Datación radiactiva

¡Buenas amigos!

Hoy intentaré relacionar lo aprendido en las entradas de Radiación Beta y Radiación Alfa con el estudio de la antigüedad de rocas, fósiles...

Lo primero de todo es recordar que en la Naturaleza existen 4 fuerzas fundamentales: Gravitación, Electromagnetismo, Nuclear Fuerte y Nuclear Débil. En esta tabla se recogen los datos más relevantes de estas fuerzas:

Los estudios sobre Gravitación se los debemos en primera instancia a Newton (Ley de la Gravitación Universal), y dos siglos después a Einstein (Teoría General de la Relatividad). Es una fuerza universal, que disminuye con la distancia, presente entre todas las partículas con masa, de carácter atractivo. Su partícula correspondiente, aún no confirmada experimentalmente, es el Gravitón. Es la fuerza más "débil", ya que un simple imán atrayendo un clip de metal supera la fuerza que la Tierra ejerce sobre ese clip, por ejemplo.

La unificación entre electricidad y magnetismo se lo debemos en gran medida al físico inglés Maxwell. Es una fuerza asociada a la carga, cuya partícula es el fotón (sin masa en reposo y por tanto su velocidad es la de la luz). Tiene un alcance universal, disminuye con la distancia, y puede ser tanto atractiva como repulsiva. Es la segunda fuerza más intensa después de la Nuclear Fuerte.

Ya en el siglo XX, gracias al estudio del núcleo atómico, consiguió estudiarse la interacción fuerte y la débil. La fuerte es la encargada de mantener a los protones y neutrones fijos en el núcleo atómico, aunque su alcance es ínfimo. La partícula correspondiente es el gluón (en inglés glue es pegamento), y es la más intensa de las 4.

Finalmente, la Fuerza Débil (sigue siendo muy intensa, que su nombre no nos engañe...) llamada así porque es menos intensa que la Fuerte, es la encargada del decaimiento beta tan imprescindible en la fusión nuclear de las estrellas. Cambia el sabor de los quarks constituyentes de los nucleones, y su partícula asociada son los bosones W y Z. Tiene un alcance aún menor que la anterior, debido a que los bosones W y Z tienen una vida muy corta, menor que la de los gluones.

La perfecta armonía de estas cuatro fuerzas hace posible la existencia del universo tal y como lo conocemos. 

¿Alguna vez os habéis preguntado por qué no se repelen los protones de los núcleos atómicos?

La respuesta es que la fuerza nuclear fuerte actúa de enlace entre ellos, superando a la fuerza electrostática de repulsión. A medida que un átomo es más y más grande, y dado que la fuerza electromagnética tiene alcance infinito mientras que la nuclear fuerte es de corto alcance, el núcleo tiende a ser más y más inestable. Llega un momento en que la fuerza de repulsión supera con creces a la nuclear fuerte, y entonces el átomo se divide en otros dos más ligeros liberándose gran cantidad de energía y partículas alfa. Es el proceso de fisión nuclear.

Por otra parte, la interacción débil es la responsable de la radiación beta (tanto positiva como negativa). Tal y como vimos en la entrada correspondiente, que puedes visitar aquí, los neutrones y los protones están transformándose continuamente (los protones se transforman en neutrones y los neutrones en protones, quedando el átomo tal cual). El problema está en los isótopos con demasiados neutrones, donde este proceso no ocurre del mismo modo. En estos casos, hay una cierta probabilidad de que un neutrón decaiga en un protón, aumentando en uno el número atómico del elemento, sin que otro protón decaiga en neutrón. Cuanto más pesado sea el isótopo, más probable es este proceso.

Cuando ocurre esto, el bosón W-, encargado de cambiar el sabor del quark correspondiente para la transformación del protón en neutrón, se desintegra. En su desintegración se produce un electrón (conservando la carga) y un antineutrino (para conservar parte de la energía en energía cinética). Puede ocurrir que halla demasiados pocos neutrones y que un protón decaiga en un neutrón. En este caso se liberaría un bosón W+, que decae en un positrón (antipartícula correspondiente al electrón) y un neutrino.

En neutrón (n) decae en un protón (p), un electrón (e) y un antineutrino (v)

¿Qué tiene que ver todo esto con la datación en rocas y seres vivos?

En las rocas, como en los seres vivos, hay isótopos radiactivos que nos pueden ayudar a datar la edad de una roca o un fósil. Hay tres mecanismos dependiendo de los isótopos implicados en el proceso de datación:

1. Radiación Beta -

Ocurre cuando un elemento aumenta el número de protones de su núcleo. Un ejemplo es el Carbono 14, que decae en Nitrógeno 14 (con un protón más y un neutrón menos). En el proceso se liberan electrones del núcleo en forma de radiación y también antineutrinos. El tiempo que tarda la mitad de una muestra en desintegrarse son 5570 años, tiempo que se llama vida media. Estudiando la relación entre átomos de carbono y de nitrógeno podemos saber la edad del fósil. Es útil en restos de seres vivos. Los seres vivos intercambian Carbono 14 con el medio ambiente hasta que mueren. A partir de ese momento éste se va desintegrando en Nitrógeno 14, proceso que utilizamos para datarlo.

2. Radiación Beta +

Un elemento disminuye su número atómico. El Potasio 40 decae en Argón 40, ya que uno de sus protones decae en un neutrón. Se libera en el proceso un positrón y un neutrino. Es el método más usado, y la desintegración de la mitad de una muestra tarda 1.300 millones de años.

3. Radiación Alfa (+)

Es usada en átomos más grandes, como el Uranio, y es el método más preciso. Debido al corto alcance de la fuerza Fuerte, el átomo de Uranio 235 se rompe y se forma el átomo de Plomo 207, liberándose en el proceso partículas alfa (núcleos de helio) y energía, mucha energía. Por esta razón son frecuentes los depósitos de helio cerca de las minas de uranio.

Fósil datado por las técnicas antes mencionadas

Y hasta aquí la entrada de hoy. Si os ha gustado, dejad un comentario y compartid a quienes creáis que les pueda gustar. Un saludo y hasta la próxima.

Radiación alfa

Hará cosa de mes y medio, en la entrada "Radiación beta", definíamos esta como aquella en forma de radiación donde un núcleo atómico emitía electrones y antineutrinos, o también positrones y neutrinos. Esto se debía a la interacción débil, que hacía decaer generalmente un neutrón en un protón. Recomiendo visitar la entrada sobre datación radioactiva, donde hablo de radiación beta y alfa.

Hoy hablaremos de la Radiación Alfa. Sabemos que en los núcleos de los átomos hay protones y neutrones. ¿Cómo es posible que estos no se repelan aunque sean de la misma carga? La respuesta la encontramos en la fuerza nuclear fuerte, que mantiene unidos a esos nucleones en el núcleo. Gracias a que es más fuerte que la electromagnética, los núcleos están fuertemente cohesionados. Sin la existencia de dicha interacción, el Universo sería una sopa de protones, neutrones, electrones, radiación y demás partículas.

Un dato importante es que esta fuerza tiene un alcance muy corto. Debido a esto, llega un momento en el que el valor de la fuerza se hace 0. Su rango de acción es algo mayor a una trillonésima de metro. Para imaginar esto, os diré que si un metro fuese la distancia entre la Tierra y el Sol, el rango de acción de esta fuerza tendría la longitud de una bacteria...casi nada.

Imaginemos por un momento un átomo de Uranio-238. Su núcleo está constituído por 92 protones y 146 neutrones. Cuanto más grande y pesado es un núcleo, menos estable será, porque las fuerzas electrostáticas de repulsión entre los protones crecerá. Debido a esto, el Uranio-238 tenderá a perder cargas nucleares en forma de partículas alfa. Las partículas alfa son agrupaciones de dos neutrones y dos protones, como si de un núcleo de helio se tratase. 

Así, ese isótopo de Uranio decaerá en un átomo de Thorio (90 protones y 90 electrones), en una partícula alfa (2 protones y dos neutrones) y en los dos electrones que quedan. Finalmente, estos dos electrones se asocian a la partícula alfa formando un átomo de helio. Esta es la razón por la que en los depósitos de minerales radiactivos es frecuente la presencia de bolsas de helio.

Otra forma de entender esta radiación se basa en el efecto túnel de la mecánica cuántica, donde esa partícula alfa supera esa barrera de potencial "escapándose" del núcleo.

Debido al enorme tamaño de estas partículas, su masa y su carga, pueden ser detenidas por una simple hoja de papel, y no son capaces de atravesar la piel humana aunque su velocidad media sea de 15.000 km/s.

Si te ha gustado, comparte y comenta. 

Un saludo, hasta otra!

Radiación de Cherenkov

¿Por qué se suele decir que lo radiactivo brilla? Descúbrelo:

Sabemos que ninguna partícula masiva puede alcanzar, y menos superar, la velocidad de la luz en el vacío. Mientras un cuerpo se mueve a velocidades relativamente pequeñas, podemos calcular su energía mediante la mecánica Newtoniana. Pero técnicamente, cuando una partícula o un cuerpo con masa en reposo m se desplaza con una velocidad v, su masa m' se obtendría de la fórmula m'=m/ß, siendo ß un factor numérico que aumenta en función de la proxímidad a la velocidad de la luz. La masa de una persona de 75 kg en reposo es de 75 kg, pero al caminar, los efectos de la relatividad hacen que esa persona pese 75,00000000001458 Kg. ¡Y LUEGO DICEN QUE CORRER ADELGAZA...!

A bajas velocidades esto no se percibe, pero a medida que nos aproximamos a c (velocidad de la luz en el vacío), su masa tiende a infinito y con ello la fuerza necesaria para acelerarla más y más. Para conseguir mover esa partícula a la velocidad de la luz, necesitaríamos energía infinita. A grandes velocidades necesitaríamos usar la mecánica de Einstein.

Para saber más sobre esto, visita la serie de relatividad especial y la entrada E=mc2.

Ahora bien, en una entrada de hace unos días (donde hablé sobre ¿por qué el cielo es azul?) expliqué lo que era la refracción y el índice de refracción de la luz en medios transparentes. Si te interesa, échale un vistazo dando clic aquí. Básicamente, la luz cambia de velocidad al pasar de unos medios trnsparentes a otros, debido a las propiedades electromagnéticas de ese medio que frenan a los fotones constituyentes de la luz. Por ejemplo, al pasar del aire al agua, un rayo de luz reduce su velocidad refractándose, como ocurre en el arcoiris o al introducir un lapicero en un vaso con agua. 

Imaginemos que tenemos una partícula que se desplaza a una velocidad de 250.000 km/s en el agua, mientras que la luz en el agua se desplaza a 225.000 km/s. Esta hipotética partícula se movería más rápido que la luz, pero solo en ese medio. En ningún momento se contradicen las leyes de Einstein, que impiden que la partícula alcance la velocidad de la luz en el vacío. La partícula no supera c, aunque en ese medio en concreto supere en velocidad a los fotones (debido, como ya dije, a la naturaleza electrostática de los átomos de ese medio).

¿Has oído hablar alguna vez de aviones supersónicos?

Avión supersónico superando la 'Barrera del Sonido'

Cuando un avión de este estilo se desplaza, crea una zona de aire a mayor presión delante suyo (debido a que lo "comprime") y una zona de baja presión tras de sí. Así se generan "ondas de presión". Cuando el avión supera la velocidad del sonido, esas ondas no tienen tiempo de alejarse antes de que la siguiente se produzca, produciéndose una onda de mayor intensidad (típico estruendo al oir a un avión superar la barrera del sonido). Conoce más en el Efecto Doppler.

Algo semejante ocurre con las ondas electromagnéticas. Veamos exactamente qué:

Supongamos que un electrón (carga negativa) se desplaza por un medio no conductor, como el agua destilada, a 250.000 km/s. la luz en ese medio lo hace a 225.000 km/s. Una carga eléctrica en movimiento  (en este caso el electrón) genera un campo magnético, debido a su propio movimiento y al movimiento de los electrones de las cortezas atómicas por repulsión. La partícula "constituyente" del campo magnético es el fotón. Como el fotón en ese medio se desplaza más lentamente que el electrón, ocurre igual que con el sonido (en este caso el avión sería el electrón). 

Dado que los fotones no tienen tiempo de alejarse antes de que se acumulen fotones nuevos, se crean ondas que podemos detectar. Para ello, como he dicho, debe de ocurrir en un medio no conductor. 

Esta radiación de Cherenkov suele ser ultravioleta, aunque si es suficientemente fuerte podemos percibirla con la longitud de onda del azul. Pero, ¿para qué sirve todo esto?

Esta radiación tiene múltiples usos prácticos, como la detección de astropartículas cargadas provenientes del espacio, la detección de partículas subatómicas en colisionadores de partículas o incluso medir la radiación en las centrales nucleares como en la imagen inferior:

Brillo azulado debido a la radiación de Cherenkov

La intensidad de esa radiación está relacionada con los procesos de fisión nuclear: a más rendimiento, más "brilla". Ese brillo no es propio de los elementos radiactivos como solemos oír, si no de la radiación de Cherenkov.

Ahora que sabes un poco más, comenta y comparte esta entrada.
Un saludo! Hasta otra amigos!

Decaimiento tipo ß

¿Cómo podemos definir exactamente 'radiación'?

Consiste en la liberación y propagación de ondas electromagnéticas o partículas de carácter subatómico, que se pueden propagar en el vacío y en algunos casos en medios materiales. Los tipos de radiación más frecuentes son la radiación tipo alfa, tipo beta, tipo gamma y finalmente los neutrones. En esta breve entrada nos centraremos en la beta. Recomiendo visitar la entrada sobre datación radioactiva, donde explico cómo se datan fósiles basándonos en principios físicos.

En el Universo conviven cuatro fuerzas fundamentales: gravedad, electromagnetismo, nuclear fuerte y nuclear débil. La que nos interesa hoy es la débil, aquella responsable del llamado "cambio de sabor" de unos quarks a otros. Los quarks son partículas subatómicas constituyentes de los hadrones (protones y neutrones), unidas entre sí de tres en tres mediante la fuerza nuclear fuerte, más en concreto mediante una partícula llamada gluón. Por ejemplo, un neutrón está formado por 2 quarks down y 1 quark up, mientras que un protón está formado por 1 quark up y 2 quarks down. Esa fuerza nuclear fuerte es tal que es necesario el uso de grandes colisionadores de partículas de altas energías para su estudio.

Constantemente, esos quarks que componen los protones o neutrones cambian de sabor. Este cambio de sabor (paso de quark up a quark down, por ejemplo) es debido a la fuerza nuclear débil. Las partículas portadoras de esta fuerza son los bosones W y Z. Estas partículas son muy pesadas, hecho que se explica mediante el Mecanismo de Higgs. El fenómeno más probable es que un neutrón decaiga en un protón, liberándose un pión que es absorbido por otro protón, que se convierte en un neutrón, quedándose el núcleo atómico intacto. Cuantos más neutrones haya con respecto al número de protones, más probable será que al pasar de un neutrón a un protón el bosón W- (liberado en el decaimiento de neutrón a protón) no sea absorbido por un protón, por lo que el decaimiento beta más frecuente se produce en el paso de un neutrón a un protón en isótopos inestables.

Cambio de color del quark down en up, liberándose un bosón W-
que decae en un electrón de alta energía y un antineutrino

Ahora explicaremos el proceso de radiación beta por inducción, desde un ejemplo hasta la generalización. El núcleo del isótopo de carbono 14 cuenta con 6 protones y 8 neutrones (con 2 neutrones más que el elemento "tradicional"). Uno de esos dos neutrones decae en un protón mediante la interacción débil, convirtiéndose en un protón (carga positiva) y liberándose un bosón W-. Este último se divide en un antineutrino y un electrón. Así se formaría un núcleo de Nitrógeno, con 7 neutrones y 7 electrones, liberándose radiación ß-.

En neutrón (n) decae en un protón (p), un electrón (e) y un antineutrino

Puede ocurrir lo contrario, que un protón decaiga en un neutrón, liberándose un positrón (antipartícula simétrica en el modelo estándar al electrón, de igual masa y carga opuesta) y un neutrino. Esta radiación es la ß+.

La existencia del neutrino fue postulada por W. Pauli en sus estudios sobre la radiación beta, al no haber una correspondencia total entre la conservación de la energía y de la masa en este tipo de decaimiento. La existencia del neutrino corregiría esa no correspondencia. 

Este proceso también está muy presente en las reacciones de fusión nuclear, donde se forman los elementos de la tabla periódica a partir de la fusión de núcleos más pequeños. Sucede mayoritariamente en las estrellas, que deben su brillo y esplendor a la existencia de la interacción nuclear débil. Nosotros mismos debemos nuestra existencia a esta fuerza, ya que todos los átomos que forman nuestro cuerpo formaron parte de una estrella, que convirtió hidrógeno y helio en elementos más pesados, liberando en el proceso radiación beta (entre otras).

La radiación beta es poco penetrante, pudiendo ser frenada por un folio. Es más penetrante, eso sí, que la alfa (formada por dos protones y dos neutrones) pero mucho menos que la gamma (energía pura que apenas interacciona con la materia).

Seguro que cuando hablé del carbono 14 este te sonaba familiar. El isótopo de carbono 14 se usa para datar materia orgánica en el tiempo. Tomando una muestra de esa materia y estudiando la relación entre los isótopos de carbono 14 (elemento padre) y de nitrógeno 14 (elemento hijo), podemos aproximar el momento en que ese organismo dejó de intercambiar carbono con el medio, es decir, su muerte.

Puedes leer algo sobre radiación alfa en la siguiente entrada: Radiación Alfa.
Un saludo!