alcanza la energía de separación de neutrones y fluyen más y más neutrones. de los núcleos para que obtengamos núcleos en un fluido de neutrones. Finalmente, todos los neutrones fluyen fuera de los núcleos y llegamos al fluido de neutrones dentro de la estrella de neutrones.

Valores conocidos

Límite de estabilidad de neutrones

Los valores del límite de estabilidad de neutrones se conocen solo para los primeros ocho elementos, desde el hidrógeno hasta el oxígeno. Para Z = 8 , el número máximo de neutrones es 16, lo que produce 24 O como el isótopo de oxígeno más pesado posible.

El magnesio 40 ( Z = 12 ), observado por primera vez en 2007, también se encuentra en los neutrones de la línea de goteo . De hecho, su neutrón más externo no está confinado en el núcleo, y 40 Mg deben su estado de núcleo unido solo a la existencia de acoplamientos neutrón-neutrón. También exhibe transiciones nucleares inesperadas.

Límite de estabilidad de protones

La posición general del límite de estabilidad de los protones está bien establecida. Para todos los elementos naturales de la Tierra que tienen un número impar de protones, se ha observado experimentalmente al menos una especie con energía de separación de protones negativa. Hasta el germanio , se conoce la posición del límite de estabilidad de varios elementos con un número par de protones, pero ninguno más allá de este punto figura en los datos nucleares evaluados. Hay algunos casos excepcionales en los que, debido al emparejamiento nuclear , hay algunos isótopos unidos más allá del límite de estabilidad de los protones, como 8 B y 178 Au . También podemos notar que cerca de los números mágicos , el límite de estabilidad es menos conocido. A continuación se proporciona una compilación de los primeros núcleos no unidos conocidos más allá del límite de estabilidad de protones, junto con el número de protones Z y los isótopos correspondientes, del Centro Nacional de Datos Nucleares.

Z	Isótopo
1	N / A
2	2 Él
3	5 Li
4	5 ser
5	7 B, 9 B
7	11 N
8	12 O
9	16 F
11	19 Na
12	19 mg
13	21 Al
15	25 P
17	30 cl
19	34 K
21	39 Sc
23	42 V
25	45 Mn
27	50 Co
29	55 Cu
31	59 Ga
32	58 Ge
33	65 as
35	69 HAB
37	73 Rb
39	77 Y
41	81 Nb
43	85 Tc
45	89 Rh
47	93 Ag
49	97 adentro
51	105 Sb
53	110 yo
55	115 C
57	119 El
59	123 Pr
61	128 pm
63	134 UE
sesenta y cinco	139 Tb
67	145 Ho
69	149 toneladas
71	155 Leer
73	159 Tu
75	165 Re
77	171 Ir
79	175 Au, 177 Au
81	181 Tl
83	189 Bi
85	195 en
87	201 Fr
89	207 Ac
91	214 Pa

Cálculos ab initio

En 2020, un estudio ab initio a partir de las interacciones quirales con dos y tres nucleones permitió calcular la energía del estado fundamental y las energías de separación (in) de todos los núcleos plausibles desde el helio al hierro , casi 700 nucleones en total. Los resultados están de acuerdo con los resultados experimentales y constituyen predicciones para los núcleos aún desconocidos. En concreto, confirman la existencia del núcleo 60 Ca (40 neutrones ) y predicen la de isótopos de calcio con 48 y 50 neutrones, o incluso 56 o más.

Notas y referencias

Notas

En inglés cotidiano, la expresión línea de goteo se aplica al perímetro de un árbol directamente sobre la periferia de sus ramas (la línea más allá de la cual recibimos las gotas de lluvia), así como a los rieles de goteo en los mataderos .

Referencias

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