Series radiactivas. Aunque algunos e. como el Sm147 o el Bi209 producen en la desintegración un e. estable (Nd143 y Tl205 respectivamente), es más frecuente que el núclido originado posea cierto grado de inestabilidad transformándose, a su vez, en otro mediante emisión alfa o beta, repitiéndose este hecho una serie de veces hasta llegar a un término final estable (con un cociente Z/N comprendido dentro de la línea de estabilidad) (V. RADIACTIVIDAD).
     
      La pérdida de peso experimentada desde el término cabeza de serie hasta el término final se obtiene multiplicando por cuatro el número de partículas alfa emitidas, por cuya razón todos los átomos integrantes de la misma serie o familia radiactiva poseen pesos atómicos relacionados por la fórmula: A=4n+a donde n es un número entero y a vale 0, 1, 2 ó 3, definiendo así cuatro familias radiactivas a las que corresponden las siguientes fórmulas:
      A=4 n familia del torio.
     
      A=4 n+1 familia del neptunio.
     
      A=4 n+2 familia del uranio.
     
      A=4 n+3 familia del actinio.
     
      Familia del torio. El término inicial es el Th232 cuyo peso atómico se puede expresar de la siguiente forma: 232=4-58;por lo que la fórmula general es A=4n. Mediante emisiones alfa o beta se van produciendo los siguientes términos (v. tabla 1) dotados de poca estabilidad pero que conducen al estable torio D (Pb208) cuyo peso atómico es: 208=4*52 con lo que la variación experimentada por n es: 58-52=6, significando la emisión de 6 partículas alfa.
     
      Aunque no se indica en la tabla, se originan numerosas emisiones gamma producidas por transiciones isoméricas, de igual modo que en las demás familias.
     
      La vida media del Th232 es muy elevada, por lo que esta familia radiactiva se presenta en la naturaleza: la vida media de los hijos viene supeditada a la del padre (equilibrio secular).
     
      Familia del neptunio: 4n+1. A. S. Rusell en 1923 predijo la existencia de esta familia integrada por e. obtenidos artificialmente, ya que la vida media más elevada es 2,2.106 años (Np237), necesitándose una vida media mínima de unos 108 años para tener existencia en la naturaleza.
     
      Aunque el término inicial es el Pu241 se le da el nombre de neptunio (Np237) por ser el e. de vida media más larga dentro de la familia (v. tabla 2).
     
      El peso atómico del Pu241 es: 241=4.60+1 y el del término final T1205 es: 205=4-51+1 existiendo una diferencia entre ambos que corresponde a la emisión de nueve partículas alfa.
     
      Familia del uranio: 4n+2. El peso atómico del U238 es 238=4-59+2y el del término final Pb206 es206=4*51+2, habiendo una emisión de ocho partículas alfa (tabla 3).
     
      Familia del actinio (v. tabla 4): 4n+3. El peso atómico del término inicial U235 es:235=4*58+3, correspondiendo la emisión de siete partículas alfa hasta llegar al Pb207 :207=4*51+3
      Series colaterales. Cada una de las cuatro series radiactivas posee por lo menos una serie «colateral» obtenida artificialmente. La serie principal y la colateral tienen diferente término inicial, pero se llegan a identificar cuando se produce un término común en el proceso de desintegración. Es de notar que la serie colateral correspondiente a (4n+1) contiene el Rn2u, ausente en la serie del neptunio.
     
      Emisión alfa artificial. Los medios que integran la serie del neptunio (4n+1), así como los de las series colaterales, se han obtenido artificialmente mediante bombardeo de uranio y otros núcleos pesados con neutrones lentos (reacciones n, y), o bien con deuterones o con partículas alfa o incluso por captura múltiple de neutrones.
     
      Las reacciones que llevan consigo la captura de partículas alfa o deuterones se caracterizan porque generalmente originan la expulsión de varios neutrones con lo que el núcleo resultante tiene gran tendencia a la emisión alfa; p. ej.:U233 (ce, 4n) PU233En ocasiones se han utilizado iones pesados acelerados, como C'2 y N'^; ejemplo:AU197 (C12, 4n) At205El O'6 se usa en la producción de un isótopo del elemento Fm (Atterling y colaboradores).
     
      Haciendo un estudio comparativo de las cuatro familias radiactivas, se ve que la del neptunio difiere de las otras tres, ya que su término final es un isótopo del TI en vez de serlo del Pb; se observa también la ausencia de Rn presente en las familias naturales. En la gráfica de la fig. 1 se evidencia la diferente velocidad de desintegración que corresponde a las familias del uranio, torio y actinio.
     
      Geiger y Nutall en 1911 encontraron una relación lineal entre las E. (energías de desintegración alfa) y la constante de desintegración a dentro de cada familia radiactiva (fig. 2):log E„ =a-log X-I-b La energía desprendida en este ciclo exotérmico es de 26,8 MeV, pero se requiere un tiempo muy largo (6,5. 106 años); el Clz, C13, N14, etc., actúan como catalizadores.
     
      Algunas reacciones posibles para una bomba de fusión son las siguientes:H2+H2 -~ Hez    E=24,9 MeV.
     
      Hi+1-13 -~ Hez    E=20,0 MeV.
     
      Es interesante comparar la eficiencia correspondiente a las reacciones de fusión y fisión con respecto a la conversión de masa en energía:U¡35 -, productos de fisión+200 MeV. 1111+H3 -> He4+27 MeV (aprox.). siendo las eficiencias respectivas:200 Fisión: 100=0,09%' 235.93127Fusión:    100=0,72° 4-1,008. 931 por lo que las reacciones de fusión son los procesos nucleares de mayor eficiencia.
     
      Abundancia y reglas de estabilidad. Los datos de abundancia para todos los núclidos estables, junto con los correspondientes a núclidos radiactivos existentes en la naturaleza y de los que más de 900 son radiactivos, se puede ver en Isotope Geology de K. Rankama (o. c. en bibl.).
     
      Mediante un estudio detenido de los datos allí citados se obtienen una serie de reglas útiles para explicar la estabilidad de unos núclidos y la inestabilidad de otros. La abundancia está íntimamente relacionada con la estabilidad ya que, como es lógico suponer, en el transcurso del tiempo geológico un núclido poco estable tiende a transformarse y en definitiva va a disminuir su abundancia.
     
      1) Regla de simetría. A excepción del Ht que carece de neutrones, todos los demás núclidos tienen un número de neutrones N igual (en algunos e. ligeros) o superior al de protones Z. según se muestra en la fig. 3; cuando el número atómico (Z_) excede de 20, el cociente N/Z es siempre mayor que la unidad y crece de manera progresiva. La mayor abundancia de los e. ligeros y su elevada energía de enlace está relacionada con un cociente N/Z próximo a la unidad. Se explica por este hecho también la existencia de ciertos núclidos:Hi Li3 B5 N~4que poseen un número simétrico de protones y neutrones, pero ambos impares, por lo que según la «regla de las capas» deberían ser inestables (el spin en estos núcleos es igual o mayor que la unidad y eso significa una fuerte interacción entre nucleones que justifica su estabilidad).
     
      Para cada número atómico, el cociente N/Z tiene un valor óptimo, al que corresponde la máxima estabilidad; un exceso o defecto de neutrones significa apartarse de ese valor concreto, con lo que resultan núclidos radiactivos que en su proceso emisivo tienden a ese cociente óptimo (transformando neutrones en protones o viceversa).
     
      2) Regla de las capas. Se refiere al hecho de que los núclidos con número par de protones y número par de neutrones son más estables y abundantes que los del tipo impar-par o par-impar. Los núclidos del tipo impar-impar son muy poco estables a excepción de :l..li Li2 Bs N14 y el beta activo-    40 Kl9(que posee vida media muy larga).
     
      La regla de las capas supone que la asociación de dos protones y dos neutrones constituye una capa cerrada, dotada de gran estabilidad. Un número impar de protones o neutrones significa la existencia de una capa abierta, o de dos en el caso impar-impar, con lo que disminuye la estabilidad. En la atmósfera solar y en la litosfera los núclidos pares son diez veces más abundantes que los impares; y en los meteoritos la proporción es mucho mayor.
     
      La siguiente tabla da idea del número de núclidos pertenecientes a cada uno de los tipos indicados:TABLA 5.
     
      En la fig. 4 aparecen diferenciados claramente dos grupos de núclidos; el primero comprende los e. ligeros hasta el O'6 y el segundo desde el O'6 hasta el Ca40. Se observa que los núclidos en el primer grupo se van formando por adición alternativa de un neutrón y un protón; p. ej.:He+r -> He5 He5 + p ---> Li6 En el segundo grupo, en cambio, se van adicionando los nucleones por parejas: primero dos neutrones, a continuación dos protones, etc. Por esta razón cada e. con número atómico par tiene tres isótopos estables (situados en la misma meseta y cada e. impar solamente tiene uno; recíprocamente hay tres isótonos correspondientes a los números neutrónicos pares (en algún caso cuatro). Por encima del A36 se altera esta secuencia por el efecto creciente de la energía de Coulomb y se requiere un número adicional de neutrones. Se observa también la influencia del número mágico 20 ya que para esa asociación de protones o neutrones corresponde un número de isótopos o de isótonos superior a tres (p. ej., el Ca tiene seis isotopos); este hecho se repite para los números mágicos 50 y 82.
     
      3) Regla de isóbaros. Justifica el número limitado de núclidos correspondientes a un determinado valor de A y considera la influencia de Z y N. Para que dos isóbaros sean estables tienen que diferir en más de una unidad de Z, según la regla de Mattauch; hay algunas excepciones cuando las masas atómicas son iguales o muy parecidas.
     
      Cuando A es par, los isótopos estables tienen que pertenecer al tipo par-par (Regla de Harking).
     
      Si A es impar no existen isóbaros estables, con dos posibles excepciones para A=113 y A = 123.
     
      Se conocen tres . tripletes con tres isóbaros estables de número protónico Z par:Zr96 -Mo96 -RU96 40 42 44 Sn124- Tez4 -Xe24 50 52 54yXe?36- Ba136 -Cel36 54 56 se
      Números mágicos. De acuerdo con el modelo de capas hemos visto cómo determinadas asociaciones de protones o de neutrones introducen una marcada estabilidad nuclear. Se observa que el número de núclidos estables alcanza valores máximos para esas asociaciones. a las que se denominó «números mágicos» por las especiales propiedades que comunican a los núclidos que las poseen. La curva de abundancia de e. en la naturaleza presenta máximos, más o menos pronunciados para 8, 20, 28, 50, 82 y 126; hay máximos secundarios para 14, 30, 40 y 74. La variación del momento magnético nuclear en función de Z presenta discontinuidades a 8, 20, 28, 40 y 82 protones. Asimismo los momentos eléctricos cuadripolares son nulos o muy pequeños cuando corresponden a números mágicos. En el estudio de los procesos radiactivos, emisión alfa y beta, etc., los números mágicos siguen mostrando su influencia.
     
      Conclusiones. La composición de la Tierra difiere de la del Universo por su escasa proporción de hidrógeno y helio; estos dos e. comprenden el 90% y 9% respectivamente, del conjunto total de la materia. Los planetas de pequeño tamaño, Venus, Mercurio y Marte, parecen tener una composición análoga a la de la Tierra. Posiblemente sus masas son demasiado pequeñas para que puedan atraer y retener a las partículas más ligeras que se mueven por el espacio. Por el contrario, Júpiter tiene un núcleo de hierro y material silíceo, rodeado de hielo, metano sólido y amoniaco y en su parte más externa una capa de hidrógeno y helio.
     
      Se han efectuado numerosos estudios acerca de la abundancia de los e. en el Universo. En la representación gráfica (fig. 5) del logaritmo de la abundancia supuesta en función del número atómico, tomando como patrón log Ase=6, se aprecian los siguientes hechos de gran interés: a) la gran abundancia de los e. pares; b) el rápido descenso en la abundancia al crecer el número atómico, hasta el elemento 45, a partir del cual son muy pequeñas las variaciones; c) la sorprendente escasa abundancia de Li, Be y B; d) los elevados valores de los elementos 28, 50 y 82; e) la proporción anormalmente alta del hierro.
     
      La transformación de He en C12, 016 y Ne20 tiene lugar en las estrellas cuya temperatura es de unos 10ºC. He4+He4 -~ Be,Bes +He4 -~ C12 -> C12+-y, etc.
     
      A temperaturas de 2.10ºC se hace posible el denominado proceso a. En estas condiciones, los rayos y producidos en la destrucción del He tienen energía suficiente para provocar el cambioNe20+y _> Oi6+ay para que la partícula a puesta en libertad adquiera la energía necesaria para producir reacciones tales como: Ne2° (a, y) Mg24    y    mg" (a, y) Si28 en las que la adición puede llegar incluso a producir Ca40 y Ti48.
     
      Los e. del primer periodo de transición se sintetizan a unos 3 109 °C en el denominado proceso «e». Las reacciones nucleares que se verifican son de diversos tipos: (y, a), (y, p), (y, n), (a, y), (p, y), (n, y), (p, n) y dan siempre lugar a una preponderancia de los e. que pertenecen al grupo del hierro. El pico muy acusado del Fe" en la curva de la abundancia se debe al proceso «e», el cual se verifica cuando la evolución estelar se encuentra en una fase avanzada.
     
     
      Dos reacciones nucleares de captura neutrónica son las responsables de la mayor parte de los núclidos. El proceso «s» reacción (n, y) se verifica en un lapso que oscila entre 102 y 105 años por captura neutrónica. A él se deben la mayor parte de los núclidos cuyas masas oscilan entre 23 y 46 que no se forman en el proceso a, junto con una gran proporción de e. con masas desde 63 a 209. Al proceso «s» se deben los picos en la curva de la abundancia de los e. con números mágicos 90, 138 y 208.
     
      El denominado proceso «p» tiene lugar mediante una captura de protones (p,y) o absorción de rayos y con emisión de neutrones (y, n). Se atribuye a este proceso la formación de muchos núclidos ricos en protones, de escasa abundancia, derivados generalmente de e. del grupo del hierro. En fin, el proceso «x» es el responsable de la síntesis de D, Li, Be y B, elementos que son inestables a las temperaturas que se alcanzan en el interior de las estrellas y se transforman en He por una serie de procesos, tales como D2(p, Y)He3:    Lib(p, a)He3yBII(p, a)Bes -a 2He4.
     
      V. t.: ÁTOMO;NÚCLEO;FÍSICA ATÓMICA;FÍSICA NUCLEAR; FISIÓN Y FUSIÓN NUCLEAR; RADIACTIVIDAD; ISÓTOPOS.