- Defecto de masa
-
Defecto de masa
El defecto de masa en los núcleos atómicos es la diferencia entre su masa medida experimentalmente y la indicada por su número másico A:
- Masa(A,Z) = Masa Experimental + Defecto de Masa
Está relacionada con la energía de ligadura del núcleo que se calcula mediante la diferencia entre la suma de las masas de sus nucleones constituyentes y la masa obtenida experimentalmente de todo el núcleo.
Ejemplo: Si se comparan las masas de neutrones y protones con la del hidrógeno-2 (deuterio) ionizado se observa lo siguiente.Se obtiene un resultado positivo lo cual indica que existe una cierta cantidad de materia que en el proceso de formación del núcleo se ha transformado, mediante la famosa ecuación E = mc2, en energía que liga el núcleo. La energía correspondiente a un uma es de 931,5 MeV, por lo que si se multiplica por este factor, se obtiene que la energía de ligadura del deuterón es de unos 2,23 MeV. Los datos de la masa nuclear y la energía de ligadura son fundamentales a la hora de estudiar los distintos procesos de decaimiento nuclear posibles (desintegración del núcleo en otro u otros de mayor energía de ligadura por nucleón).
Para el caso del deuterón podemos ver que la energía de ligadura repartida entre las partículas constituyentes es de aproximadamente 1 MeV, lo cual es relativamente poco, y de hecho se comprueba que se trata de un núclido poco ligado, que no posee estados excitados, por lo que un depósito de energía de esta magnitud lo desintegraría en neutrón y protón.
El valor máximo de energía de ligadura por nucleón se encuentra en la zona del hierro-niquel, con unos 8 MeV por partícula, por lo que éstos son los núcleos más ligados. Es decir que para átomos más pesados que el hierro la energía de ligadura repartida entre los nucleones constituyentes de los núcleos (protones y neutrones) es menor. Esto significa además que ningún proceso de fusión nuclear puede ser exoenergético más allá de la zona del Fe o Ni, ya que llevaría a las partículas a un estado de menor ligadura, para lo cual se requiere energía.
Esto tiene repercusión en el desarrollo estelar, ya que una estrella no puede obtener energía fusionando núcleos más pesados que el hierro, por lo que cuando llega a este punto en su evolución, en la que ha agotado el combustible de fusión más ligero, como H, He, C, etc, se vuelve incapaz de generar energía que contenga su contracción gravitatoria, lo que la vuelve inestable.
Véase también
Categoría: Física nuclear y de partículas
Wikimedia foundation. 2010.
