Tipos de reacciones nucleares

• Difusión: La partícula emitida es de la misma naturaleza que la partícula incidente.
• Fotonuclear: La partícula incidente es un fotón.
• Captura radiactiva: La partícula emergente es un fotón.
• Proceso radiactivo natural: Ninguna partícula incidente; se produce espontáneamente.
• Fisión: Un núcleo pesado se escinde en dos.
• Fusión: Dos núcleos ligeros se funden dando lugar a uno mayor.

Principio de indeterminación de Heisenberg

En 1927, Werner Heisenberg postuló que era imposible determinar simultáneamente la posición y la cantidad de movimiento de un electrón, por lo que es imposible determinar su trayectoria (en contra de lo indicado por Bohr). La medida de la cantidad de movimiento de un electrón implica recurrir a su carácter ondulatorio, por lo que su carácter corpuscular no tiene efecto. El efecto contrario ocurre cuando se trata de determinar su posición.

Existe, pues, un límite a la hora de medir simultáneamente ambos parámetros. El principio de incertidumbre establece que el producto de las imprecisiones de ambas magnitudes es siempre mayor o igual que h/2π:

Δx Δp ≥ h/2π

Esta relación no es sólo aplicable al mundo microscópico, sino que es inherente a la realidad. El pequeño valor de h (constante de Planck) hace que sólo deba ser tenido en cuenta para partículas subatómicas.

Reacciones de fisión

Tienen lugar cuando un núcleo pesado captura un neutrón lento que le proporciona la energía de activación necesaria para que se escinda en dos fragmentos casi iguales. Estos neutrones pueden originar más fisiones, dando lugar a una reacción en cadena. Esta reacción es exotérmica (desprende calor).

Por cada nucleón, hay un aumento en la energía de ligadura de unos 0,9 MeV; como hay 235 nucleones (en el caso del ²³⁵U), significa un aumento de unos 200 MeV por cada núcleo fisionado. Esta pérdida de masa se invierte en energía cinética de los neutrones emitidos y en energía de las radiaciones gamma (γ).

En el núcleo de un reactor nuclear podemos distinguir varias partes:

• El combustible: Suele ser uranio natural enriquecido en ²³⁵U. Casi todo el uranio natural es ²³⁸U, que no es fisionable y captura neutrones, colaborando para impedir una reacción en cadena descontrolada.
• El moderador: Convierte los neutrones rápidos procedentes de la fisión en lentos, absorbiendo su energía por medio de choques elásticos. Suele usarse agua pesada o un bloque de grafito.
• Los elementos de control: Suelen ser varillas de sustancias que absorben neutrones, como el cadmio, boro o hafnio. Su misión es evitar una reacción incontrolada, regulando la población de neutrones.
• El fluido refrigerante: Extrae del núcleo el calor producido en la reacción para, generalmente, producir energía eléctrica mediante un ciclo termodinámico.

Reacciones de fusión

Consiste en la unión de dos núcleos ligeros para dar origen a uno más pesado, liberando energía. Es un proceso espontáneo en estrellas como el Sol, donde la temperatura es del orden de millones de Kelvin (aproximadamente 10⁷ K en el núcleo).

En los años 50 se consiguió por primera vez la fusión nuclear de forma explosiva (con la bomba H o bomba de hidrógeno) mediante una explosión atómica de fisión previa para conseguir la temperatura adecuada. La energía liberada en reacciones típicas de fusión (como Deuterio-Tritio) es considerable (ej. 17,6 MeV).

Esta será, en el futuro, una fuente prácticamente inagotable de energía potencialmente más limpia que la fisión, pues no produce residuos radiactivos de larga duración de forma directa. Pero para producir la fusión de forma controlada, se debe elevar la temperatura hasta que los electrones sean arrancados de los átomos, formando un plasma. Así, los átomos forman una especie de gas formado por núcleos y electrones donde se producen choques entre los núcleos con energía cinética muy alta.

Para llegar al estado de plasma no hay un gran problema, pues la temperatura es «solo» del orden de 10⁴ K. Sin embargo, para que los núcleos tengan una energía cinética suficiente para vencer la repulsión coulombiana y que los choques sean efectivos para la fusión, la temperatura debe rondar los 10⁸ K o más. Es entonces cuando surge el problema del confinamiento del plasma, ya que no puede tocar las paredes del recipiente. Por eso se investiga con confinamiento magnético (como en los Tokamaks) o inercial, que comprimen y calientan el plasma.

Aplicaciones de la radiactividad

Cuando sobre la materia interaccionan radiaciones ionizantes, se producen algunos efectos como la dispersión y absorción, que son muy útiles para:

• Medir espesores, densidades, humedad.
• Estudiar capas de sedimentos.
• Realizar gammagrafías (radiografías de objetos densos o industriales).

Además, la radiación produce ciertos efectos sobre la materia como ionización, excitación molecular, daño celular, destrucción de microorganismos, etc., lo cual hace que sea muy útil en diversas áreas:

• La conservación de alimentos (irradiación).
• La esterilización de material médico.
• La conservación de monumentos (tratamiento de maderas, etc.).
• La lucha contra plagas de insectos (técnica del insecto estéril).
• La eliminación de electricidad estática en procesos industriales.
• La construcción de detectores de humo (fuentes de americio).
• La datación de objetos (Carbono-14, Potasio-Argón).

También se usan isótopos radiactivos como trazadores, incorporándolos a alguna sustancia para seguir su recorrido o metabolismo por medio de la radiación emitida. Esto se usa en:

• Técnicas analíticas y de investigación.
• Estudios de cinética química y biológica.
• El diagnóstico de enfermedades (medicina nuclear, PET).
• El estudio del transporte de fluidos en la industria o en el medio ambiente.

Principio de relatividad de Galileo

Los datos experimentales y las ecuaciones del electromagnetismo de Maxwell nos indican que la velocidad de la luz en el vacío (c) es la misma para cualquier sistema de referencia inercial. Pero según la transformación de Galileo para las velocidades, la velocidad de cualquier partícula es dependiente del sistema de referencia:

V’ = V – V_o

Donde V’ es la velocidad medida en un sistema S’, V es la velocidad medida en un sistema S, y V_o es la velocidad relativa entre S’ y S. Esta fórmula clásica entra en conflicto con la constancia de la velocidad de la luz, lo que llevó al desarrollo de la Relatividad Especial de Einstein.