Atoomkern

De kern is het centrum van een atoom. Hij bestaat uit nucleonen (protonen en neutronen) en is omgeven door de elektronenwolk. De grootte (diameter) van de kern ligt tussen 1,6 fm (10-15 m) (voor een proton in lichte waterstof) tot ongeveer 15 fm (voor de zwaarste atomen, zoals uranium). Deze afmetingen zijn veel kleiner dan de grootte van het atoom zelf met een factor van ongeveer 23.000 (uranium) tot ongeveer 145.000 (waterstof). Hoewel het maar een heel klein deel van het atoom is, heeft de kern het grootste deel van de massa. Bijna alle massa in een atoom bestaat uit de protonen en neutronen in de kern met een zeer kleine bijdrage van de ronddraaiende elektronen.

Neutronen hebben geen lading en protonen zijn positief geladen. Omdat de kern alleen bestaat uit protonen en neutronen is deze positief geladen. Dingen die dezelfde lading hebben stoten elkaar af: deze afstoting maakt deel uit van wat men elektromagnetische kracht noemt. Tenzij er iets anders was dat de kern bij elkaar hield, kon het niet bestaan omdat de protonen van elkaar af zouden duwen. De kern wordt in feite bij elkaar gehouden door een andere kracht die bekend staat als de sterke kernkracht.

Het woord kern is van 1704, wat "kern van een noot" betekent. In 1844 gebruikte Michael Faraday de kern om het "centrale punt van een atoom" te beschrijven. De moderne atoombetekenis werd voorgesteld door Ernest Rutherford in 1912. Het gebruik van het woord kern in de atoomtheorie gebeurde echter niet onmiddellijk. Zo schreef Gilbert N. Lewis in 1916 in zijn beroemde artikel The Atom and the Molecule dat "het atoom bestaat uit de kern en een buitenste atoom of schelp".

Een tekening van het heliumatoom. In de kern zijn de protonen in het rood en de neutronen in het paars...
Een tekening van het heliumatoom. In de kern zijn de protonen in het rood en de neutronen in het paars...

Samenstelling

De kern van een atoom bestaat uit protonen en neutronen (twee soorten baryonen) die met elkaar verbonden zijn door de kernkracht. Deze baryonen bestaan verder uit subatomaire fundamentele deeltjes die bekend staan als quarks en die met elkaar verbonden zijn door de sterke interactie. De kern is min of meer een sferoïde en kan enigszins verlengd zijn (lang) of afgeplat (plat) of anders niet helemaal rond.

Isotopen en nucliden

De isotoop van een atoom is gebaseerd op het aantal neutronen in de kern. Verschillende isotopen van hetzelfde element hebben zeer vergelijkbare chemische eigenschappen. Verschillende isotopen in een monster van een chemische stof kunnen worden gescheiden met behulp van een centrifuge of met behulp van een massaspectrometer. De eerste methode wordt gebruikt bij de productie van verrijkt uranium uit gewoon uranium, en de tweede wordt gebruikt bij koolstofdatering.

Het aantal protonen en neutronen samen bepalen de nuclide (type kern). Protonen en neutronen hebben een bijna gelijke massa, en hun gecombineerde aantal, het massagetal, is ongeveer gelijk aan de atoommassa van een atoom. De gecombineerde massa van de elektronen is erg klein in vergelijking met de massa van de kern; protonen en neutronen wegen ongeveer 2000 keer meer dan elektronen.

Geschiedenis

De ontdekking van het elektron door J.J. Thomson was het eerste teken dat het atoom een interne structuur had. Rond de eeuwwisseling van de 20e eeuw was het geaccepteerde model van het atoom het "pruimpuddingmodel" van J. J. Thomson, waarin het atoom een grote positief geladen bal was met kleine negatief geladen elektronen die erin waren ingebed. Rond de eeuwwisseling hadden natuurkundigen ook drie soorten straling ontdekt die afkomstig waren van atomen, die zij alfa-, bèta- en gammastraling noemden. Experimenten in 1911 door Lise Meitner en Otto Hahn, en door James Chadwick in 1914 ontdekten dat het beta-vervalspectrum ononderbroken was in plaats van discreet. Dat wil zeggen, elektronen werden uit het atoom uitgeworpen met een reeks van energieën, in plaats van de discrete hoeveelheden energieën die werden waargenomen in gamma- en alfa-verval. Dit was een probleem voor de kernfysica in die tijd, omdat het aangaf dat er geen energie werd bewaard in dit verval. Het probleem zou later leiden tot de ontdekking van het neutrino (zie hieronder).

In 1906 publiceerde Ernest Rutherford "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger breidde dit werk uit in een mededeling aan de Royal Society met experimenten die hij en Rutherford hadden gedaan om α-deeltjes door lucht, aluminiumfolie en goudfolie te laten gaan. Meer werk werd gepubliceerd in 1909 door Geiger en Marsden en verder uitgebreid werk werd gepubliceerd in 1910 door Geiger, In 1911-2 ging Rutherford voor de Royal Society om de experimenten uit te leggen en de nieuwe theorie van de atoomkern zoals we die nu begrijpen voort te stuwen.

Rond dezelfde tijd dat dit gebeurde (1909) voerde Ernest Rutherford een opmerkelijk experiment uit waarbij Hans Geiger en Ernest Marsden onder zijn leiding alfadeeltjes (heliumkernen) afvuurden op een dunne film van goudfolie. Het pruimpuddingmodel voorspelde dat de alfadeeltjes uit de folie zouden moeten komen, waarbij hun banen hooguit licht gebogen zouden zijn. Hij was geschokt toen hij ontdekte dat een paar deeltjes door grote hoeken werden verstrooid, in sommige gevallen zelfs helemaal achterwaarts. De ontdekking, te beginnen met Rutherfords analyse van de gegevens in 1911, leidde uiteindelijk tot het Rutherfordmodel van het atoom, waarin het atoom een zeer kleine, zeer dichte kern heeft die bestaat uit zware positief geladen deeltjes met ingebedde elektronen om de lading uit te balanceren. In dit model bestond stikstof-14 bijvoorbeeld uit een kern met 14 protonen en 7 elektronen, en de kern was omgeven door 7 meer ronddraaiende elektronen.

Het Rutherford-model werkte vrij goed tot Franco Rasetti in 1929 aan het CaliforniaInstitute of Technology onderzoek deed naar nucleaire spin. In 1925 was bekend dat protonen en elektronen een spin van 1/2 hadden, en in het Rutherford-model van stikstof-14 zouden de 14 protonen en zes van de elektronen zich moeten hebben gekoppeld om elkaars spin te annuleren, en het uiteindelijke elektron zou de kern met een spin van 1/2 moeten hebben verlaten. Rasetti ontdekte echter dat stikstof-14 een spin van één heeft.

In 1930 was Wolfgang Pauli niet in staat om een bijeenkomst in Tübingen bij te wonen en stuurde in plaats daarvan een beroemde brief met de klassieke inleiding "Beste Radioactieve Dames en Heren". In zijn brief suggereerde Pauli dat er misschien een derde deeltje in de kern zat dat hij de "neutron" noemde. Hij suggereerde dat het zeer licht was (lichter dan een elektron), geen lading had, en dat het niet gemakkelijk in wisselwerking stond met materie (daarom was het nog niet gedetecteerd). Deze wanhopige uitweg loste zowel het probleem van energiebesparing als de spin van stikstof-14 op, de eerste omdat Pauli's "neutron" de extra energie wegvoerde en de tweede omdat een extra "neutron" in verbinding stond met het elektron in de stikstof-14-kern waardoor het een spin kreeg. Pauli's "neutron" werd in 1931 door Enrico Fermi omgedoopt tot neutrino (Italiaans voor kleine neutrino), en na ongeveer dertig jaar werd eindelijk aangetoond dat een neutrino echt wordt uitgestoten tijdens bètaverval.

In 1932 besefte Chadwick dat de straling die Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène en Frédéric Joliot-Curie hadden waargenomen, eigenlijk te wijten was aan een massief deeltje dat hij het neutron noemde. In hetzelfde jaar suggereerde Dmitri Ivanenko dat neutronen in feite 1/2-deeltjes waren en dat de kern neutronen bevatte en dat er geen elektronen in zaten, en Francis Perrin suggereerde dat neutrino's geen nucleaire deeltjes waren, maar werden gecreëerd tijdens bètaverval. Om het jaar af te sluiten heeft Fermi een theorie over het neutrino aan de natuur voorgelegd (die de redactie afwees omdat ze "te ver van de werkelijkheid" stond). Fermi werkte verder aan zijn theorie en publiceerde in 1934 een artikel dat het neutrino op een solide theoretische basis plaatste. In hetzelfde jaar stelde Hideki Yukawa de eerste significante theorie van de sterke kracht voor om te verklaren hoe de kern bij elkaar houdt.

Met de papieren van Fermi en Yukawa was het moderne model van het atoom compleet. Het centrum van het atoom bevat een strakke bal van neutronen en protonen, die door de sterke kernkracht bij elkaar wordt gehouden. Onstabiele kernen kunnen alfa-verval ondergaan, waarbij ze een energetische heliumkern uitzenden, of bèta-verval, waarbij ze een elektron (of positron) uitwerpen. Na één van deze ontbindingen kan de resulterende kern in een opgewonden toestand worden achtergelaten, en in dit geval vervalt deze tot zijn grondtoestand door het uitzenden van hoge energiefotonen (gammabederf).

De studie van de sterke en zwakke kernkrachten heeft de fysici ertoe gebracht om kernen en elektronen met steeds hogere energieën tegen elkaar te laten botsen. Dit onderzoek werd de wetenschap van de deeltjesfysica, waarvan het belangrijkste het standaardmodel van de deeltjesfysica is dat de sterke, zwakke en elektromagnetische krachten verenigt.

Moderne kernfysica

Een kern kan honderden kernen bevatten, wat betekent dat het met enige benadering kan worden behandeld als een klassiek systeem, in plaats van een kwantummechanisch systeem. In het resulterende vloeistofdruppelmodel heeft de kern een energie die deels voortkomt uit oppervlaktespanning en deels uit elektrische afstoting van de protonen. Het vloeistofdruppelmodel is in staat om vele kenmerken van kernen te reproduceren, waaronder de algemene trend van bindingsenergie met betrekking tot het massagetal, evenals het fenomeen van kernsplijting.

Bovenop dit klassieke beeld staan echter kwantummechanische effecten, die kunnen worden beschreven met behulp van het nucleaire schelpmodel, dat voor een groot deel is ontwikkeld door Maria Goeppert-Mayer. Kernen met bepaalde aantallen neutronen en protonen (de magische getallen 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) zijn bijzonder stabiel, omdat hun schelpen gevuld zijn.

Veel van het huidige onderzoek in de kernfysica heeft betrekking op de studie van kernen onder extreme omstandigheden zoals hoge spin- en excitatie-energie. Kernen kunnen ook extreme vormen hebben (vergelijkbaar met die van Amerikaanse voetballen) of extreme neutronen/protonverhoudingen. Experimenters kunnen dergelijke kernen creëren met behulp van kunstmatig geïnduceerde fusie- of nucleonoverdrachtsreacties, waarbij gebruik wordt gemaakt van ionenbundels van een versneller. Stralen met nog hogere energieën kunnen worden gebruikt om kernen te maken bij zeer hoge temperaturen, en er zijn tekenen dat deze experimenten een faseovergang van normaal nucleair materiaal naar een nieuwe staat, het quark-gluon plasma, hebben opgeleverd, waarin de quarks zich met elkaar vermengen, in plaats van gescheiden te worden in tripletten, zoals bij neutronen en protonen het geval is.

Onderwerpen in de kernfysica

Nucleair verval

Als een kern te weinig of te veel neutronen heeft, kan hij onstabiel zijn en zal hij na verloop van tijd vergaan. Bijvoorbeeld, stikstof-16 atomen (7 protonen, 9 neutronen) bèta-atomen vervallen binnen enkele seconden na het ontstaan tot zuurstof-16 atomen (8 protonen, 8 neutronen). In dit verval wordt een neutron in de stikstofkern door de zwakke kernkracht omgezet in een proton en een elektron. Het element van het atoom verandert omdat het vroeger zeven protonen had (wat het tot stikstof maakt) maar nu acht (wat het tot zuurstof maakt). Veel elementen hebben meerdere isotopen die weken, jaren of zelfs miljarden jaren stabiel zijn.

Kernfusie

Wanneer twee lichtkernen zeer dicht bij elkaar komen is het mogelijk dat de sterke kracht de twee met elkaar versmelt. Het kost veel energie om de kernen dicht genoeg bij elkaar te duwen om de sterke kracht te laten werken, zodat het proces van kernfusie alleen bij zeer hoge temperaturen of hoge dichtheden kan plaatsvinden. Zodra de kernen dicht genoeg bij elkaar liggen, overwint de sterke kracht hun elektromagnetische afstoting en verplettert ze tot een nieuwe kern. Bij het samensmelten van lichte kernen komt een zeer grote hoeveelheid energie vrij, omdat de bindingsenergie per kern toeneemt met het massagetal tot aan nikkel-62. Sterren zoals onze zon worden aangedreven door de fusie van vier protonen tot een heliumkern, twee positronen en twee neutronen. De ongecontroleerde fusie van waterstof tot helium staat bekend als thermonucleair weglopen. Onderzoek naar een economisch haalbare methode om energie uit een gecontroleerde fusiereactie te gebruiken, wordt momenteel uitgevoerd door verschillende onderzoeksinstellingen (zie JET en ITER).

Kernsplijting

Voor kernen die zwaarder zijn dan nikkel-62 neemt de bindingsenergie per kern af met het massagetal. Het is dus mogelijk dat er energie vrijkomt als een zware kern uiteenvalt in twee lichtere. Deze splitsing van atomen wordt kernsplitsing genoemd.

Het proces van alfa-verval kan worden gezien als een speciale vorm van spontane kernsplijting. Dit proces produceert een zeer asymmetrische splijting omdat de vier deeltjes waaruit het alfadeeltje bestaat bijzonder nauw met elkaar verbonden zijn, waardoor de productie van deze kern bij de splijting bijzonder waarschijnlijk is.

Voor sommige van de zwaarste kernen die neutronen bij splitsing produceren, en die ook gemakkelijk neutronen absorberen om splitsing te initiëren, kan een zelfontstekend type van neutronengeïnitieerde splijting worden verkregen, in een zogenaamde kettingreactie. [Kettingreacties waren al bekend in de chemie vóór de fysica, en in feite zijn veel bekende processen zoals branden en chemische explosies chemische kettingreacties]. De kernsplijting of "nucleaire" kettingreactie, waarbij gebruik wordt gemaakt van door kernsplijting geproduceerde neutronen, is de energiebron voor kerncentrales en kernbommen van het type splijting, zoals de twee die de Verenigde Staten aan het einde van de Tweede Wereldoorlog tegen Hiroshima en Nagasaki gebruikten. Zware kernen zoals uranium en thorium kunnen spontaan worden gespleten, maar ze hebben veel meer kans op verval door alfa-verval.

Om een door neutronen geïnitieerde kettingreactie te laten plaatsvinden, moet er een kritische massa van het element aanwezig zijn in een bepaalde ruimte onder bepaalde omstandigheden (deze omstandigheden vertragen en behouden neutronen voor de reacties). Er is een bekend voorbeeld van een natuurlijke kernsplijtingsreactor, die meer dan 1,5 miljard jaar geleden actief was in twee regio's van Oklo, Gabon, Afrika. Metingen van de natuurlijke neutrino-emissie hebben aangetoond dat ongeveer de helft van de warmte die uit de kern van de aarde komt, afkomstig is van radioactief verval. Het is echter niet bekend of dit het gevolg is van de kettingreacties van de splijting.

Productie van zware elementen

Toen het heelal na de oerknal afkoelde, werd het uiteindelijk mogelijk dat de deeltjes zoals we die kennen bestaan. De meest voorkomende deeltjes die in de oerknal ontstonden en die voor ons vandaag de dag nog steeds gemakkelijk waarneembaar zijn, waren protonen (waterstof) en elektronen (in gelijke aantallen). Sommige zwaardere elementen zijn ontstaan toen de protonen met elkaar botsten, maar de meeste zware elementen die we vandaag de dag zien zijn ontstaan in het binnenste van sterren tijdens een reeks van fusiestappen, zoals de proton-protonketen, de CNO-cyclus en het triple-alpha-proces. Geleidelijk aan worden zwaardere elementen gemaakt tijdens de evolutie van een ster.

Aangezien de bindingsenergie per nucleon pieken rond ijzer vertoont, komt er alleen energie vrij bij fusieprocessen die onder dit punt plaatsvinden. Aangezien het creëren van zwaardere kernen door fusie energie kost, neemt de natuur haar toevlucht tot het proces van neutronenvangst. Neutronen worden (bij gebrek aan lading) gemakkelijk geabsorbeerd door een kern. De zware elementen worden gecreëerd door een langzaam neutronenvangstproces (het zogenaamde s-proces) of door het snelle, of r-proces. Het s-proces vindt plaats in thermisch pulserende sterren (AGB genoemd, of asymptotische reuzentaksterren) en het duurt honderden tot duizenden jaren om de zwaarste elementen van lood en bismut te bereiken. Men denkt dat het r-proces voorkomt in supernova-explosies omdat de omstandigheden van hoge temperatuur, hoge neutronenflux en uitgeworpen materie aanwezig zijn. Deze stellaire condities zorgen ervoor dat de opeenvolgende neutronen heel snel worden gevangen, waarbij zeer neutronenrijke soorten betrokken zijn die vervolgens bètaverteren tot zwaardere elementen, vooral op de zogenaamde wachtplaatsen die overeenkomen met stabielere nucliden met gesloten neutronenschelpen (magische getallen). De r-procesduur ligt typisch in het bereik van enkele seconden.

Gerelateerde pagina's


AlegsaOnline.com - 2020 / 2021 - License CC3