Atoomkern | het centrum van een atoom

De kern van een atoom bestaat uit protonen en neutronen (twee soorten baryonen) die door de kernkracht met elkaar verbonden zijn. Deze baryonen bestaan verder uit sub-atomaire fundamentele deeltjes, quarks genaamd, die door de sterke wisselwerking met elkaar zijn verbonden. De kern is min of meer een sferoïde en kan enigszins prolate (lang) of oblate (plat) zijn of anderszins niet helemaal rond.

Als de kern een straal van ongeveer 5 fm (= 10 × 10^-15 m) heeft, betekent dit dat zijn doorsnede ongeveer 10^-28 m² bedraagt en zijn volume ongeveer 10^-42 m³ .

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 bij koolstofdatering.

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

De ontdekking van het elektron door J. J. Thomson was het eerste teken dat het atoom een interne structuur had. Aan het begin van de 20e eeuw was het geaccepteerde model van het atoom het "plum pudding" model van J. J. Thomson, waarin het atoom een grote positief geladen bal was met daarin kleine negatief geladen elektronen. Tegen de eeuwwisseling hadden natuurkundigen ook drie soorten straling van atomen ontdekt, 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 spectrum van bètaverval continu was in plaats van discreet. Dat wil zeggen dat elektronen uit het atoom werden uitgeworpen met een reeks energieën, in plaats van de discrete hoeveelheden energieën die werden waargenomen bij gamma- en alfaverval. Dit was destijds een probleem voor de kernfysica, omdat het erop wees dat de energie bij deze vervallen niet behouden bleef. 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 met α-deeltjes door lucht, aluminiumfolie en goudfolie. Meer werk werd gepubliceerd in 1909 door Geiger en Marsden en verder sterk 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 wij die nu begrijpen voor te stellen.

Rond dezelfde tijd dat dit gebeurde (1909) voerde Ernest Rutherford een opmerkelijk experiment uit waarbij Hans Geiger en Ernest Marsden onder zijn toezicht alfadeeltjes (heliumkernen) afvuurden op een dunne laag goudfolie. Het plum pudding model voorspelde dat de alfadeeltjes uit de folie zouden moeten komen met een hooguit licht gebogen baan. Tot zijn schrik ontdekte hij dat enkele deeltjes onder grote hoeken werden verstrooid, in sommige gevallen zelfs helemaal achterstevoren. De ontdekking, die begon met Rutherfords analyse van de gegevens in 1911, leidde uiteindelijk tot het Rutherford-model van het atoom, waarin het atoom een zeer kleine, zeer dichte kern heeft die bestaat uit zware positief geladen deeltjes met ingesloten elektronen om de lading in evenwicht te houden. In dit model bestond stikstof-14 bijvoorbeeld uit een kern met 14 protonen en 7 elektronen, en werd de kern omgeven door nog eens 7 rondcirkelende elektronen.

Het Rutherford-model werkte vrij goed totdat Franco Rasetti aan het California Institute of Technology in 1929 onderzoek deed naar de kernspin. In 1925 was bekend dat protonen en elektronen een spin van 1/2 hadden, en in het Rutherford-model van stikstof-14 hadden de 14 protonen en zes van de elektronen moeten paren om elkaars spin op te heffen, en het laatste elektron had de kern moeten verlaten met een spin van 1/2. Rasetti ontdekte echter dat stikstof-14 een spin van 1 heeft.

In 1930 kon Wolfgang Pauli een bijeenkomst in Tübingen niet bijwonen, en in plaats daarvan stuurde hij een beroemde brief met de klassieke inleiding "Geachte radioactieve dames en heren". In zijn brief suggereerde Pauli dat er misschien een derde deeltje in de kern was dat hij het "neutron" noemde. Hij suggereerde dat het zeer licht was (lichter dan een elektron), geen lading had, en dat het niet gemakkelijk interageerde met materie (daarom was het nog niet gedetecteerd). Deze wanhopige uitweg loste zowel het probleem van energiebehoud als de spin van stikstof-14 op, het eerste omdat Pauli's "neutron" de extra energie meenam, en het tweede omdat een extra "neutron" zich koppelde aan het elektron in de kern van stikstof-14, waardoor deze één spin kreeg. Pauli's "neutron" werd in 1931 door Enrico Fermi omgedoopt tot neutrino (Italiaans voor kleine neutrale), en na ongeveer dertig jaar werd uiteindelijk aangetoond dat er werkelijk een neutrino wordt uitgezonden tijdens het bètaverval.

In 1932 realiseerde Chadwick zich dat straling die was waargenomen door Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène en Frédéric Joliot-Curie in feite te wijten was aan een massief deeltje dat hij het neutron noemde. In hetzelfde jaar stelde Dmitri Ivanenko voor dat neutronen in feite spin 1/2-deeltjes waren en dat de kern neutronen bevatte en dat er geen elektronen in zaten, en stelde Francis Perrin voor dat neutrino's geen kerndeeltjes waren maar ontstonden tijdens bètaverval. Als klap op de vuurpijl diende Fermi een theorie over het neutrino in bij Nature (die door de redactie werd verworpen omdat hij "te ver van de werkelijkheid af stond"). Fermi werkte verder aan zijn theorie en publiceerde in 1934 een document dat het neutrino een stevige theoretische basis gaf. In hetzelfde jaar stelde Hideki Yukawa de eerste belangrijke theorie van de sterke kracht voor om te verklaren hoe de kern bij elkaar blijft.

Met de artikelen van Fermi en Yukawa was het moderne model van het atoom compleet. Het centrum van het atoom bevat een hechte bal van neutronen en protonen, die bijeen wordt gehouden door de sterke kernkracht. Instabiele kernen kunnen alfaverval ondergaan, waarbij zij een energetische heliumkern uitstoten, of bètaverval, waarbij zij een elektron (of positron) uitstoten. Na een van deze vervallen kan de resulterende kern in een aangeslagen toestand achterblijven, en in dat geval vervalt hij naar zijn grondtoestand door het uitzenden van hoogenergetische fotonen (gammaverval).

De studie van de sterke en zwakke kernkrachten bracht natuurkundigen ertoe kernen en elektronen bij steeds hogere energieën met elkaar te laten botsen. Dit onderzoek werd de wetenschap van de deeltjesfysica, waarvan het belangrijkste het standaardmodel van de deeltjesfysica is, waarin de sterke, zwakke en elektromagnetische krachten zijn verenigd.

Een kern kan honderden nucleonen bevatten, wat betekent dat hij 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 kan veel eigenschappen van kernen weergeven, waaronder de algemene trend van de bindingsenergie ten opzichte van het massagetal, en het verschijnsel kernsplijting.

Bovenop dit klassieke beeld staan echter kwantummechanische effecten, die kunnen worden beschreven met behulp van het nucleaire schillenmodel, dat grotendeels 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 schillen 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 (zoals Amerikaanse voetballen) of extreme neutron-protonverhoudingen. Experimentators 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 bij zeer hoge temperaturen te maken, en er zijn aanwijzingen dat deze experimenten een faseovergang hebben veroorzaakt van normale kernmaterie naar een nieuwe toestand, het quark-gluonplasma, waarin de quarks zich met elkaar vermengen, in plaats van gescheiden te zijn in tripletten zoals in neutronen en protonen.

Nucleair verval

Als een kern te weinig of te veel neutronen heeft, kan deze onstabiel zijn en na enige tijd vervallen. Zo vervallen stikstof-16 atomen (7 protonen, 9 neutronen) binnen enkele seconden na hun ontstaan in bètaverval tot zuurstof-16 atomen (8 protonen, 8 neutronen). Bij 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, want terwijl het eerst zeven protonen had (waardoor het stikstof is), heeft het er nu acht (waardoor het zuurstof is). Veel elementen hebben meerdere isotopen die weken, jaren of zelfs miljarden jaren stabiel zijn.

Kernfusie

Wanneer twee lichte kernen in zeer nauw contact met elkaar komen, is het mogelijk dat de sterke kracht de twee samensmelt. Er is veel energie nodig om de kernen dicht genoeg bij elkaar te duwen om de sterke kracht te laten werken, dus het proces van kernfusie kan alleen plaatsvinden bij zeer hoge temperaturen of hoge dichtheden. Zodra de kernen dicht genoeg bij elkaar zijn, overwint de sterke kracht hun elektromagnetische afstoting en plet ze tot een nieuwe kern. Er komt een zeer grote hoeveelheid energie vrij wanneer lichte kernen samensmelten, omdat de bindingsenergie per nucleon 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 neutrino's. De ongecontroleerde fusie van waterstof tot helium staat bekend als thermonucleaire runaway. Verschillende onderzoeksinstellingen doen momenteel onderzoek naar een economisch haalbare methode om energie uit een gecontroleerde fusiereactie te gebruiken (zie JET en ITER).

Kernsplijting

Voor kernen die zwaarder zijn dan nikkel-62 neemt de bindingsenergie per kern af met het massagetal. Er kan dus energie vrijkomen als een zware kern uiteenvalt in twee lichtere. Deze splitsing van atomen staat bekend als kernsplijting.

Het proces van alfaverval kan worden beschouwd als een speciaal soort spontane kernsplijting. Dit proces levert een zeer asymmetrische splijting op, omdat de vier deeltjes waaruit het alfadeeltje bestaat, bijzonder nauw met elkaar verbonden zijn, waardoor de productie van deze kern bij splijting bijzonder waarschijnlijk is.

Voor bepaalde van de zwaarste kernen die bij splijting neutronen produceren, en die ook gemakkelijk neutronen absorberen om splijting te initiëren, kan een zelfontbrandend type van door neutronen geïnitieerde 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 kettingreactie van kernsplijting of "nucleaire" reactie, waarbij door kernsplijting geproduceerde neutronen worden gebruikt, is de energiebron voor kerncentrales en kernbommen van het type kernsplijting, zoals de twee die de Verenigde Staten aan het eind van de Tweede Wereldoorlog tegen Hiroshima en Nagasaki gebruikten. Zware kernen zoals uranium en thorium kunnen spontane splijting ondergaan, maar het is veel waarschijnlijker dat zij door alfaverval vervallen.

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 sparen neutronen voor de reacties). Er is één voorbeeld bekend van een natuurlijke kernsplijtingsreactor, die meer dan 1,5 miljard jaar geleden actief was in twee gebieden in Oklo, Gabon, Afrika. Metingen van natuurlijke neutrino-emissies hebben aangetoond dat ongeveer de helft van de warmte die uit de aardkern komt, afkomstig is van radioactief verval. Het is echter niet bekend of een deel hiervan afkomstig is van kettingreacties van kernsplijting.

Productie van zware elementen

Toen het heelal na de oerknal afkoelde, werd het uiteindelijk mogelijk dat deeltjes zoals wij die kennen, bestonden. De meest voorkomende deeltjes die bij de oerknal ontstonden en die wij vandaag de dag nog steeds gemakkelijk kunnen waarnemen, waren protonen (waterstof) en elektronen (in gelijke aantallen). Sommige zwaardere elementen ontstonden toen de protonen met elkaar botsten, maar de meeste zware elementen die wij vandaag de dag zien, ontstonden in sterren tijdens een reeks fusiefasen, zoals de proton-protonketen, de CNO-cyclus en het triple-alpha-proces. Tijdens de evolutie van een ster worden steeds zwaardere elementen gemaakt.

Aangezien de bindingsenergie per nucleon een piek bereikt rond ijzer, komt er alleen energie vrij bij fusieprocessen die onder dit punt plaatsvinden. Aangezien het ontstaan van zwaardere kernen door fusie energie kost, neemt de natuur haar toevlucht tot het proces van neutronenvangst. Neutronen worden (door hun gebrek aan lading) gemakkelijk geabsorbeerd door een kern. De zware elementen ontstaan door een langzaam neutronenvangstproces (het zogenaamde s-proces) of door het snelle, of r-proces. Het s-proces treedt op in thermisch pulserende sterren (de zogenaamde AGB, of asymptotische reuzentaksterren) en duurt honderden tot duizenden jaren om de zwaarste elementen lood en bismut te bereiken. Men denkt dat het r-proces optreedt bij supernova-explosies, omdat daar de omstandigheden van hoge temperatuur, hoge neutronenflux en uitgeworpen materie aanwezig zijn. Deze stellaire omstandigheden maken de opeenvolgende neutronenvangsten zeer snel, waarbij zeer neutronenrijke soorten betrokken zijn die vervolgens bèta-decayen tot zwaardere elementen, vooral op de zogenaamde wachtpunten die overeenkomen met stabielere nucliden met gesloten neutronenschillen (magische getallen). De duur van het r-proces is doorgaans enkele seconden.