Jądro atomowe

Jądro atomu składa się z protonów i neutronów (dwa rodzaje barionów) połączonych siłą atomową. Baryny te składają się ponadto z subatomowych cząstek podstawowych znanych jako kwarki połączone silnym oddziaływaniem. Jądro jest mniej więcej sferoidalne i może być nieco prolate (długie) lub oblate (płaskie) lub nie do końca okrągłe.

Izotopy i nuklidy

Izotop atomu opiera się na liczbie neutronów w jądrze. Różne izotopy tego samego pierwiastka mają bardzo podobne właściwości chemiczne. Różne izotopy w próbce substancji chemicznej mogą być oddzielone za pomocą wirówki lub spektrometru masowego. Pierwszą metodę stosuje się w produkcji wzbogaconego uranu ze zwykłego uranu, a drugą w datowaniu węgla.

Liczba protonów i neutronów razem determinuje nuklid (typ jądra). Protony i neutrony mają prawie równe masy, a ich łączna liczba, liczba masowa, jest mniej więcej równa masie atomowej atomu. Łączna masa elektronów jest bardzo mała w porównaniu z masą jądra; protony i neutrony ważą około 2000 razy więcej niż elektrony.

Odkrycie elektronu przez J.J. Thomsona było pierwszym sygnałem, że atom ma wewnętrzną strukturę. Na przełomie XIX i XX wieku przyjętym modelem atomu był model "puddingu śliwkowego" J.J. Thomsona, w którym atom był dużą dodatnio naładowaną kulą z osadzonymi w niej małymi ujemnie naładowanymi elektronami. Na przełomie wieków fizycy odkryli również trzy rodzaje promieniowania pochodzącego od atomów, które nazwali promieniowaniem alfa, beta i gamma. Eksperymenty przeprowadzone w 1911 r. przez Lise Meitner i Otto Hahna oraz przez Jamesa Chadwicka w 1914 r. wykazały, że spektrum rozpadu beta jest ciągłe, a nie dyskretne. To znaczy, że elektrony były wyrzucane z atomu z różnymi energiami, a nie dyskretnymi ilościami energii, które były obserwowane w rozpadach gamma i alfa. Było to wówczas problemem dla fizyki j±drowej, ponieważ wskazywało, że energia nie była zachowywana w tych rozpadach. Problem ten doprowadziłby później do odkrycia neutrina (patrz niżej).

W 1906 r. Ernest Rutherford opublikował "Promieniowanie cząstki α z radu w przechodzącej przez materię". Geiger rozszerzył tę pracę w komunikacie dla Royal Society o eksperymenty, które on i Rutherford przeprowadzili przepuszczając cząsteczki α przez powietrze, folię aluminiową i złotą. Więcej prac zostało opublikowanych w 1909 roku przez Geigera i Marsdena, a dalsze, znacznie rozszerzone prace zostały opublikowane w 1910 roku przez Geigera, W 1911-2 Rutherford poszedł przed Royal Society, aby wyjaśnić eksperymenty i przedstawić nową teorię jądra atomowego, jak to teraz rozumiemy.

Mniej więcej w tym samym czasie co to miało miejsce (1909) Ernest Rutherford przeprowadził niezwykły eksperyment, w którym Hans Geiger i Ernest Marsden pod jego nadzorem wystrzeliwali cząstki alfa (jądra helu) na cienką warstwę złotej folii. Model puddingu śliwkowego przewidywał, że cząsteczki alfa powinny wyjść z folii, a ich trajektorie powinny być co najwyżej lekko wygięte. Zszokowało go odkrycie, że kilka cząstek zostało rozproszonych pod dużymi kątami, a w niektórych przypadkach nawet całkowicie do tyłu. Odkrycie to, poczynając od analizy danych przez Rutherforda w 1911 roku, doprowadziło w końcu do powstania modelu atomu Rutherforda, w którym atom ma bardzo małe, bardzo gęste jądro składające się z ciężkich dodatnio naładowanych cząstek z wbudowanymi elektronami w celu zrównoważenia ładunku. Dla przykładu, w tym modelu azot-14 składał się z jądra z 14 protonami i 7 elektronami, a jądro było otoczone przez kolejne 7 orbitujących elektronów.

Model Rutherforda sprawdził się dość dobrze do czasu, gdy w 1929 roku Franco Rasetti przeprowadził badania nad spinem jądrowym w CaliforniaInstitute of Technology. Do 1925 roku wiadomo było, że protony i elektrony miały spin 1/2, a w modelu Rutherforda z azotem-14 14 protonów i sześć elektronów powinno było połączyć się w pary, aby wzajemnie anulować swój spin, a końcowy elektron powinien był opuścić jądro ze spinem 1/2. Rasetti odkrył jednak, że azot-14 ma spin jednego z nich.

W 1930 roku Wolfgang Pauli nie mógł uczestniczyć w spotkaniu w Tybindze, zamiast tego wysłał słynny list z klasycznym wstępem "Drodzy Państwo Radioaktywni". W swoim liście Pauli zasugerował, że w jądrze może znajdować się trzecia cząstka, którą nazwał "neutronem". Sugerował, że jest bardzo lekka (lżejsza od elektronu), nie ma ładunku, nie wchodzi w kontakt z materią (dlatego nie została jeszcze wykryta). To desperackie wyjście rozwiązało zarówno problem oszczędzania energii, jak i spinu azotu-14, pierwszy dlatego, że "neutron" Pauli'ego odprowadzał dodatkową energię, a drugi dlatego, że dodatkowy "neutron" łączył się z elektronem w jądrze azotu-14 dając mu spin. Neutron Pauli'ego został przemianowany przez Enrico Fermiego w 1931 roku na neutrino (po włosku na małe neutrino) i po około trzydziestu latach ostatecznie wykazano, że neutrino jest rzeczywiście emitowane podczas rozpadu beta.

W 1932 r. Chadwick zdał sobie sprawę, że promieniowanie obserwowane przez Waltera Bothea, Herberta L. Beckera, Irène i Frédérica Joliot-Curie spowodowane było masywną cząstką, którą nazwał neutronem. W tym samym roku Dmitrij Iwanowenko zasugerował, że neutrony są w rzeczywistości cząstkami spinowymi 1/2 i że jądro zawiera neutrony i że nie ma w nim elektronów, a Francis Perrin zasugerował, że neutrina nie są cząstkami jądrowymi, ale powstały podczas rozpadu beta. Aby zakończyć ten rok, Fermi przedłożył Naturze teorię neutrina (którą redaktorzy odrzucili za "zbyt odległą od rzeczywistości"). Fermi kontynuował prace nad swoją teorią i w 1934 roku opublikował pracę, w której umieścił neutrino na solidnych podstawach teoretycznych. W tym samym roku Hideki Yukawa zaproponował pierwszą znaczącą teorię o silnej sile, aby wyjaśnić, jak trzyma się jądro razem.

Dzięki papierom Fermiego i Yukawy nowoczesny model atomu był kompletny. W centrum atomu znajduje się ciasna kula neutronów i protonów, która jest trzymana razem przez silną siłę atomową. Niestabilne jądra mogą ulec rozpadowi alfa, w którym emitują energetyczne jądro helu, lub rozpadowi beta, w którym wyrzucają elektron (lub pozyton). Po jednym z tych rozpadów wynikowe jądro może być pozostawione w stanie wzbudzonym, a w tym przypadku rozpada się do stanu podstawowego, emitując wysokoenergetyczne fotony (rozpad gamma).

Badania nad silnymi i słabymi siłami jądrowymi doprowadziły fizyków do zderzenia jąder i elektronów przy coraz wyższych energiach. Badania te stały się nauką o fizyce cząstek elementarnych, z których najważniejszy jest standardowy model fizyki cząstek elementarnych, który łączy siły silne, słabe i elektromagnetyczne.

Jądro może zawierać setki nukleonów, co oznacza, że z pewnym przybliżeniem może być traktowane jako układ klasyczny, a nie kwantowo-mechaniczny. W wynikowym modelu zrzutu cieczy, jądro ma energię, która powstaje częściowo z napięcia powierzchniowego, a częściowo z elektrycznego odpychania protonów. Model cieczowo-kropelkowy jest w stanie odtworzyć wiele cech jąder, w tym ogólny trend energii wiązania w odniesieniu do liczby masowej, a także zjawisko rozszczepienia jądra atomowego.

Na ten klasyczny obraz nakładają się jednak efekty kwantowo-mechaniczne, które można opisać za pomocą modelu powłoki jądrowej, opracowanego w dużej części przez Marię Goeppert-Mayer. Jądra o pewnych liczbach neutronów i protonów (magiczne liczby 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) są szczególnie stabilne, ponieważ ich powłoki są wypełnione.

Duża część obecnych badań w dziedzinie fizyki jądrowej dotyczy badań jąder w ekstremalnych warunkach, takich jak wysoka energia wirowania i wzbudzania. Jądra mogą mieć również ekstremalne kształty (podobne do amerykańskich piłek nożnych) lub ekstremalne stosunki neutronów do protonów. Eksperci mogą tworzyć takie jądra za pomocą sztucznie indukowanej fuzji lub reakcji przeniesienia nukleonu, wykorzystując wiązki jonów z akceleratora. Wiązki o jeszcze większej energii mogą być wykorzystane do tworzenia jąder w bardzo wysokich temperaturach i istnieją oznaki, że eksperymenty te spowodowały przejście fazowe z normalnej materii jądrowej do nowego stanu, plazmy kwarkowo-gluonowej, w którym kwarki mieszają się ze sobą, zamiast być segregowane w trojaczkach, jak to ma miejsce w neutronach i protonach.

Rozpad jądrowy

Jeśli jądro ma za mało lub za dużo neutronów, może być niestabilne i rozpadnie się po pewnym okresie czasu. Na przykład, atomy azotu-16 (7 protonów, 9 neutronów) beta rozpadają się na atomy tlenu-16 (8 protonów, 8 neutronów) w ciągu kilku sekund od utworzenia. W tym rozpadzie neutron w jądrze azotu jest zamieniany na proton i elektron przez słabą siłę atomową. Element atomu zmienia się, ponieważ wcześniej miał siedem protonów (co czyni go azotem), teraz ma osiem (co czyni go tlenem). Wiele pierwiastków ma wiele izotopów, które są stabilne przez tygodnie, lata, a nawet miliardy lat.

Fuzja jądrowa

Gdy dwa lekkie jądra stykają się ze sobą bardzo blisko, możliwe jest połączenie ich ze sobą za pomocą silnej siły. Potrzeba dużo energii, aby zsunąć jądra na tyle blisko siebie, aby silna siła przyniosła efekt, dlatego proces syntezy jądrowej może odbywać się tylko w bardzo wysokich temperaturach lub przy dużych gęstościach. Gdy jądra są wystarczająco blisko siebie, silna siła pokonuje ich elektromagnetyczne odpychanie i gniotąc je w nowe jądro. Bardzo duża ilość energii jest uwalniana, gdy jądra światła łączą się ze sobą, ponieważ energia wiązania na nukleon rośnie wraz z liczbą mas aż do niklu-62. Gwiazdy takie jak nasze Słońce są zasilane poprzez syntezę czterech protonów w jądro helu, dwóch pozytonów i dwóch neutrin. Niekontrolowana fuzja wodoru w hel jest znana jako ucieczka termonuklearna. Badania mające na celu znalezienie ekonomicznie opłacalnej metody wykorzystania energii z kontrolowanej reakcji syntezy są obecnie podejmowane przez różne instytucje badawcze (patrz JET i ITER).

Rozszczepienie jądrowe

Dla jąder cięższych niż nikiel-62 energia wiązania na nukleon maleje wraz z liczbą masową. W związku z tym możliwe jest uwolnienie energii, jeśli ciężkie jądro rozpadnie się na dwa lżejsze. Taki rozpad atomów nazywany jest rozszczepieniem jądra atomowego.

Proces rozpadu alfa może być uważany za szczególny rodzaj spontanicznego rozszczepienia jądra atomowego. Proces ten prowadzi do wysoce niesymetrycznego rozszczepienia, ponieważ cztery cząstki tworzące cząstkę alfa są szczególnie ściśle ze sobą związane, co sprawia, że produkcja tego jądra w procesie rozszczepienia jest szczególnie prawdopodobna.

Dla niektórych najcięższych jąder, które wytwarzają neutrony w procesie rozszczepienia, a także łatwo absorbują neutrony w celu zainicjowania rozszczepienia, można uzyskać samozapłonowy rodzaj rozszczepienia inicjowanego przez neutrony, w tzw. reakcji łańcuchowej. Reakcje łańcuchowe były znane w chemii przed fizyką, a w rzeczywistości wiele znanych procesów, takich jak pożary i wybuchy chemiczne, jest chemicznymi reakcjami łańcuchowymi]. Rozszczepienie lub reakcja łańcuchowa "jądrowa", w której wykorzystuje się neutrony powstałe w wyniku rozszczepienia, jest źródłem energii dla elektrowni jądrowych i bomb atomowych typu rozszczepiającego, takich jak te dwie, które Stany Zjednoczone użyły przeciwko Hiroszimie i Nagasaki pod koniec II wojny światowej. Ciężkie jądra, takie jak uran i tor, mogą ulec samoistnemu rozszczepieniu, ale o wiele bardziej prawdopodobne jest, że ulegną one rozpadowi w wyniku rozpadu alfa.

Aby reakcja łańcuchowa inicjowana przez neutrony mogła wystąpić, musi istnieć masa krytyczna pierwiastka obecnego w pewnej przestrzeni w pewnych warunkach (warunki te spowalniają i zachowują neutrony dla reakcji). Znany jest jeden przykład naturalnego reaktora rozszczepienia jądrowego, który działał w dwóch regionach Oklo, Gabon, Afryka, ponad 1,5 mld lat temu. Pomiary naturalnej emisji neutrin wykazały, że około połowa ciepła emanującego z rdzenia Ziemi jest wynikiem rozpadu radioaktywnego. Nie wiadomo jednak, czy którekolwiek z nich jest wynikiem reakcji łańcuchowej rozszczepienia.

Produkcja elementów ciężkich

Kiedy Wszechświat ochłodził się po wielkim huku, w końcu stało się możliwe istnienie cząstek, które znamy. Najczęstszymi cząstkami powstałymi w czasie wielkiego wybuchu, które do dziś są dla nas łatwe do zaobserwowania, były protony (wodór) i elektrony (w równych ilościach). Niektóre cięższe pierwiastki powstawały w miarę zderzania się protonów, ale większość ciężkich pierwiastków, które widzimy dziś, powstawała wewnątrz gwiazd podczas szeregu etapów fuzji, takich jak łańcuch proton-proton, cykl CNO i proces triple-alfa. Stopniowo cięższe elementy powstają w trakcie ewolucji gwiazdy.

Ponieważ energia wiązania na nukleon szczyci się wokół żelaza, energia jest uwalniana tylko w procesach fuzji występujących poniżej tego punktu. Ponieważ tworzenie cięższych jąder w wyniku syntezy jądrowej kosztuje energię, natura ucieka się do procesu wychwytywania neutronów. Neutrony (z powodu braku ładunku) są łatwo absorbowane przez jądro. Cięższe pierwiastki powstają albo w wyniku powolnego procesu wychwytywania neutronów (tzw. procesu s), albo w wyniku szybkiego procesu lub procesu r. Proces s zachodzi w termicznie pulsujących gwiazdach (zwanych AGB lub asymptotycznymi gigantycznymi gwiazdami rozgałęzionymi) i trwa setki do tysięcy lat, aby dotrzeć do najcięższych pierwiastków ołowiu i bizmutu. Uważa się, że proces r zachodzi w wybuchach supernowych, ponieważ występują w nim warunki wysokiej temperatury, wysokiego strumienia neutronów i wyrzucanej materii. Te warunki gwiezdne sprawiają, że kolejne neutrony przechwytują bardzo szybko, angażując gatunki bardzo bogate w neutrony, które następnie rozpadają się na cięższe pierwiastki, zwłaszcza w tzw. punktach oczekiwania, które odpowiadają bardziej stabilnym nuklidom z zamkniętymi muszlami neutronowymi (liczby magiczne). Czas trwania procesu r jest zwykle w zakresie kilku sekund.