Núcleo atômico

Composição

O núcleo de um átomo é composto por prótons e nêutrons (dois tipos de bariões) unidos pela força nuclear. Estes bariões são ainda constituídos por partículas fundamentais subatômicas conhecidas como quarks unidos pela forte interação. O núcleo é mais ou menos um esferoide e pode ser um pouco prolate (longo) ou oblate (plano) ou de outra forma não completamente redondo.

Isótopos e nuclídeos

O isótopo de um átomo é baseado no número de nêutrons no núcleo. Isótopos diferentes de um mesmo elemento têm propriedades químicas muito semelhantes. Isótopos diferentes em uma amostra de um produto químico podem ser separados usando uma centrífuga ou usando um espectrômetro de massa. O primeiro método é usado na produção de urânio enriquecido a partir de urânio comum, e o segundo é usado na datação por carbono.

O número de prótons e nêutrons juntos determina o nuclídeo (tipo de núcleo). Prótons e nêutrons têm massas quase iguais, e seu número combinado, o número de massa, é aproximadamente igual à massa atômica de um átomo. A massa combinada dos elétrons é muito pequena quando comparada à massa do núcleo; os prótons e nêutrons pesam cerca de 2000 vezes mais que os elétrons.

História

A descoberta do elétron por J. J. Thomson foi o primeiro sinal de que o átomo tinha estrutura interna. Na virada do século 20, o modelo aceito do átomo era o modelo "pudim de ameixa" de J. J. Thomson, no qual o átomo era uma grande bola carregada positivamente com pequenos elétrons carregados negativamente embutidos dentro dele. Na virada do século, os físicos também tinham descoberto três tipos de radiação vinda dos átomos, que eles chamaram de radiação alfa, beta e gama. Experiências em 1911 por Lise Meitner e Otto Hahn, e por James Chadwick em 1914 descobriram que o espectro de decaimento beta era contínuo e não discreto. Ou seja, os elétrons eram ejetados do átomo com uma gama de energias, em vez das quantidades discretas de energias que eram observadas na decadência gama e alfa. Isto era um problema para a física nuclear na época, porque indicava que a energia não era conservada nestes decaimentos. O problema levaria mais tarde à descoberta do neutrino (ver abaixo).

Em 1906 Ernest Rutherford publicou "Radiação do α Partícula de Radium em passagem pela Matéria". Geiger expandiu este trabalho em uma comunicação à Royal Society com experimentos que ele e Rutherford haviam feito passando partículas de α através do ar, folha de alumínio e folha de ouro. Mais trabalho foi publicado em 1909 por Geiger e Marsden e mais trabalho ampliado foi publicado em 1910 por Geiger, Em 1911-2 Rutherford foi perante a Royal Society para explicar os experimentos e propor a nova teoria do núcleo atômico como agora a entendemos.

Na mesma época (1909) Ernest Rutherford realizou uma experiência notável na qual Hans Geiger e Ernest Marsden, sob sua supervisão, dispararam partículas alfa (núcleos de hélio) em uma fina película de folha de ouro. O modelo do pudim de ameixa previa que as partículas alfa saíssem da folha, com suas trajetórias no máximo ligeiramente dobradas. Ele ficou chocado ao descobrir que algumas partículas estavam espalhadas por grandes ângulos, mesmo completamente para trás em alguns casos. A descoberta, começando com a análise dos dados feita por Rutherford em 1911, acabou levando ao modelo do átomo de Rutherford, no qual o átomo tem um núcleo muito pequeno, muito denso, constituído de partículas pesadas com carga positiva com elétrons embutidos, a fim de equilibrar a carga. Como exemplo, neste modelo o nitrogênio-14 consistia de um núcleo com 14 prótons e 7 elétrons, e o núcleo era cercado por mais 7 elétrons em órbita.

O modelo Rutherford funcionou bastante bem até que os estudos de spin nuclear foram realizados por Franco Rasetti no Instituto de Tecnologiada Califórnia em 1929. Em 1925 era sabido que os prótons e elétrons tinham um spin de 1/2, e no modelo Rutherford de nitrogênio-14 os 14 prótons e seis dos elétrons deveriam ter se emparelhado para cancelar o spin um do outro, e o elétron final deveria ter deixado o núcleo com um spin de 1/2. Rasetti descobriu, no entanto, que o nitrogênio-14 tem um giro de um.

Em 1930 Wolfgang Pauli não pôde participar de uma reunião em Tübingen e, em vez disso, enviou uma carta famosa com a clássica introdução "Caras Senhoras e Senhores Radioativos". Em sua carta, Pauli sugeriu que talvez houvesse uma terceira partícula no núcleo que ele chamou de "nêutron". Ele sugeriu que ela era muito leve (mais leve que um elétron), não tinha carga e que não interagia prontamente com a matéria (e é por isso que ainda não havia sido detectada). Esta saída desesperada resolveu tanto o problema da conservação de energia quanto o spin de nitrogênio-14, o primeiro porque o "nêutron" de Pauli estava carregando a energia extra e o segundo porque um "nêutron" extra emparelhou-se com o elétron no núcleo de nitrogênio-14 dando-lhe um spin. O "nêutron" de Pauli foi renomeado por Enrico Fermi em 1931 como o neutrino (italiano para o pequeno neutro), e após cerca de trinta anos foi finalmente demonstrado que um neutrino é realmente emitido durante a decadência beta.

Em 1932 Chadwick percebeu que a radiação que tinha sido observada por Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène e Frédéric Joliot-Curie se devia na verdade a uma partícula maciça que ele chamou de nêutron. No mesmo ano, Dmitri Ivanenko sugeriu que os nêutrons eram de fato partículas de giro 1/2 e que o núcleo continha nêutrons e que não havia elétrons nele, e Francis Perrin sugeriu que os nêutrons não eram partículas nucleares, mas que foram criados durante a decomposição beta. Para encerrar o ano, Fermi apresentou uma teoria do neutrino à Natureza (que os editores rejeitaram por estar "muito distante da realidade"). Fermi continuou trabalhando em sua teoria e publicou um artigo em 1934 que colocou o neutrino em bases teóricas sólidas. No mesmo ano, Hideki Yukawa propôs a primeira teoria significativa da força forte para explicar como o núcleo se mantém unido.

Com os papéis de Fermi e Yukawa, o modelo moderno do átomo estava completo. O centro do átomo contém uma bola apertada de nêutrons e prótons, que é mantida unida pela forte força nuclear. Núcleos instáveis podem sofrer um decaimento alfa, no qual emitem um núcleo de hélio energético, ou decaimento beta, no qual ejetam um elétron (ou positron). Após um destes decaimentos, o núcleo resultante pode ser deixado em estado excitado e, neste caso, decai para seu estado de terra, emitindo fótons de alta energia (decaimento gama).

O estudo das forças nucleares fortes e fracas levou os físicos a colidir núcleos e elétrons a energias cada vez mais elevadas. Esta pesquisa tornou-se a ciência da física das partículas, a mais importante das quais é o modelo padrão da física das partículas que unifica as forças fortes, fracas e eletromagnéticas.

Física nuclear moderna

Um núcleo pode conter centenas de núcleos, o que significa que com alguma aproximação ele pode ser tratado como um sistema clássico, em vez de um sistema quântico-mecânico. No modelo de gota de líquido resultante, o núcleo tem uma energia que surge em parte da tensão superficial e em parte da repulsão elétrica dos prótons. O modelo de gota de líquido é capaz de reproduzir muitas características dos núcleos, incluindo a tendência geral de energia de ligação em relação ao número de massa, bem como o fenômeno da fissão nuclear.

Sobrepostos a este quadro clássico, porém, estão os efeitos quântico-mecânicos, que podem ser descritos utilizando o modelo de concha nuclear, desenvolvido em grande parte por Maria Goeppert-Mayer. Os núcleos com certos números de nêutrons e prótons (os números mágicos 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) são particularmente estáveis, pois suas conchas são preenchidas.

Grande parte da pesquisa atual em física nuclear está relacionada ao estudo de núcleos sob condições extremas, tais como alta energia de giro e excitação. Os núcleos também podem ter formas extremas (semelhantes às das bolas de futebol americanas) ou proporções extremas de nêutrons por prótons. Os expertos podem criar tais núcleos usando reações de fusão ou transferência de núcleos induzidas artificialmente, empregando feixes de íons de um acelerador. Feixes com energias ainda mais elevadas podem ser usados para criar núcleos a temperaturas muito altas, e há sinais de que estes experimentos produziram uma transição de fase da matéria nuclear normal para um novo estado, o plasma quark-gluon, no qual os quarks se misturam uns com os outros, em vez de serem segregados em trigêmeos, pois estão em nêutrons e prótons.

Tópicos em física nuclear

Desintegração nuclear

Se um núcleo tem muito poucos ou muitos nêutrons, ele pode ser instável e decair após algum período de tempo. Por exemplo, os átomos de nitrogênio-16 (7 prótons, 9 nêutrons) se decompõem beta em átomos de oxigênio-16 (8 prótons, 8 nêutrons) em poucos segundos após a criação. Neste decaimento, um nêutron no núcleo de nitrogênio é transformado em próton e um elétron pela fraca força nuclear. O elemento do átomo muda porque enquanto antes tinha sete prótons (o que o torna nitrogênio) agora tem oito (o que o torna oxigênio). Muitos elementos têm múltiplos isótopos que são estáveis por semanas, anos, ou mesmo bilhões de anos.

Fusão nuclear

Quando dois núcleos leves entram em contato muito próximo um com o outro, é possível que a força forte funda os dois juntos. É necessária muita energia para aproximar os núcleos o suficiente para que a força forte tenha um efeito, de modo que o processo de fusão nuclear só pode ocorrer em temperaturas muito altas ou em altas densidades. Uma vez que os núcleos estejam suficientemente próximos uns dos outros, a força forte supera sua repulsão eletromagnética e os esmaga em um novo núcleo. Uma quantidade muito grande de energia é liberada quando os núcleos leves se fundem, pois a energia de ligação por núcleo aumenta com o número de massa até o níquel-62. Estrelas como nosso sol são alimentadas pela fusão de quatro prótons em um núcleo de hélio, dois pósitrons e dois neutrinos. A fusão descontrolada de hidrogênio em hélio é conhecida como fuga termonuclear. Pesquisas para encontrar um método economicamente viável de utilizar a energia de uma reação de fusão controlada estão sendo realizadas atualmente por vários estabelecimentos de pesquisa (ver JET e ITER).

Fissão nuclear

Para núcleos mais pesados que o níquel-62, a energia de ligação por núcleon diminui com o número de massa. Portanto, é possível que a energia seja liberada se um núcleo pesado se separar em dois núcleos mais leves. Esta divisão dos átomos é conhecida como fissão nuclear.

O processo de decomposição alfa pode ser considerado como um tipo especial de fissão nuclear espontânea. Este processo produz uma fissão altamente assimétrica porque as quatro partículas que compõem a partícula alfa estão especialmente ligadas umas às outras, tornando a produção deste núcleo em fissão particularmente provável.

Para alguns dos núcleos mais pesados que produzem nêutrons na fissão, e que também absorvem facilmente os nêutrons para iniciar a fissão, pode ser obtido um tipo de fissão auto-iniciada por nêutrons, em uma chamada reação em cadeia. [Reações em cadeia eram conhecidas na química antes da física, e na verdade muitos processos familiares como incêndios e explosões químicas são reações químicas em cadeia]. A fissão ou reação em cadeia "nuclear", usando neutrões produzidos por fissão, é a fonte de energia para usinas nucleares e bombas nucleares do tipo fissão, como as duas que os Estados Unidos usaram contra Hiroshima e Nagasaki no final da Segunda Guerra Mundial. Núcleos pesados como o urânio e o tório podem sofrer fissão espontânea, mas são muito mais propensos a sofrer decadência por decadência alfa.

Para que ocorra uma reação em cadeia iniciada por nêutrons, deve haver uma massa crítica do elemento presente em um determinado espaço sob certas condições (estas condições atrasam e conservam os nêutrons para as reações). Há um exemplo conhecido de um reator de fissão nuclear natural, que esteve ativo em duas regiões de Oklo, Gabão, África, há mais de 1,5 bilhões de anos. As medições de emissão de neutrinos naturais demonstraram que cerca da metade do calor que emana do núcleo da Terra resulta da decadência radioativa. Entretanto, não se sabe se alguma dessas emissões resulta de reações em cadeia de fissão.

Produção de elementos pesados

À medida que o Universo esfriou após o big bang, acabou se tornando possível que as partículas, como as conhecemos, existissem. As partículas mais comuns criadas no big bang que ainda hoje são facilmente observáveis para nós eram prótons (hidrogênio) e elétrons (em igual número). Alguns elementos mais pesados foram criados quando os prótons colidiram entre si, mas a maioria dos elementos pesados que vemos hoje foram criados dentro das estrelas durante uma série de estágios de fusão, tais como a cadeia próton-protões, o ciclo CNO e o processo triple-alpha. Os elementos progressivamente mais pesados são feitos durante a evolução de uma estrela.

Uma vez que a energia de ligação por nucleon atinge picos ao redor do ferro, a energia só é liberada nos processos de fusão que ocorrem abaixo deste ponto. Como a criação de núcleos mais pesados por fusão custa energia, a natureza recorre ao processo de captura de nêutrons. Os neutrões (devido à sua falta de carga) são prontamente absorvidos por um núcleo. Os elementos pesados são criados ou por um processo lento de captura de nêutrons (o chamado processo s) ou pelo processo rápido, ou r. O processo s ocorre em estrelas pulsantes térmicas (chamadas AGB, ou estrelas gigantes assimptóticas de ramos) e leva de centenas a milhares de anos para alcançar os elementos mais pesados de chumbo e bismuto. Pensa-se que o processo r ocorra em explosões de supernovas porque as condições de alta temperatura, alto fluxo de nêutrons e matéria ejetada estão presentes. Estas condições estelares tornam as sucessivas capturas de nêutrons muito rápidas, envolvendo espécies muito ricas em nêutrons, que depois se transformam em beta-decaimento para elementos mais pesados, especialmente nos chamados pontos de espera que correspondem a nuclídeos mais estáveis com conchas de nêutrons fechadas (números mágicos). A duração do processo r está normalmente na faixa de poucos segundos.

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