Física nuclear
La física nuclear es una rama de la física que estudia las propiedades y el comportamiento de los núcleos atómicos. La física nuclear es conocida mayoritariamente por la sociedad por el aprovechamiento de la energía nuclear en centrales nucleares y en el desarrollo de armas nucleares, tanto de fisión como de fusión nuclear. En un contexto más amplio, se define la física nuclear y de partículas como la rama de la física que estudia la estructura fundamental de la materia y las interacciones entre las partículas subatómicas.
Reacciones nucleares
Colisión inelástica
La física nuclear incluye también el estudio de las reacciones nucleares: el uso de proyectiles nucleares para convertir un tipo de núcleo en otro. Si, por ejemplo, se bombardea el sodio con neutrones, parte de los núcleos estables Na capturan estos neutrones para formar núcleos radiactivos ²Na:

Estas reacciones se estudian colocando muestras dentro de los reactores nucleares para producir un flujo alto de neutrones (número elevado de neutrones por unidad de área).
Los núcleos también pueden reaccionar entre ellos pero, si están cargados positivamente, se repelen entre sí con gran fuerza. Los núcleos proyectiles deben tener una energía lo bastante alta como para superar la repulsión y reaccionar con los núcleos blanco. Los núcleos de alta energía se obtienen en los ciclotrones, en los generadores de Van de Graaff y en otros aceleradores de partículas.
Una reacción nuclear típica es la que se utilizó para producir artificialmente el elemento siguiente al uranio (238U), que es el elemento más pesado existente en la naturaleza. El neptunio (Np) se obtuvo bombardeando uranio con deuterones (núcleos del isótopo hidrógeno pesado, 2H) según la reacción:

Colisión elástica
Desintegración nuclear
Los núcleos atómicos consisten en protones, cargados positivamente y neutrones sin carga. El número de protones de un núcleo es su número atómico, que define al elemento químico. Todos los núcleos con 11 protones, por ejemplo, son núcleos de átomos de sodio (Na). Un elemento puede tener varios isótopos, cuyos núcleos tienen un número distinto de neutrones. Por ejemplo, el núcleo de sodio estable contiene 12 neutrones, mientras que los que contienen 13 neutrones son radiactivos. Esos isótopos se anotan como y , donde el subíndice indica el número atómico, y el superíndice representa el número total de nucleones, es decir, de neutrones y protones. A cualquier especie de núcleo designada por un cierto número atómico y de neutrones se le llama nucleido.
Los nucleidos radiactivos son inestables y sufren una transformación espontánea en nucleidos de otros elementos, liberando energía en el proceso (véase Radiactividad).
Esas transformaciones incluyen la desintegración alfa, que supone la emisión de un núcleo de helio ( ), y la desintegración beta (que puede ser β- o β+). En la desintegración β- un neutrón se transforma en un protón con la emisión simultánea de un electrón de alta energía y un antineutrino electrónico. En la desintegración β+ un protón se convierte en un neutrón emitiendo un positrón.
Por ejemplo, el 24Na sufre una desintegración β- formando el elemento superior, el magnesio:

La radiación gamma es radiación electromagnética de alta frecuencia (y por tanto energía). Cuando se produce la desintegración α o β, el núcleo resultante permanece a menudo en un estado excitado (de mayor energía), por lo que posteriormente se produce la desexcitación emitiendo rayos gamma.
Al representar la desintegración de un nucleido radiactivo se debe determinar también el periodo de semidesintegración del nucleido. El periodo de semidesintegración del , es de 15 horas. Es importante determinar el tipo y energía de la radiación emitida por el nucleido.
Fisión
Los conceptos de fisión y fusión nuclear difieren en las características de formación de cada uno. De esta forma se encuentra que la fisión (utilizada en las bombas y reactores nucleares) consiste en el "bombardeo" de partículas subatómicas al uranio (o a cualquier elemento transuránico, siempre y cuando sus características lo permitan), trayendo como consecuencia la fisión (de allí su nombre) del átomo y con esto la de los demás átomos adyacentes al bombardeado en reacción en cadena. Mientras que, la fusión es la unión bajo ciertas condiciones (altas presiones, altas temperaturas, altas cargas, etc.) de dos o más átomos y genera mucha más energía que la fisión.
Fusión
La fusión representa diversos problemas, ya que a nivel atómico las cargas de los átomos se repelen entre sí impidiendo la unión de estos, por esto se recurre generalmente a la utilización de isotópos ligeros, con menor carga eléctrica (como el hidrógeno y sus isótopos deuterio y tritio). En ciertas condiciones, definidas por los criterios de Lawson, se lograría la fusión de dichos átomos. Para ello primero se les debe convertir al estado de plasma, ionizándolos, favoreciendo a la unión. Esto se consigue mediante dos métodos básicos: el confinamiento magnético y el confinamiento inercial. Existen varias posibilidades para producir la fusión a partir de los isótopos del hidrógeno.
La energía de la fusión aun no se ha podido aprovechar con fines prácticos.
Representa algunas ventajas en relación a la fisión nuclear:
1. Produce menos residuos nucleares.
2. En los diseños actuales se necesita un aporte exterior de energía para que la reacción en cadena se mantenga.
3. Produce más energía por reacción.
También posee desventajas:
1. La reacción más energética es deuterio+tritio, y el tritio es un isótopo muy escaso en la Tierra.
2. Las condiciones necesarias son tan extremas que solo se dan en el centro de las estrellas, por lo que son muy difíciles de alcanzar y controlar.
Las técnicas conocidas de alcanzar las condiciones impuestas por los criterios de Lawson son dos:
• El confinamiento magnético, principalmente en tokamaks como el ITER.
• El confinamiento inercial, mediante el uso de láseres o aceleradores de partículas, como por ejemplo en el National Ignition Facility.
Clases y componentes de radiación

Clases de radiación ionizante y cómo detenerla.
Las partículas alfa (núcleos de helio) se detienen al interponer una hoja de papel. Las partículas beta (electrones y positrones) no son capaces de atravesar una capa de aluminio. Sin embargo, los rayos gamma (fotones de alta energía) necesitan una barrera mucho más gruesa, pudiendo los más energéticos atravesar el plomo.
Se comprobó que la radiación puede ser de tres clases diferentes:
1. Radiación alfa: Son flujos de partículas cargadas positivamente compuestas por dos neutrones y dos protones (núcleos de helio). Son desviadas por campos eléctricos y magnéticos. Son poco penetrantes aunque muy ionizantes. Son muy energéticos.
2. Radiación beta: Son flujos de electrones (beta negativas) o positrones (beta positivas) resultantes de la desintegración de los neutrones o protones del núcleo cuando este se encuentra en un estado excitado. Es desviada por campos magnéticos. Es más penetrante aunque su poder de ionización no es tan elevado como el de las partículas alfa. Por lo tanto cuando un átomo expulsa una partícula beta aumenta o disminuye su número atómico una unidad (debido al protón ganado o perdido).
3. Radiación gamma: Son ondas electromagnéticas. Es el tipo más penetrante de radiación. Al ser ondas electromagnéticas de longitud de onda corta, tienen mayor penetración y se necesitan capas muy gruesas de plomo u hormigón para detenerlas.
Las leyes de desintegración radiactiva, descritas por Soddy y Fajans, son:
• Cuando un átomo radiactivo emite una partícula alfa, la masa del átomo (A) resultante disminuye en 4 unidades y el número atómico (Z) en 2.
• Cuando un átomo radiactivo emite una partícula beta, el número atómico (Z) aumenta o disminuye en una unidad y la masa atómica (A) se mantiene constante.
• Cuando un núcleo excitado emite radiación gamma no varía ni su masa ni su número atómico, solo pierde una cantidad de energía hν (donde "h" es la constante de Planck y "ν" es la frecuencia de la radiación emitida).
Las dos primeras leyes indican que cuando un átomo emite una radiación alfa o beta se transforma en otro átomo de un elemento diferente. Este nuevo elemento puede ser radiactivo, transformándose en otro, y así sucesivamente, dando lugar a las llamadas series radiactivas
Causa de la radiactividad
En general son radiactivas las sustancias que no presentan un balance correcto entre protones o neutrones, tal como muestra el gráfico al inicio del artículo. Cuando el número de neutrones es excesivo o demasiado pequeño respecto al número de protones se hace más difícil que la fuerza nuclear fuerte debida al efecto del intercambio de piones pueda mantenerlos unidos. Eventualmente el desequilibrio se corrige mediante la liberación del exceso de neutrones o protones, en forma de partículas α que son realmente núcleos de Helio, partículas ß que pueden ser electrones o positrones. Estas emisiones llevan a dos tipos de radiactividad mencionados:
• Radiación α, que aligera los núcleos atómicos en 4 unidades másicas, y cambia el número atómico en dos unidades.
• Radiación ß, que no cambia la masa del núcleo, ya que implica la conversión de un protón en un neutrón o viceversa, y cambia el número atómico en una sola unidad (positiva o negativa, según la partícula emitida sea un electrón o un positrón).
La radiación por su parte se debe a que el núcleo pasa de un estado excitado de mayor energía a otro de menor energía, que puede seguir siendo inestable y dar lugar a la emisión de más radiación de tipo α, β o γ. La radiación γ es por tanto un tipo de radiación electromagnética muy penetrante ya que tiene una alta energía por fotón emitido.
EL PRINCIPIO COSMOLOGICO (PC)
Para todo análisis cosmológico se usa el Principio Cosmológico, que se basa en dos premisas de invarianza espacial a gran escala:
a) El universo es HOMOGENEO, o sea uniformemente distribuido (galaxias uniformemente distribuidas a gran escala).
b) El universo es ISÓTROPO, o sea que estés donde estés en el universo y mires hacia donde mires el universo parece siempre igual (claro está, mirando a las lejanías).
Una de las pruebas que se han encontrado para estas dos propiedades es el descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo (puedes leer más en el anexo 8). Esta radiación es uniforme hasta una precisión de una parte por cada 105.
No estamos en un lugar privilegiado.
El universo parece igual miremos a donde miremos
En cierto modo este principio es una conclusión lógica, pues ¿porqué hemos de pensar que vivimos en un lugar privilegiado del universo con un aspecto o densidad diferentes al resto? Ya se ha cometido varias veces, a lo largo de la historia humana, el error de considerarnos en el centro del universo. Primero parecía que la Tierra era el centro, luego que lo era el sol y ahora que lo es nuestra galaxia al ver alejarse a las galaxias lejanas de un modo uniforme y como si estuviéramos en el centro de la expansión.
Pero en realidad estos dos principios no se cumplen al pie de la letra, ya que al estar en nuestra galaxia si miramos hacia el borde galáctico vemos "La Vía Lactea" y se aprecia mayor concentración de estrellas que si miramos hacia otros lados, y además las galaxias se agrupan en racimos formando algo parecido a una tela de araña, no siendo igual mirar hacia una agrupación de galaxias que hacia una región relativamente vacía. Pero si eliminamos de nuestra vista a nuestra propia galaxia y abarcamos con la vista una superficie lo suficientemente grande, tenemos que la densidad de galaxias es bastante similar miremos hacia donde miremos. El principio cosmológico es una aproximación aceptable para cálculos globales.