Atomsko jedro

Sestava

Jedro atoma je sestavljeno iz protonov in nevtronov (dveh vrst barionov), ki jih povezuje jedrska sila. Ti barioni so nadalje sestavljeni iz subatomskih osnovnih delcev, znanih kot kvarki, ki jih povezuje močna interakcija. Jedro je bolj ali manj sferoid, lahko je nekoliko prolatno (podolgovato) ali oblatno (ploščato) ali kako drugače ne povsem okroglo.

Izotopi in nuklidi

Izotop atoma je odvisen od števila nevtronov v jedru. Različni izotopi istega elementa imajo zelo podobne kemijske lastnosti. Različne izotope v vzorcu kemikalije lahko ločimo z uporabo centrifuge ali z uporabo masnega spektrometra. Prva metoda se uporablja pri pridobivanju obogatenega urana iz navadnega urana, druga pa pri datiranju z ogljikom.

Število protonov in nevtronov skupaj določa nuklid (vrsto jedra). Protoni in nevtroni imajo skoraj enako maso, njihovo skupno število, masno število, pa je približno enako atomski masi atoma. Skupna masa elektronov je v primerjavi z maso jedra zelo majhna; protoni in nevtroni tehtajo približno 2000-krat več kot elektroni.

Zgodovina

Odkritje elektrona s strani J. J. Thomsona je bil prvi znak, da ima atom notranjo strukturo. Na prelomu iz 19. v 20. stoletje je bil sprejet model atoma, ki ga je J. J. Thomson poimenoval "slivov puding", po katerem je bil atom velika pozitivno nabita krogla z majhnimi negativno nabitimi elektroni, ki so bili vgrajeni vanjo. Na prelomu stoletja so fiziki odkrili tudi tri vrste sevanja, ki izvirajo iz atomov, in jih poimenovali sevanje alfa, beta in gama. S poskusi Lise Meitner in Otta Hahna leta 1911 ter Jamesa Chadwicka leta 1914 so odkrili, da je spekter razpada beta zvezen in ne diskreten. To pomeni, da so se iz atoma izločali elektroni z različnimi energijami in ne z diskretnimi količinami energij, ki so jih opazili pri razpadu gama in alfa. To je bila takrat za jedrsko fiziko težava, saj je kazalo, da se energija pri teh razpadih ne ohranja. Ta problem je kasneje pripeljal do odkritja nevtrina (glej spodaj).

Leta 1906 je Ernest Rutherford objavil knjigo "Sevanje delca α iz radija pri prehodu skozi snov". Geiger je to delo razširil v sporočilu Kraljevi družbi s poskusi, ki sta jih skupaj z Rutherfordom izvedla s prehodom delcev α skozi zrak, aluminijasto folijo in zlato folijo. Leta 1909 sta Geiger in Marsden objavila nadaljnje delo, leta 1910 pa je Geiger objavil še obsežnejše delo. Leta 1911-2 je Rutherford stopil pred Kraljevo družbo, da bi pojasnil poskuse in predstavil novo teorijo atomskega jedra, kot ga razumemo zdaj.

Približno v istem času (1909) je Ernest Rutherford izvedel izjemen poskus, pri katerem sta Hans Geiger in Ernest Marsden pod njegovim nadzorom izstrelila delce alfa (jedra helija) v tanko folijo iz zlate folije. Model slivovega pudinga je predvideval, da bodo delci alfa izšli iz folije, pri čemer bodo njihove trajektorije kvečjemu rahlo ukrivljene. Bil je šokiran, ko je odkril, da se je nekaj delcev razpršilo pod velikimi koti, v nekaterih primerih celo povsem nazaj. Odkritje, ki se je začelo z Rutherfordovo analizo podatkov leta 1911, je sčasoma pripeljalo do Rutherfordovega modela atoma, po katerem ima atom zelo majhno in zelo gosto jedro, sestavljeno iz težkih pozitivno nabitih delcev z vgrajenimi elektroni, da se naboj izravna. V tem modelu je bil na primer dušik-14 sestavljen iz jedra s 14 protoni in 7 elektroni, jedro pa je obkrožalo še 7 krožečih elektronov.

Rutherfordov model se je dobro obnesel, dokler ni leta 1929 Franco Rasetti na Kalifornijskemtehnološkem inštitutu opravil študije jedrskega spina. Do leta 1925 je bilo znano, da imajo protoni in elektroni spin 1/2, in v Rutherfordovem modelu dušika-14 bi se moralo 14 protonov in šest elektronov povezati v pare, da bi izničili medsebojni spin, zadnji elektron pa bi moral zapustiti jedro s spinom 1/2. Vendar je Rasetti odkril, da ima dušik-14 spin ena.

Leta 1930 se Wolfgang Pauli ni mogel udeležiti srečanja v Tübingenu, zato je poslal znamenito pismo s klasičnim uvodom "Spoštovane radioaktivne gospe in gospodje". V pismu je Pauli predlagal, da morda v jedru obstaja še tretji delec, ki ga je poimenoval "nevtron". Menil je, da je zelo lahek (lažji od elektrona), da nima naboja in da ne sodeluje zlahka s snovjo (zato ga še niso odkrili). Ta obupen izhod je rešil tako problem ohranjanja energije kot tudi spina dušika-14. Prvič zato, ker je Paulijev "nevtron" odnašal dodatno energijo, in drugič zato, ker se je dodatni "nevtron" povezal z elektronom v jedru dušika-14 in mu dal spin ena. Paulijev "nevtron" je leta 1931 Enrico Fermi preimenoval v nevtrino (italijansko "little neutral one") in po približno tridesetih letih je bilo končno dokazano, da se med razpadom beta res oddaja nevtrino.

Leta 1932 je Chadwick ugotovil, da je sevanje, ki so ga opazili Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène in Frédéric Joliot-Curie, dejansko posledica masivnega delca, ki ga je poimenoval nevtron. Istega leta je Dmitrij Ivanenko predlagal, da so nevtroni dejansko delci s spinom 1/2 in da jedro vsebuje nevtrone ter da v njem ni elektronov, Francis Perrin pa, da nevtrini niso jedrski delci, temveč nastajajo pri razpadu beta. Za konec leta je Fermi reviji Nature predložil teorijo nevtrinov (ki jo je uredništvo zavrnilo, ker je bila "preveč oddaljena od resničnosti"). Fermi je še naprej razvijal svojo teorijo in leta 1934 objavil članek, ki je nevtrino postavil na trdne teoretične temelje. Istega leta je Hideki Yukawa predlagal prvo pomembno teorijo močne sile, ki je pojasnila, kako jedro drži skupaj.

S Fermijevim in Yukawovim delom je bil sodobni model atoma dokončan. V središču atoma je tesna krogla nevtronov in protonov, ki jo drži skupaj močna jedrska sila. Nestabilna jedra lahko preidejo v razpad alfa, pri katerem se sprosti energijsko helijevo jedro, ali v razpad beta, pri katerem se izloči elektron (ali pozitron). Po enem od teh razpadov lahko nastalo jedro ostane v vzbujenem stanju in v tem primeru razpade v osnovno stanje z oddajanjem visokoenergijskih fotonov (razpad gama).

Raziskovanje močnih in šibkih jedrskih sil je fizike spodbudilo k trkom jeder in elektronov pri vedno višjih energijah. Iz teh raziskav je nastala znanost o fiziki delcev, katere najpomembnejši del je standardni model fizike delcev, ki združuje močne, šibke in elektromagnetne sile.

Sodobna jedrska fizika

Jedro lahko vsebuje na stotine nukleonov, kar pomeni, da ga lahko z določenim približkom obravnavamo kot klasični in ne kvantno-mehanski sistem. V modelu tekoče kapljice ima jedro energijo, ki je deloma posledica površinske napetosti, deloma pa električne odbojnosti protonov. Z modelom tekoče kapljice je mogoče reproducirati številne značilnosti jeder, vključno s splošnim trendom vezavne energije glede na masno število in pojavom jedrske cepitve.

Na to klasično sliko pa se nalagajo kvantno-mehanski učinki, ki jih je mogoče opisati z modelom jedrske lupine, ki ga je v veliki meri razvila Maria Goeppert-Mayer. Jedra z določenim številom nevtronov in protonov (magična števila 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) so posebej stabilna, saj so njihove lupine zapolnjene.

Velik del sedanjih raziskav v jedrski fiziki je povezan s preučevanjem jeder v ekstremnih pogojih, kot sta visok spin in vzbujalna energija. Jedra imajo lahko tudi ekstremne oblike (podobne ameriškim nogometnim žogam) ali ekstremna razmerja med nevtroni in protoni. Takšna jedra lahko eksperimentatorji ustvarijo z umetno povzročeno fuzijo ali reakcijami prenosa nukleonov, pri čemer uporabijo ionske žarke iz pospeševalnika. Za ustvarjanje jeder pri zelo visokih temperaturah je mogoče uporabiti žarke s še višjimi energijami, pri čemer obstajajo znaki, da so ti poskusi povzročili fazni prehod iz običajne jedrske snovi v novo stanje, kvarkovo-gluonsko plazmo, v kateri se kvarki med seboj mešajo, namesto da bi bili ločeni v triplete, kot so v nevtronih in protonih.

Teme iz jedrske fizike

Jedrski razpad

Če ima jedro premalo ali preveč nevtronov, je lahko nestabilno in po določenem času razpade. Na primer, atomi dušika-16 (7 protonov, 9 nevtronov) beta razpadejo v atome kisika-16 (8 protonov, 8 nevtronov) v nekaj sekundah po nastanku. Pri tem razpadu se nevtron v jedru dušika zaradi šibke jedrske sile spremeni v proton in elektron. Element atoma se spremeni, saj je imel prej sedem protonov (zaradi česar je bil dušik), zdaj pa jih ima osem (zaradi česar je kisik). Številni elementi imajo več izotopov, ki so stabilni tedne, leta ali celo milijarde let.

Jedrska fuzija

Ko dve lahki jedri prideta v zelo tesen stik, ju lahko močna sila združi. Za to, da se jedra potisnejo dovolj blizu skupaj, da močna sila učinkuje, je potrebna velika količina energije, zato lahko proces jedrske fuzije poteka le pri zelo visokih temperaturah ali visokih gostotah. Ko sta jedri dovolj blizu skupaj, močna sila premaga njuno elektromagnetno odbojnost in ju stisne v novo jedro. Pri zlitju lahkih jeder se sprosti zelo velika količina energije, saj vezavna energija na nukleon narašča z masnim številom do niklja-62. Zvezde, kot je naše Sonce, poganja zlitje štirih protonov v helijevo jedro, dveh pozitronov in dveh nevtrinov. Nenadzorovano zlivanje vodika v helij je znano kot termonuklearni pobeg. Različne raziskovalne ustanove (glejte JET in ITER) trenutno izvajajo raziskave, da bi našle ekonomsko upravičeno metodo za uporabo energije iz nadzorovane fuzijske reakcije.

Jedrska fisija

Pri jedrih, težjih od niklja-62, se vezalna energija na nukleon zmanjšuje z masnim številom. Zato se lahko energija sprosti, če težko jedro razpade na dve lažji jedri. Ta razcepitev atomov je znana kot jedrska cepitev.

Proces razpada alfa si lahko predstavljamo kot posebno vrsto spontane jedrske cepitve. Pri tem procesu pride do zelo asimetrične cepitve, saj so štirje delci, ki sestavljajo delec alfa, med seboj še posebej tesno povezani, zaradi česar je nastanek tega jedra pri cepitvi še posebej verjeten.

Pri nekaterih najtežjih jedrih, ki pri cepitvi proizvajajo nevtrone in ki zlahka absorbirajo nevtrone za sprožitev cepitve, lahko pride do samovžigne vrste cepitve, sprožene z nevtroni, v tako imenovani verižni reakciji. [Verižne reakcije so bile v kemiji znane že pred fiziko in dejansko je veliko znanih procesov, kot so požari in kemijske eksplozije, kemijske verižne reakcije]. Verižna reakcija cepitve ali "jedrska" reakcija, pri kateri se uporabljajo nevtroni, ki nastanejo pri cepitvi, je vir energije za jedrske elektrarne in jedrske bombe s cepitvijo, kot sta bili dve, ki so ju Združene države Amerike ob koncu druge svetovne vojne uporabile proti Hirošimi in Nagasakiju. Pri težkih jedrih, kot sta uran in torij, lahko pride do spontane cepitve, vendar je veliko bolj verjetno, da bodo razpadla z razpadom alfa.

Da pride do verižne reakcije, ki jo sprožijo nevtroni, mora biti v določenem prostoru pod določenimi pogoji prisotna kritična masa elementa (ti pogoji upočasnijo in ohranijo nevtrone za reakcije). Znan je en primer naravnega jedrskega cepitvenega reaktorja, ki je bil pred več kot 1,5 milijarde let aktiven v dveh območjih Oklo v Gabonu v Afriki. Meritve naravnega oddajanja nevtrinov so pokazale, da je približno polovica toplote, ki izhaja iz zemeljskega jedra, posledica radioaktivnega razpada. Vendar ni znano, ali je kaj od tega posledica verižnih reakcij cepitve.

Proizvodnja težkih elementov

Ko se je vesolje po velikem poku ohladilo, so sčasoma začeli obstajati delci, kot jih poznamo. Najpogostejši delci, ki so nastali ob velikem poku in jih lahko opazujemo še danes, so bili protoni (vodik) in elektroni (v enakem številu). Nekaj težjih elementov je nastalo ob medsebojnih trkih protonov, vendar je večina težkih elementov, ki jih vidimo danes, nastala v notranjosti zvezd med številnimi fazami fuzije, kot so veriga proton-proton, cikel CNO in proces trojne alfe. Med razvojem zvezde nastajajo vedno težji elementi.

Ker vezalna energija na nukleon doseže najvišjo vrednost pri železu, se energija sprošča le pri fuzijskih procesih, ki potekajo pod to točko. Ker nastanek težjih jeder s fuzijo zahteva energijo, se narava zateče k procesu zajemanja nevtronov. Jedro zlahka absorbira nevtrone (ker nimajo naboja). Težki elementi nastanejo bodisi s počasnim procesom zajemanja nevtronov (tako imenovani proces s) bodisi s hitrim ali procesom r. Proces s poteka v toplotno pulzirajočih zvezdah (imenovanih AGB ali zvezde z asimptotično orjaško vejo) in traja na stotine do tisoče let, da se dosežejo najtežji elementi, kot sta svinec in bizmut. Proces r naj bi potekal v eksplozijah supernov, saj so prisotni pogoji visoke temperature, visokega pretoka nevtronov in izmetane snovi. Zaradi teh zvezdnih pogojev so zaporedni ujemi nevtronov zelo hitri, pri čemer sodelujejo z nevtroni zelo bogate vrste, ki se nato beta-razpadejo v težje elemente, zlasti na tako imenovanih čakalnih točkah, ki ustrezajo stabilnejšim nuklidom z zaprtimi nevtronskimi lupinami (magična števila). Trajanje procesa r je običajno nekaj sekund.

Sorodne strani