Atomkärna: struktur, egenskaper och betydelse

Atomkärnan består av protoner och neutroner (två typer av baryoner) som förenas av kärnkraften. Dessa baryoner består vidare av subatomära grundläggande partiklar, så kallade kvarkar, som förenas av den starka växelverkan. Kärnan är mer eller mindre en sfäroid och kan vara något prolat (lång) eller oblat (platt) eller på annat sätt inte helt rund.

Om kärnan kan anses ha en radie i storleksordningen 5 fm (= 10 × 10^-15 m) innebär det att dess tvärsnitt är i storleksordningen 10^-28 m² , och dess volym är ungefär 10^-42 m³ .

Isotoper och nuklider

En atoms isotop baseras på antalet neutroner i kärnan. Olika isotoper av samma grundämne har mycket liknande kemiska egenskaper. Olika isotoper i ett prov av en kemikalie kan separeras med hjälp av en centrifug eller en masspektrometer. Den första metoden används för att framställa anrikat uran från vanligt uran och den andra används vid koldatering.

Antalet protoner och neutroner tillsammans bestämmer nukliden (typen av kärna). Protoner och neutroner har nästan lika stor massa, och deras sammanlagda antal, masstalet, är ungefär lika stort som en atoms atommassa. Elektronernas sammanlagda massa är mycket liten jämfört med kärnans massa; protoner och neutroner väger ungefär 2000 gånger mer än elektroner.

J.J. Thomsons upptäckt av elektronen var det första tecknet på att atomen hade en inre struktur. Vid sekelskiftet 1900 var den accepterade modellen av atomen J.J. Thomsons "plommonpuddingmodell", där atomen var en stor positivt laddad kula med små negativt laddade elektroner inbäddade i den. Vid sekelskiftet hade fysikerna också upptäckt tre typer av strålning från atomer, som de kallade alfa-, beta- och gammastrålning. Genom experiment som gjordes 1911 av Lise Meitner och Otto Hahn och 1914 av James Chadwick upptäckte man att spektrumet för betasönderfallet var kontinuerligt snarare än diskret. Det vill säga, elektroner kastades ut från atomen med ett antal energier, snarare än de diskreta energimängder som observerades vid gamma- och alfadegraderingar. Detta var ett problem för kärnfysiken på den tiden, eftersom det tydde på att energin inte bevarades i dessa sönderfall. Problemet skulle senare leda till upptäckten av neutrino (se nedan).

1906 publicerade Ernest Rutherford "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger utvecklade detta arbete i ett meddelande till Royal Society med experiment som han och Rutherford hade gjort genom att låta α-partiklar passera genom luft, aluminiumfolie och guldfolie. Mer arbete publicerades 1909 av Geiger och Marsden och ytterligare ett kraftigt utökat arbete publicerades 1910 av Geiger. 1911-2 talade Rutherford inför Royal Society för att förklara experimenten och lägga fram den nya teorin om atomkärnan så som vi nu förstår den.

Ungefär samtidigt som detta skedde (1909) utförde Ernest Rutherford ett anmärkningsvärt experiment där Hans Geiger och Ernest Marsden under hans överinseende sköt alfapartiklar (heliumkärnor) mot en tunn film av guldfolie. Enligt plommonpuddingmodellen skulle alfapartiklarna komma ut ur folien med högst svagt böjda banor. Han blev chockad när han upptäckte att några partiklar spreds i stora vinklar, i vissa fall till och med helt bakåt. Upptäckten, som började med Rutherfords analys av data 1911, ledde så småningom till Rutherfords modell av atomen, där atomen har en mycket liten, mycket tät kärna som består av tunga positivt laddade partiklar med inbäddade elektroner för att balansera laddningen. Som exempel kan nämnas att kväve-14 i denna modell bestod av en kärna med 14 protoner och 7 elektroner, och kärnan var omgiven av ytterligare 7 omloppslevande elektroner.

Rutherfordmodellen fungerade ganska bra tills Franco Rasetti vid California Institute of Technology 1929 genomförde studier av kärnans spinn. År 1925 visste man att protoner och elektroner hade ett spinn på 1/2, och i Rutherfordmodellen för kväve-14 borde de 14 protonerna och sex av elektronerna ha parats ihop för att upphäva varandras spinn, och den sista elektronen borde ha lämnat kärnan med ett spinn på 1/2. Rasetti upptäckte dock att kväve-14 har ett spinn på 1.

1930 kunde Wolfgang Pauli inte delta i ett möte i Tübingen och skickade istället ett berömt brev med den klassiska inledningen "Dear Radioactive Ladies and Gentlemen". I brevet föreslog Pauli att det kanske fanns en tredje partikel i kärnan som han kallade "neutron". Han föreslog att den var mycket lätt (lättare än en elektron), att den inte hade någon laddning och att den inte lätt växelverkade med materia (vilket är anledningen till att den ännu inte hade upptäckts). Denna desperata lösning löste både problemet med energihushållning och kväve-14:s spinn, det första eftersom Paulis "neutron" förde bort den extra energin och det andra eftersom en extra "neutron" parade ihop sig med elektronen i kväve-14-kärnan och gav den spinn ett. Enrico Fermi döpte 1931 om Paulis "neutron" till neutrino (italienskt för "liten neutral"), och efter cirka trettio år kunde man slutligen visa att en neutrino verkligen avges vid betasönderfall.

1932 insåg Chadwick att den strålning som Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène och Frédéric Joliot-Curie hade observerat i själva verket berodde på en massiv partikel som han kallade neutron. Samma år föreslog Dmitri Ivanenko att neutroner i själva verket var spin 1/2-partiklar och att kärnan innehöll neutroner och att det inte fanns några elektroner i den, och Francis Perrin föreslog att neutriner inte var kärnpartiklar utan skapades vid betasönderfall. Som avslutning på året lade Fermi fram en teori om neutrinoerna i Nature (som avvisades av redaktörerna för att den var "för långt från verkligheten"). Fermi fortsatte att arbeta på sin teori och publicerade 1934 en artikel som gav neutrino en solid teoretisk grund. Samma år föreslog Hideki Yukawa den första betydande teorin om den starka kraften för att förklara hur kärnan håller ihop.

I och med Fermis och Yukawas artiklar var den moderna modellen av atomen färdig. I atomens centrum finns en tät boll av neutroner och protoner som hålls samman av den starka kärnkraften. Instabila atomkärnor kan genomgå alfaförfall, där de avger en energirik heliumkärna, eller betaförfall, där de kastar ut en elektron (eller positron). Efter ett av dessa sönderfall kan den resulterande kärnan vara kvar i ett exciterat tillstånd, och i detta fall sönderfaller den till sitt grundtillstånd genom att avge fotoner med hög energi (gammasönderfall).

Studiet av de starka och svaga kärnkrafterna ledde till att fysikerna kolliderade atomkärnor och elektroner vid allt högre energier. Denna forskning blev till vetenskapen partikelfysik, vars viktigaste del är partikelfysikens standardmodell som förenar de starka, svaga och elektromagnetiska krafterna.

En atomkärna kan innehålla hundratals nukleoner, vilket innebär att den med viss approximation kan behandlas som ett klassiskt system snarare än ett kvantmekaniskt. I den resulterande modellen med flytande droppar har kärnan en energi som delvis härrör från ytspänning och delvis från protonernas elektriska avstötning. Vätskedroppsmodellen kan återge många egenskaper hos atomkärnor, bland annat den allmänna trenden för bindningsenergin i förhållande till massantalet, samt fenomenet kärnklyvning.

Denna klassiska bild överlagras dock av kvantmekaniska effekter som kan beskrivas med hjälp av kärnans skalmodell, som till stor del utvecklats av Maria Goeppert-Mayer. Kärnor med ett visst antal neutroner och protoner (de magiska talen 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) är särskilt stabila, eftersom deras skal är fyllda.

En stor del av den nuvarande forskningen inom kärnfysiken handlar om att studera kärnor under extrema förhållanden, t.ex. hög spinn- och excitationsenergi. Kärnor kan också ha extrema former (liknande den amerikanska fotbollen) eller extrema neutron-till-proton-förhållanden. Experimenterare kan skapa sådana kärnor med hjälp av artificiellt framkallade fusions- eller nukleonöverföringsreaktioner med hjälp av jonstrålar från en accelerator. Strålar med ännu högre energier kan användas för att skapa kärnor vid mycket höga temperaturer, och det finns tecken på att dessa experiment har lett till en fasövergång från normal kärnmateria till ett nytt tillstånd, quark-gluonplasma, där kvarkarna blandas med varandra i stället för att vara separerade i tripletter som de är i neutroner och protoner.

Kärnsönderfall

Om en kärna har för få eller för många neutroner kan den vara instabil och sönderfalla efter en viss tid. Till exempel kan kväve-16-atomer (7 protoner, 9 neutroner) betasönderfalla till syre-16-atomer (8 protoner, 8 neutroner) inom några sekunder efter att de skapats. Vid detta sönderfall omvandlas en neutron i kvävekärnan till en proton och en elektron genom den svaga kärnkraften. Atomens grundämne förändras eftersom den tidigare hade sju protoner (vilket gör den till kväve) och nu har åtta (vilket gör den till syre). Många grundämnen har flera isotoper som är stabila i veckor, år eller till och med miljarder år.

Kärnfusion

När två lätta atomkärnor kommer i mycket nära kontakt med varandra kan den starka kraften smälta samman dem. Det krävs mycket energi för att trycka ihop atomkärnorna tillräckligt nära varandra för att den starka kraften ska ha effekt, så kärnfusionsprocessen kan bara äga rum vid mycket höga temperaturer eller hög densitet. När kärnorna väl är tillräckligt nära varandra övervinner den starka kraften deras elektromagnetiska avstötning och pressar ihop dem till en ny kärna. En mycket stor mängd energi frigörs när lätta kärnor smälter samman eftersom bindningsenergin per nukleon ökar med masstalet upp till nickel-62. Stjärnor som vår sol drivs av fusionen av fyra protoner till en heliumkärna, två positroner och två neutriner. Den okontrollerade fusionen av väte till helium är känd som termonukleär avgång. Forskning för att hitta en ekonomiskt lönsam metod för att använda energi från en kontrollerad fusionsreaktion bedrivs för närvarande av olika forskningsinstitutioner (se JET och ITER).

Kärnklyvning

För kärnor som är tyngre än nickel-62 minskar bindningsenergin per nukleon med masstalet. Det är därför möjligt att energi frigörs om en tung kärna bryts sönder i två lättare kärnor. Denna uppdelning av atomer kallas kärnklyvning.

Alfasönderfallet kan betraktas som en speciell typ av spontan kärnklyvning. Denna process ger upphov till en mycket asymmetrisk klyvning eftersom de fyra partiklar som ingår i alfapartikeln är särskilt hårt bundna till varandra, vilket gör det särskilt sannolikt att denna kärna bildas vid klyvning.

För vissa av de tyngsta atomkärnorna som producerar neutroner vid klyvning och som också lätt absorberar neutroner för att inleda klyvning, kan en självantändande typ av neutroninitierad klyvning erhållas i en så kallad kedjereaktion. [Kedjereaktioner var kända inom kemin före fysiken, och i själva verket är många välkända processer som bränder och kemiska explosioner kemiska kedjereaktioner]. Kedjereaktionen för fission eller "kärnkraft", med hjälp av fissionsproducerade neutroner, är energikällan för kärnkraftverk och kärnvapenbomber av fissionstyp, t.ex. de två som Förenta staterna använde mot Hiroshima och Nagasaki i slutet av andra världskriget. Tunga kärnor som uran och torium kan genomgå spontan fission, men det är mycket troligare att de sönderfaller genom alfadesfall.

För att en neutroninitierad kedjereaktion ska inträffa måste det finnas en kritisk massa av grundämnet i ett visst utrymme under vissa förhållanden (dessa förhållanden bromsar och sparar neutroner för reaktionerna). Det finns ett känt exempel på en naturlig kärnklyvningsreaktor, som var aktiv i två områden i Oklo, Gabon, Afrika, för över 1,5 miljarder år sedan. Mätningar av naturliga neutrinoutsläpp har visat att ungefär hälften av den värme som kommer från jordens kärna härrör från radioaktivt sönderfall. Man vet dock inte om något av detta beror på kedjereaktioner av fission.

Produktion av tunga grundämnen

När universum svalnade efter big bang blev det så småningom möjligt för partiklar som vi känner till dem att existera. De vanligaste partiklarna som skapades vid big bang och som vi fortfarande lätt kan observera idag var protoner (väte) och elektroner (i lika stort antal). Några tyngre grundämnen skapades när protonerna kolliderade med varandra, men de flesta av de tunga grundämnen vi ser idag skapades inuti stjärnor under en rad fusionsstadier, t.ex. proton-proton-kedjan, CNO-cykeln och trippel-alfa-processen. Successivt tyngre grundämnen skapas under en stjärnas utveckling.

Eftersom bindningsenergin per nukleon når sin topp runt järn, frigörs energi endast i fusionsprocesser som sker under denna punkt. Eftersom skapandet av tyngre kärnor genom fusion kostar energi, tar naturen till neutroninfångningsprocessen. Neutroner (på grund av att de saknar laddning) absorberas lätt av en atomkärna. De tunga grundämnena skapas antingen genom en långsam neutroninfångningsprocess (den så kallade s-processen) eller genom en snabb process (r-processen). S-processen sker i termiskt pulserande stjärnor (så kallade AGB-stjärnor, eller asymptotiska jättegrenstjärnor) och tar hundratals till tusentals år för att nå de tyngsta grundämnena bly och vismut. Man tror att r-processen uppstår i supernovaexplosioner eftersom det finns förutsättningar för hög temperatur, högt neutronflöde och utskjuten materia. Dessa stjärnförhållanden gör att de på varandra följande neutronfångsterna är mycket snabba och involverar mycket neutronrika arter som sedan betasönderfaller till tyngre grundämnen, särskilt vid de så kallade väntepunkterna som motsvarar stabilare nuklider med slutna neutronskal (magiska tal). Processens r-tid ligger vanligtvis på några sekunder.