11.7: Energía del Núcleo

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Objetivos de aprendizaje

Explique de dónde viene la energía nuclear.
Describir la diferencia entre fisión y fusión.
Conocer ejemplos clave de fisión nuclear y fusión nuclear.

Se utiliza una combinación de radioquímica y química de radiación para estudiar reacciones nucleares como la fisión y la fusión. Algunas pruebas tempranas de fisión nuclear fueron la formación de un radioisótopo de bario de corta duración que fue aislado del uranio irradiado con neutrones (¹³⁹ Ba, con una vida media de 83 minutos y ¹⁴⁰ Ba, con una vida media de 12.8 días, son productos principales de fisión del uranio). La fisión nuclear es la división de un núcleo atómico. En armas y reactores nucleares, los neutrones golpean núcleos inestables para formar átomos más pequeños. La fusión nuclear es la unión de dos núcleos atómicos para formar un átomo más grande. La figura\(\PageIndex{1}\) ilustra la diferencia entre la fisión nuclear y la fusión nuclear.

Figura La fisión\(\PageIndex{1}\) nuclear ocurre con una nuclear grande que se divide en dos o más núcleos más pequeños (izquierda). La fusión nuclear ocurre cuando dos núcleos pequeños se combinan para formar un núcleo más grande (derecha).

Einstein y la equivalencia de la masa y la energía

Los cambios nucleares ocurren con una liberación simultánea de energía. ¿De dónde viene esta energía? Si pudiéramos medir con precisión las masas de los reactivos y productos de una reacción nuclear, notaríamos que la cantidad de masa cae ligeramente en la conversión de reactivos a productos. Considere la siguiente ecuación nuclear, en la que la masa molar de cada especie se indica a cuatro decimales:

\[_{235.0439}^{235}\textrm{U}\rightarrow _{138.9088}^{139}\textrm{Ba}+_{93.9343}^{94}\textrm{Kr}+_{2\times 1.0087}^{2^{1}}\textrm{n} \nonumber \]

Si comparamos la masa del reactivo (235.0439) con las masas de los productos (suma=234.8605) notamos una diferencia de masa de -0.1834 g o -0.0001834 kg. ¿A dónde fue esta misa?

Según la teoría de la relatividad de Albert Einstein, la energía (E) y la masa (m) están relacionadas por la siguiente ecuación:

\[E = mc^2 \nonumber \]

donde c es la velocidad de la luz, o\[c=3.00\times 10^{8}\, m/s \nonumber \]

En el curso de la reacción química para el uranio, la diferencia de masa se convierte en energía, que es desprendida por la reacción:

\[E=(-0.0001834\, kg)(3.00\times 10^{8}\, m/s)^{2}=-1.65\times 10^{13}J=-1.65\times 10^{10}kJ \nonumber \]

(Para que las unidades funcionen, la masa debe expresarse en unidades de kilogramos.) Es decir, se desprenden 16.500 millones de kJ de energía cada vez que 1 mol de uranio-235 sufre esta reacción nuclear. Esta es una cantidad extraordinaria de energía. Compárelo con reacciones de combustión de hidrocarburos, que desprenden alrededor de 650kJ/mol de energía por cada unidad CH ₂ en el hidrocarburo del orden de cientos de kilojulios por mol. Las reacciones nucleares desprenden miles de millones de kilojulios por mol.

Si esta energía pudiera ser cosechada adecuadamente, sería una importante fuente de energía para nuestra sociedad. La energía nuclear implica la recolección controlada de energía de las reacciones de fisión. La reacción se puede controlar porque la fisión del uranio-235 (y algunos otros isótopos, como el plutonio-239) puede iniciarse artificialmente inyectando un neutrón en un núcleo de uranio. La ecuación nuclear general, con la energía incluida como producto, es entonces la siguiente:

\[_{}^{235}\textrm{U}\: +\: _{ }^{1}\textrm{n}\rightarrow \: _{ }^{139}\textrm{Ba}\: +\: _{ }^{94}\textrm{Kr}\: +\: 3_{ }^{1}\textrm{n} \nonumber \]

Así, mediante la cuidadosa adición de neutrones adicionales a una muestra de uranio, podemos controlar el proceso de fisión y obtener energía que puede ser utilizada para otros fines. (La radiactividad artificial o inducida, en la que se inyectan neutrones en una muestra de materia que posteriormente causa fisión, fue demostrada por primera vez en 1934 por Irène Joliot-Curie y Frédéric Joliot, la hija y yerno de Marie Curie.)

Energía Encuadernadora

Las fuerzas que unen nucleones juntos en un núcleo atómico son mucho mayores que las que unen un electrón a un átomo a través de la atracción electrostática. Esto es evidente por los tamaños relativos del núcleo atómico y el átomo (\(10^{-15}\)y\(10^{-10}\) m, respectivamente). Por lo tanto, la energía requerida para extraer un nucleón del núcleo es mucho mayor que la requerida para eliminar (o ionizar) un electrón en un átomo. En general, todos los cambios nucleares implican grandes cantidades de energía por partícula sometida a la reacción. Esto tiene numerosas aplicaciones prácticas.

Figura\(\PageIndex{2}\) La energía de unión es la energía requerida para romper un núcleo en sus protones y neutrones constituyentes. Un sistema de nucleones separados tiene una masa mayor que un sistema de nucleones unidos.

Como se muestra en la figura\(\PageIndex{2}\), se pone energía en el sistema para descomponer el núcleo. La cantidad de energía requerida se llama la energía de unión total (BE),\(E_b\). La energía de unión es igual a la cantidad de energía liberada en la formación del núcleo, y por lo tanto viene dada por

\[E_b = (\Delta m)c^2. \label{BE} \]

En la física nuclear, una de las cantidades experimentales más importantes es la energía de unión por nucleón (BEN), que se define por

\[BEN = \dfrac{E_b}{A} \label{BEN} \]

Esta cantidad es la energía promedio requerida para eliminar un nucleón individual (protón o neutrón) de un núcleo, análoga a la energía de ionización de un electrón en un átomo. Si el BEN es relativamente grande, el núcleo es relativamente estable. Los valores BEN se estiman a partir de experimentos de dispersión nuclear.

La figura\(\PageIndex{3}\) muestra las energías de unión relativas para diversos isótopos. De estos elementos, la fisión requiere núcleos pesados e inestables. Esto significa que los átomos seleccionados tendrían bajas energías de unión y tendrían grandes masas atómicas. Los núcleos que son más grandes que Fe-56 pueden sufrir fisión. El uranio-238 y el uranio-235 tienen energías de unión más bajas con masas pesadas-.

Figura\(\PageIndex{3}\) En esta gráfica de energía de unión por nucleón para núcleos estables, el BEN es mayor para núcleos con una masa cercana\(^{56}Fe\). Por lo tanto, la fusión de núcleos con números de masa mucho menores que los del Fe, y la fisión de núcleos con números de masa mayores que los del Fe, son procesos exotérmicos. (CC POR. OpenStax).

Estos dos isótopos serían adecuados para la división en base a estos requisitos. De estos dos isótopos, solo el uranio-235 es fácilmente fisionable. Esto se debe al recuento impar de neutrones que contribuye a una inestabilidad adicional. Otro isótopo fisionable que no se muestra en la Figura\(\PageIndex{3}\) es el plutonio-239. Se trata de un isótopo sintético producido por reacciones de transmutación y desintegración. Al igual que el uranio-235, tiene baja energía de unión, alta masa y un número impar de neutrones. U-235 y Pu-239 se utilizan en bombas atómicas (basadas en fisión) y reactores nucleares.

Los centros de átomos cargados positivamente hacen que la fusión nuclear sea extremadamente difícil. Por esta razón, los átomos más pequeños son adecuados para reacciones de fusión. Además, estos isótopos particulares necesitan tener bajas energías de unión para someterse a la fusión. Los átomos que poseen estas dos cualidades son H-2 y H-3. Para que ocurra la fusión, se requieren temperaturas extremas para fusionar estos deuterio y tritio.

Como veremos, la gráfica Ben-versus- A implica que los núcleos divididos o combinados liberan una enorme cantidad de energía. Esta es la base de una amplia gama de fenómenos, desde la producción de electricidad en una central nuclear hasta la luz solar.

Fsión nuclear

Tanto en la fisión como en la fusión, se emiten grandes cantidades de energía en forma de calor, luz y radiación gamma. El físico italiano, Enrico Fermi, realizó la primera reacción de fisión en 1934. No sabía que había dividido un átomo de uranio en dos núcleos más pequeños. La fisión nuclear de elementos pesados fue descubierta el 17 de diciembre de 1938 por el alemán Otto Hahn y su asistente Fritz Strassmann, y explicada teóricamente en enero de 1939 por Lise Meitner (Figura\(\PageIndex{4}\)) y su sobrino Otto Robert Frisch. Frisch nombró al proceso “fisión” por analogía con la fisión biológica de células vivas.

Figura *Físico\(\PageIndex{4}\) *austriaco*, Lise Meitner de U-238.*

Toma de imagen de: https://upload.wikimedia.org/wikiped...ner12crop2.J

Desde entonces, se ha observado fisión en muchos otros isótopos, incluyendo la mayoría de los isótopos de actínidos que tienen un número impar de neutrones. En la Figura se muestra una reacción típica de fisión nuclear\(\PageIndex{5}\).

Se muestra un diagrama que tiene una esfera blanca etiquetada como “superíndice, 1, subíndice 0, n” seguida de una flecha orientada hacia la derecha y una esfera grande compuesta por muchas esferas blancas y verdes más pequeñas etiquetadas como “superíndice, 235, subíndice 92, U.” La esfera única ha impactado en la esfera más grande. Una flecha orientada hacia la derecha conduce desde la esfera más grande a una colección vertical en forma de mancuerna de las mismas esferas blancas y verdes etiquetadas como “superíndice, 236, subíndice 92, U, núcleo inestable”. Dos flechas orientadas hacia la derecha conducen desde la parte superior e inferior de esta estructura a dos nuevas esferas que también están compuestas por esferas verdes y blancas y son ligeramente más pequeñas que las demás. La esfera superior está etiquetada como “superíndice, 92, subíndice 36, K r” mientras que la inferior está etiquetada como “superíndice, 141, subíndice 56, B a”. Un patrón de estallido estelar etiquetado como “Energía” se encuentra entre estas dos esferas y tiene tres flechas orientadas hacia la derecha que van desde ella a tres esferas blancas etiquetadas como “3, superíndice, 1, subíndice 0, n”. Debajo del diagrama se escribe una ecuación nuclear balanceada y dice “superíndice, 235, subíndice 92, U, signo más, superíndice, 1, subíndice 0, n, flecha de rendimiento, superíndice, 236, subíndice 92, U, flecha de rendimiento, superíndice, 141, subíndice 56, B a, signo más, superíndice, 92, subíndice 36, K r, signo más, 3, superíndice, 1, subíndice 0, n.” — Figura\(\PageIndex{5}\) Cuando un neutrón lento golpea un núcleo U-235 fisionable, se absorbe y forma un núcleo U-236 inestable. El núcleo U-236 luego se rompe rápidamente en dos núcleos más pequeños (en este caso, Ba-141 y Kr-92) junto con varios neutrones (generalmente dos o tres), y libera una cantidad muy grande de energía.

Entre los productos de Meitner, Hahn y la reacción de fisión de Strassman se encontraban bario, criptón, lantano y cerio, todos los cuales tienen núcleos que son más estables que el uranio-235. Desde entonces, se han observado cientos de isótopos diferentes entre los productos de sustancias fisionables.

La fisión se ha utilizado en armas nucleares y alimenta todos los reactores nucleares. Aproximadamente cincuenta y cinco países de todo el mundo poseen tecnología de fisión en forma de reactores de investigación o energía. Menos de diez de estos países cuentan con armas de fisión.

Una tremenda cantidad de energía es producida por la fisión de elementos pesados. Por ejemplo, cuando un mol de U-235 sufre fisión, los productos pesan aproximadamente 0.2 gramos menos que los reactivos; esta masa “perdida” se convierte en una cantidad muy grande de energía, aproximadamente 1.8 × 10 ¹⁰ kJ por mol de U-235. Las reacciones de fisión nuclear producen cantidades increíblemente grandes de energía en comparación con las reacciones químicas. La fisión de 1 kilogramo de uranio-235, por ejemplo, produce alrededor de 2.5 millones de veces más energía que la que se produce al quemar 1 kilogramo de carbón.

Reacción Nuclear en Cadena

Como se describió anteriormente, al someterse a fisión el U-235 produce dos núcleos “medianos”, y dos o tres neutrones. Estos neutrones pueden entonces causar la fisión de otros átomos de uranio-235, que a su vez proporcionan más neutrones que pueden causar fisión de aún más núcleos, y así sucesivamente. Si esto ocurre, tenemos una reacción nuclear en cadena (Figura\(\PageIndex{6}\)). Por otro lado, si demasiados neutrones escapan del material a granel sin interactuar con un núcleo, entonces no se producirá ninguna reacción en cadena.

Se dice que el material que puede sostener una reacción en cadena de fisión nuclear es fisible o fisionable. (Técnicamente, el material fisionable puede sufrir fisión con neutrones de cualquier energía, mientras que el material fisionable requiere neutrones de alta energía). La fisión nuclear se vuelve autosostenible cuando el número de neutrones producidos por la fisión es igual o superior al número de neutrones absorbidos por la división de núcleos más el número que escapan al entorno. La cantidad de un material fisionable que soportará una reacción en cadena autosostenida es una masa crítica. Una cantidad de material fisionable que no puede sostener una reacción en cadena es una masa subcrítica. Una cantidad de material en la que hay una tasa creciente de fisión se conoce como masa supercrítica. La masa crítica depende del tipo de material: su pureza, la temperatura, la forma de la muestra y cómo se controlan las reacciones de neutrones (Figura\(\PageIndex{7}\)).

Las imágenes se muestran y se etiquetan como “a”, “b” y “c”. La imagen a, etiquetada como “Masa subcrítica”, muestra un fondo de círculo azul con una esfera blanca cerca del borde exterior, superior e izquierdo del círculo. Una flecha hacia abajo, orientada hacia la derecha, indica que la esfera blanca entra en el círculo. Siete pequeños estallidos estelares amarillos se dibujan en el círculo azul y cada uno tiene una flecha orientada desde él hacia fuera del círculo, en direcciones aparentemente aleatorias. La imagen b, etiquetada como “Masa crítica”, muestra un fondo de círculo azul con una esfera blanca cerca del borde exterior, superior e izquierdo del círculo. Una flecha hacia abajo, orientada hacia la derecha, indica que la esfera blanca entra en el círculo. Diecisiete pequeños estallidos estelares amarillos se dibujan en el círculo azul y cada uno tiene una flecha que mira desde él hacia fuera del círculo, en direcciones aparentemente aleatorias. La imagen c, etiquetada como “Masa crítica de la deflexión de neutrones”, muestra un fondo de círculo azul, tendido en un círculo púrpura más grande, con una esfera blanca cerca del borde exterior, superior e izquierdo del círculo púrpura. Una flecha hacia abajo, orientada hacia la derecha, indica que la esfera blanca entra en ambos círculos. Trece pequeños estallidos estelares amarillos se dibujan en el círculo azul y cada uno tiene una flecha que mira desde él hacia fuera del círculo azul, y un par fuera del círculo púrpura, en direcciones aparentemente aleatorias. — Figura\(\PageIndex{7}\) (a) En una masa subcrítica, el material fisionable es demasiado pequeño y permite que demasiados neutrones escapen del material, por lo que no se produce una reacción en cadena. b) En una masa crítica, un número suficientemente grande de neutrones en el material fisionable induce la fisión para crear una reacción en cadena.

Reacciones termonucleares

La fusión termonuclear es una manera de lograr la fusión nuclear mediante el uso de temperaturas extremadamente altas. Hay dos formas de fusión termonuclear: incontrolada, en la que la energía resultante se libera de manera incontrolada, como lo es en las armas termonucleares (“bombas de hidrógeno”) y en la mayoría de las estrellas; y controlada, donde las reacciones de fusión tienen lugar en un ambiente que permite algunos o toda la energía liberada para ser aprovechada con fines constructivos. La discusión a continuación se limita al proceso de fusión que alimenta el sol y las estrellas.

El principal productor de energía en el sol es la fusión de hidrógeno para formar helio, que ocurre a una temperatura de núcleo solar de 14 millones de kelvin. El resultado neto es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa, con la liberación de dos positrones, dos neutrinos (que cambia dos de los protones en neutrones) y energía (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Esta es una reacción neta de una serie de eventos más complicada:

\[\ce{4^1_1H ⟶ ^4_2He + 2 ^1_{0}n} \nonumber \]

Un núcleo de helio tiene una masa 0.7% menor que la de cuatro núcleos de hidrógeno; esta masa perdida se convierte en energía durante la fusión. Esta reacción produce aproximadamente 3.6 × 10 ¹¹ kJ de energía por mol de\(\ce{^4_2He}\) producido. Esto es algo mayor que la energía producida por la fisión nuclear de un mol de U-235 (1.8 × 10 ¹⁰ kJ), y más de 3 millones de veces mayor que la energía producida por la combustión (química) de un mol de octano (5471 kJ).

Figura Fusión\(\PageIndex{8}\) nuclear produciendo helio (izquierda). El Sol es una estrella de secuencia principal, y así genera su energía mediante la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en helio (derecha).

Resumen

La energía nuclear proviene de pequeños cambios de masa en los núcleos a medida que ocurren los procesos radiactivos.
En la fisión, los núcleos grandes se rompen y liberan energía; en la fusión, los núcleos pequeños se fusionan y liberan energía.
El proceso continúa mediante el cual los neutrones producidos a partir de la fisión inicial de un núcleo grande como el U-235 causan una mayor fisión de otro núcleo.
En una masa crítica, un número suficientemente grande de neutrones en el material fisionable induce la fisión para crear una reacción en cadena.
El proceso de fusión más importante en la naturaleza es el que alimenta a las estrellas. El resultado neto es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa, con la liberación de dos positrones, dos neutrinos (que cambia dos de los protones en neutrones) y energía

Colaboradores y Atribuciones

Elizabeth R. Gordon (Furman University)
Paul Flowers (University of North Carolina - Pembroke), Klaus Theopold (University of Delaware) and Richard Langley (Stephen F. Austin State University) with contributing authors. Textbook content produced by OpenStax College is licensed under a Creative Commons Attribution License 4.0 license. Download for free at http://cnx.org/contents/85abf193-2bd...a7ac8df6@9.110).
TextMap: Beginning Chemistry (Ball et al.)
Marisa Alviar-Agnew (Sacramento City College)
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