¿Qué mantiene unido al núcleo? En un núcleo hay varios protones, todos los cuales son positivos. ¿Por qué no se separan? Resulta que en los núcleos hay, además de las fuerzas eléctricas, fuerzas no eléctricas, llamadas fuerzas nucleares, que son mayores que las fuerzas eléctricas y que son capaces de mantener unidos a los protones a pesar de la repulsión eléctrica. Las fuerzas nucleares, sin embargo, tienen un alcance corto: su fuerza disminuye mucho más rápidamente que . Y esto tiene una consecuencia importante. Si un núcleo tiene demasiados protones, se vuelve demasiado grande y no permanecerá unido. Un ejemplo es el uranio, con 92 protones. Las fuerzas nucleares actúan principalmente entre cada protón (o neutrón) y su vecino más cercano, mientras que las fuerzas eléctricas actúan a distancias mayores, provocando una repulsión entre cada protón y todos los demás del núcleo. Cuantos más protones hay en un núcleo, más fuerte es la repulsión eléctrica, hasta que, como en el caso del uranio, el equilibrio es tan delicado que el núcleo está casi listo para volar aparte de la repulsión eléctrica. La energía que se libera es la energía de la bomba atómica. Esta energía suele llamarse energía "nuclear", pero en realidad es energía "eléctrica" que se libera cuando las fuerzas eléctricas superan a las fuerzas nucleares de atracción.
Capítulo 1, Volumen II, Las conferencias de Feynman sobre física
Si es tan difícil para los nucleones permanecer juntos, ¿cómo se formó el primer núcleo?
Para hacer un núcleo, se deben juntar múltiples protones y neutrones. Es razonable suponer que los nucleones están separados por al menos varios diámetros de protones antes de que se forme cualquier núcleo. Dado que las fuerzas nucleares caen mucho más rápido que las fuerzas eléctricas a lo largo de las distancias, siempre habrá una repulsión eléctrica que impedirá que los protones componentes se unan (a menos que ya estén muy cerca, lo cual es poco probable). ¿Qué une a los protones para formar núcleos?
Necesita temperaturas muy altas para que haya suficiente energía para vencer la repulsión eléctrica. Esto puede suceder de varias maneras. Uno es unos minutos después del Big Bang, que produjo una cantidad inicial principalmente de hidrógeno y helio. Después de eso, los núcleos más pesados se crearon en procesos de fusión en estrellas y en explosiones de supernovas.
Bueno, inicialmente (a larga distancia), sus diferentes núcleos se empujarán entre sí debido a la repulsión eléctrica. Esto forma una especie de "barrera de energía", que debe superarse para lograr la fusión nuclear. Básicamente, debe proporcionar el "empuje" necesario para acercar los núcleos lo suficiente para que las fuerzas nucleares puedan hacer su trabajo.
Es como si tuvieras a dos personas que realmente no se llevan bien al principio. Pero, bajo la recomendación de un amigo común que los empuja a estar juntos, es posible que se den cuenta de que este tipo es realmente genial después de todo, una vez que lo conoces.
La forma más natural de proporcionar este impulso es simplemente la energía térmica: a temperaturas muy altas, cada partícula se moverá muy rápido en todas las direcciones; tan rápido que no podrían ser detenidos por la repulsión eléctrica y superar la barrera. Y una vez que llegan a ese punto, pueden darse cuenta de que es un buen lugar para quedarse porque esa atracción nuclear se está volviendo muy fuerte.
Esto es básicamente lo que sucede dentro del sol (fusión nuclear de hidrógeno en helio) y lo que lo alimenta (porque el proceso emite mucho calor). Pequeños ayudantes como el efecto de túnel cuántico también entran en juego, de modo que esto se puede lograr a temperaturas más bajas de lo que sería a partir de predicciones clásicas puras. Pero creo que no es necesario elaborar esto para responder a su pregunta conceptual :)
EDITAR : para responder a su comentario, así es como podría hacer una estimación (muy) simplificada de la probabilidad de que 2 partículas choquen entre sí. Para facilitar las cosas, supongamos primero que está a una temperatura tan alta que las interacciones electrónicas pueden ignorarse (la barrera de energía es insignificante en comparación con la energía cinética promedio)
Entonces estará en la situación de un movimiento browniano aleatorio, donde las partículas tienen velocidades aleatorias, dadas por una distribución de probabilidad P(v) para tener una velocidad v (esta distribución, por supuesto, está determinada por su temperatura y mecánica estadística, consulte Maxwell- Distribución de Boltzmann (se puede suponer isotrópica). La probabilidad de colisión dependerá de la Densidad de su gas de partículas. Digamos que tienes N partículas en un volumen Vtot.
Una partícula esférica de radio r que se mueve a una velocidad v en un tiempo dt cubrirá un volumen adicional de
donde v* es la velocidad media. Luego puede simplemente integrarse con el tiempo.
Por supuesto, tener en cuenta las interacciones eléctricas modificaría el resultado y haría mucho más compleja la estimación de la distribución de Velocidades (problema de muchos cuerpos, básicamente). También debería tener en cuenta que una partícula con una "velocidad infinita" (o lo suficientemente alta) puede no quedar atrapada por la interacción nuclear, lo que agregaría una capa de complejidad.
Bueno, en pocas palabras: todo esto es una aproximación bruta para evitar que el problema cuántico de muchos cuerpos sea un poco divertido. Pero creo que este límite de "temperatura infinita" puede ser esclarecedor para probar cómo las altas temperaturas pueden permitir que las partículas se acerquen y finalmente se adhieran.
Para los neutrones, que son eléctricamente neutros, no hay repulsión de Coulomb que los mantenga alejados del núcleo. Como tal, es bastante "fácil" que los neutrones se absorban en un núcleo*, por lo que la radiación de neutrones tiende a hacer que los materiales sean radiactivos: los neutrones se absorben en los núcleos del material, que se convierten en un isótopo diferente, posiblemente inestable. . Entonces, el argumento presentado solo se aplica en los casos en que ambos fragmentos/nucleones nucleares están cargados positivamente (lo que significa que ninguno de ellos son neutrones libres, ya que actualmente no hay sistemas de múltiples neutrones unidos confirmados).
En ese caso, la respuesta básica, con algunas salvedades, es que la energía cinética de los cuerpos que chocan los acerca lo suficiente como para que la fuerza nuclear de atracción** sea significativa.
En colisiones como esta, los dos objetos comienzan con cierta energía cinética inicial, lo suficientemente lejos el uno del otro para ser considerados "en el infinito" en lo que se refiere a los campos eléctricos. En el punto de máxima aproximación, los dos objetos no tienen energía cinética (en el marco del centro de masa), por lo que prácticamente toda la energía cinética que poseían inicialmente los objetos ahora se convierte en energía potencial eléctrica. . Una energía potencial más alta corresponde a una separación más pequeña entre los dos objetos (que se repelen), y una energía cinética inicial más alta corresponde a una energía potencial final más alta. Por lo tanto, cuanto mayor sea la energía cinética inicial, menor será la separación final de los dos objetos. Acérquelos lo suficiente y la fuerza nuclear de atracción se hará cargo.
Por ejemplo, podemos hacer este cálculo con dos protones. Supongamos que chocan de frente , y que deben estar separados por 1 fm como máximo para que la fuerza nuclear de atracción se haga cargo. Entonces podemos igualar la suma de las energías cinéticas a las energías potenciales de Coulomb . Conectando los valores antes mencionados, requerimos keV. Dividiendo esto por la constante de Boltzmann da una temperatura asociada de 8.3 mil millones de Kelvin! Obviamente, esta es una temperatura demasiado alta incluso para los núcleos de las estrellas, por lo que debería ser desconcertante.
La solución a este rompecabezas es doble: primero, tenemos que darnos cuenta de que la temperatura asociada que hemos obtenido supone que la energía cinética promedio de un conjunto de protones está por encima del umbral de fusión. Esto no es necesario para que la fusión, por ejemplo, encienda el Sol; la fusión libera suficiente energía que incluso una tasa de fusión relativamente baja sería suficiente para contrarrestar el colapso gravitacional. Un gas de protones a una temperatura más baja aún tendrá una "cola" escasa y de muy alta energía debido a la forma en que funciona la distribución de Maxwell-Boltzmann, por lo que siempre que haya una "cola" suficiente, la fusión se puede encontrar en conjuntos. de temperatura mucho menor.
Sin embargo, cuando se hacen las comparaciones entre la temperatura del Sol y la tasa de fusión requerida, todavía nos quedamos cortos. Fue entonces cuando se dio cuenta de que los protones no son partículas clásicas . ¡En particular, las distancias involucradas con la fusión son de la misma escala que las involucradas con el túnel cuántico! Resulta que el protón puede ocasionalmente "atravesar" la parte más alta de la barrera de Coulomb, lo que reduce significativamente la energía promedio requerida para la fusión y finalmente da cifras que concuerdan con las observaciones.
Entonces, la verdadera respuesta es que la nucleosíntesis ocurre cuando hay 1) nucleones en una concentración lo suficientemente densa como para garantizar colisiones frecuentes, y 2) temperaturas promedio lo suficientemente altas como para que la cola de alta energía de la distribución de Maxwell-Boltzmann pueda atravesar la barrera de Coulomb. Generalmente, ves estas condiciones en los núcleos de las estrellas y en el universo primitivo. No es coincidencia que estos sean los lugares donde se observa que ocurre la nucleosíntesis.
*La palabra "fácil" está entre comillas aquí porque, en general, todavía es relativamente raro que esto suceda en la mayoría de las energías. Esto se debe a que, aunque no hay nada que impida que un neutrón en el objetivo ingrese al núcleo, el núcleo en sí sigue siendo un objetivo muy pequeño en comparación con el resto del átomo. Como tal, necesita una alta densidad de neutrones incidentes, o una alta densidad de núcleos objetivo, para que esto ocurra con regularidad en la mayoría de las energías (hay una excepción a esto: algunos isótopos tienen una resonancia de captura de neutrones) .a una energía particular que esencialmente hace que el núcleo parezca mucho más grande de lo que realmente es y, por lo tanto, hace que la captura de neutrones sea mucho más probable de lo que sería de otro modo). Estas condiciones generalmente solo ocurren en los núcleos de las estrellas, en los reactores nucleares y en el universo primitivo, que es donde ocurre la mayor parte de la nucleosíntesis, por lo que esto tiene sentido.
**Me refiero a la fuerza que mantiene unido al núcleo como la "fuerza nuclear atractiva" para diferenciarla de la fuerza que mantiene unidos a los quarks dentro de los nucleones, que es la fuerza nuclear fuerte. Es cierto que la fuerza nuclear fuerte es responsable en última instancia de las interacciones que generan la fuerza nuclear de atracción, pero la fuerza nuclear de atracción se ve mejor como un residuo emergente de la fuerza nuclear fuerte y se comporta de manera bastante diferente a su contraparte más fundamental.
***El campo electromagnético se lleva algo de energía debido a las cargas aceleradas, pero a las energías de las que estamos hablando, esta es una corrección muy pequeña y puede ignorarse para nuestros propósitos.
Si no chocan de frente, la energía cinética requerida será mayor, pero generalmente no más de un factor de 10 a menos que la situación sea bastante extrema, por lo que no es una suposición terrible.
Bueno, promedia dentro de un factor de 2 o 3, de todos modos.
Yashas
niels nielsen
julián barbaud