Atomiydin — atomin ydin, rakenne, koko ja ydinvoimat

Atomin ydin koostuu protoneista ja neutroneista (kaksi baryonityyppiä), jotka on yhdistetty ydinvoiman avulla. Nämä baryonit koostuvat lisäksi subatomisista perushiukkasista, joita kutsutaan kvarkkeiksi ja joita yhdistää vahva vuorovaikutus. Ydin on enemmän tai vähemmän pallomainen, ja se voi olla hieman prolate (pitkä) tai oblate (litteä) tai muuten ei täysin pyöreä.

Jos ytimen säteen voidaan katsoa olevan suuruusluokkaa 5 fm (= 10 × 10^-15 m), se tarkoittaa, että sen poikkileikkaus on suuruusluokkaa 10^-28 m² ja tilavuus on noin 10^-42 m³ .

Isotoopit ja nuklidit

Atomin isotooppi perustuu ytimen neutronien lukumäärään. Saman alkuaineen eri isotoopeilla on hyvin samanlaiset kemialliset ominaisuudet. Kemikaalinäytteessä olevat eri isotoopit voidaan erottaa toisistaan sentrifugin tai massaspektrometrin avulla. Ensimmäistä menetelmää käytetään rikastetun uraanin valmistuksessa tavallisesta uraanista, ja jälkimmäistä käytetään hiiliajoituksessa.

Protonien ja neutronien lukumäärä yhdessä määrittää nuklidin (ytimen tyypin). Protonien ja neutronien massat ovat lähes yhtä suuret, ja niiden yhteenlaskettu lukumäärä, massaluku, on suunnilleen yhtä suuri kuin atomin massa. Elektronien yhteenlaskettu massa on hyvin pieni verrattuna ytimen massaan; protonit ja neutronit painavat noin 2000 kertaa enemmän kuin elektronit.

J. J. Thomsonin elektronin löytäminen oli ensimmäinen merkki siitä, että atomilla oli sisäinen rakenne. 1900-luvun vaihteessa hyväksytty malli atomista oli J. J. Thomsonin "luumupudding"-malli, jossa atomi oli suuri positiivisesti varautunut pallo, jonka sisälle oli upotettu pieniä negatiivisesti varautuneita elektroneja. Vuosisadan vaihteeseen mennessä fyysikot olivat myös havainneet kolmenlaista atomeista peräisin olevaa säteilyä, jotka he nimesivät alfa-, beeta- ja gammasäteilyksi. Lise Meitnerin ja Otto Hahnin vuonna 1911 ja James Chadwickin vuonna 1914 tekemissä kokeissa havaittiin, että beetahajoamisen spektri oli jatkuva eikä diskreetti. Toisin sanoen atomissa elektronit purkautuivat atomista eri energioilla, eikä niinkään diskreeteillä energioilla kuin gamma- ja alfahajoamisessa. Tämä oli tuolloin ongelma ydinfysiikan kannalta, koska se osoitti, että energia ei säilynyt näissä hajoamisissa. Ongelma johti myöhemmin neutriinon löytämiseen (ks. jäljempänä).

Vuonna 1906 Ernest Rutherford julkaisi artikkelin "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger laajensi tätä työtä Royal Societylle antamassaan tiedonannossa kokeilla, joita hän ja Rutherford olivat tehneet kuljettamalla α-hiukkasia ilman, alumiinifolion ja kultakalvon läpi. Geiger ja Marsden julkaisivat lisää työtä vuonna 1909, ja vuonna 1910 Geiger julkaisi vielä huomattavasti laajennetun työn. Vuosina 1911 ja 1911-2 Rutherford kävi Royal Societyn edessä selittämässä kokeita ja esittämässä uuden teorian atomiytimestä sellaisena kuin me sen nyt ymmärrämme.

Samoihin aikoihin kun tämä tapahtui (1909) Ernest Rutherford suoritti merkittävän kokeen, jossa Hans Geiger ja Ernest Marsden hänen valvonnassaan ampuivat alfahiukkasia (helium-ytimiä) ohueen kultakalvoon. Luumupudding-malli ennusti, että alfahiukkasten pitäisi tulla ulos kalvosta siten, että niiden liikeradat ovat korkeintaan hieman taipuneet. Hän oli järkyttynyt havaitessaan, että muutamat hiukkaset hajosivat suurten kulmien kautta, joissakin tapauksissa jopa täysin taaksepäin. Rutherfordin vuonna 1911 tekemästä aineiston analyysistä alkanut löytö johti lopulta Rutherfordin atomimalliin, jossa atomissa on hyvin pieni ja hyvin tiheä ydin, joka koostuu raskaista positiivisesti varatuista hiukkasista, joihin on upotettu elektroneja varauksen tasapainottamiseksi. Esimerkkinä mainittakoon, että tässä mallissa typpi-14 koostui ytimestä, jossa oli 14 protonia ja 7 elektronia, ja ydintä ympäröi vielä 7 kiertävää elektronia.

Rutherfordin malli toimi melko hyvin, kunnes Franco Rasetti teki tutkimuksia ydinspinistä Kalifornian teknologiainstituutissa vuonna 1929. Vuoteen 1925 mennessä tiedettiin, että protonien ja elektronien spin oli 1/2, ja Rutherfordin typen 14 mallissa 14 protonin ja kuuden elektronin olisi pitänyt muodostaa pariliitos, joka kumoaa toistensa spinin, ja viimeisen elektronin olisi pitänyt poistua ytimestä spinillä 1/2. Rasetti havaitsi kuitenkin, että typpi-14:n spin on yksi.

Vuonna 1930 Wolfgang Pauli ei voinut osallistua Tübingenin kokoukseen, vaan hän lähetti kuuluisan kirjeen, jossa oli klassinen johdanto "Hyvät radioaktiiviset naiset ja herrat". Kirjeessään Pauli ehdotti, että ytimessä voisi olla kolmas hiukkanen, jonka hän nimesi "neutroniksi". Hän esitti, että se oli hyvin kevyt (kevyempi kuin elektroni), että sillä ei ollut varausta ja että se ei ollut helposti vuorovaikutuksessa aineen kanssa (minkä vuoksi sitä ei ollut vielä havaittu). Tämä epätoivoinen ulospääsy ratkaisi sekä energian säilymisen ongelman että typpi-14:n spinin, ensinnäkin siksi, että Paulin "neutroni" vei ylimääräisen energian pois, ja toiseksi siksi, että ylimääräinen "neutroni" parittui typpi-14:n ytimen elektronin kanssa, jolloin sen spin oli yksi. Enrico Fermi nimesi Paulin "neutronin" vuonna 1931 neutriinoksi (italiaksi "pikku neutriini"), ja noin kolmenkymmenen vuoden kuluttua osoitettiin vihdoin, että neutriini todella emittoituu beetahajoamisen aikana.

Vuonna 1932 Chadwick tajusi, että Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène ja Frédéric Joliot-Curie olivat havainneet säteilyn johtuvan massiivisesta hiukkasesta, jota hän kutsui neutroniksi. Samana vuonna Dmitri Ivanenko esitti, että neutronit olivat itse asiassa spin 1/2 -hiukkasia ja että ydin sisälsi neutroneja eikä siinä ollut elektroneja, ja Francis Perrin esitti, että neutriinot eivät olleet ydinhiukkasia vaan syntyivät beetahajoamisen aikana. Vuoden päätteeksi Fermi toimitti Natureen neutriinoteorian (jonka toimittajat hylkäsivät, koska se oli "liian kaukana todellisuudesta"). Fermi jatkoi teoriansa työstämistä ja julkaisi vuonna 1934 artikkelin, jossa neutriino asetettiin vankalle teoreettiselle pohjalle. Samana vuonna Hideki Yukawa esitti ensimmäisen merkittävän teorian vahvasta voimasta selittääkseen, miten ydin pysyy kasassa.

Fermin ja Yukawan julkaisujen myötä atomin moderni malli oli valmis. Atomin keskellä on neutronien ja protonien muodostama tiivis pallo, jota pitää yhdessä vahva ydinvoima. Epävakaat ytimet voivat hajota alfahajoavasti, jolloin niistä vapautuu energinen heliumydin, tai beetahajoavasti, jolloin niistä sinkoutuu elektroni (tai positroni). Jommankumman näistä hajoamisista jälkeen syntynyt ydin voi jäädä kiihottuneeseen tilaan, jolloin se hajoaa perustilaansa lähettämällä suurienergisiä fotoneja (gammahajoaminen).

Vahvan ja heikon ydinvoiman tutkiminen johti fyysikot törmäyttämään ytimiä ja elektroneja yhä suuremmilla energioilla. Tästä tutkimuksesta muodostui hiukkasfysiikan tiede, josta tärkein on hiukkasfysiikan standardimalli, joka yhdistää vahvat, heikot ja sähkömagneettiset voimat.

Ydin voi sisältää satoja nukleoneja, mikä tarkoittaa, että sitä voidaan käsitellä pikemminkin klassisena kuin kvanttimekaanisena järjestelmänä. Tuloksena syntyvässä nestepisaramallissa ytimellä on energiaa, joka johtuu osittain pintajännityksestä ja osittain protonien sähköisestä hylkimisestä. Nestepisaramalli pystyy toistamaan monia ytimien ominaisuuksia, kuten sidosenergian yleisen suuntauksen suhteessa massalukuun sekä ydinfission ilmiön.

Tähän klassiseen kuvaan on kuitenkin liitetty kvanttimekaanisia vaikutuksia, joita voidaan kuvata Maria Goeppert-Mayerin suurelta osin kehittämän ydinkuorimallin avulla. Ytimet, joissa on tietty määrä neutroneita ja protoneja (maagiset luvut 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...), ovat erityisen vakaita, koska niiden kuoret ovat täynnä.

Suuri osa ydinfysiikan nykyisestä tutkimuksesta liittyy ytimien tutkimiseen ääriolosuhteissa, kuten korkeissa spin- ja kiihdytysenergioissa. Ytimillä voi myös olla äärimmäinen muoto (kuten amerikkalaisilla jalkapalloilla) tai äärimmäinen neutronien ja protonien suhde. Tutkijat voivat luoda tällaisia ytimiä keinotekoisesti aikaansaatujen fuusio- tai nukleonisiirtoreaktioiden avulla käyttämällä kiihdyttimen ionisäteitä. Vielä suurempien energioiden säteillä voidaan luoda ytimiä hyvin korkeissa lämpötiloissa, ja on merkkejä siitä, että näissä kokeissa on saatu aikaan faasimuutos tavallisesta ydinaineesta uuteen tilaan, kvarkki-gluoniplasmaan, jossa kvarkit sekoittuvat toisiinsa sen sijaan, että ne olisivat erillään tripleteissä, kuten neutroneissa ja protoneissa.

Ydinsyöksy

Jos ytimessä on liian vähän tai liian monta neutronia, se voi olla epävakaa ja hajoaa jonkin ajan kuluttua. Esimerkiksi typpi-16-atomit (7 protonia, 9 neutronia) hajoavat beetahajoavasti happi-16-atomeiksi (8 protonia, 8 neutronia) muutaman sekunnin kuluessa syntymisestään. Tässä hajoamisessa typen ytimen neutroni muuttuu heikon ydinvoiman avulla protoniksi ja elektroniksi. Atomin alkuaine muuttuu, sillä kun siinä oli aiemmin seitsemän protonia (mikä tekee siitä typpeä), siinä on nyt kahdeksan (mikä tekee siitä happea). Monilla alkuaineilla on useita isotooppeja, jotka ovat stabiileja viikkoja, vuosia tai jopa miljardeja vuosia.

Ydinfuusio

Kun kaksi kevyttä ydintä joutuu hyvin läheiseen kosketukseen toistensa kanssa, vahva voima voi sulauttaa ne yhteen. Tarvitaan paljon energiaa, jotta ytimet saadaan työnnettyä tarpeeksi lähelle toisiaan, jotta vahva voima voisi vaikuttaa, joten ydinfuusio voi tapahtua vain hyvin korkeissa lämpötiloissa tai suurissa tiheyksissä. Kun ytimet ovat tarpeeksi lähellä toisiaan, vahva voima voittaa niiden sähkömagneettisen vastuksen ja puristaa ne uudeksi ytimeksi. Kevyiden ytimien fuusioituessa vapautuu erittäin suuri määrä energiaa, koska nukleonia kohti laskettu sidosenergia kasvaa massaluvun myötä aina nikkeli-62:een asti. Aurinkomme kaltaiset tähdet saavat energiaa fuusioimalla neljä protonia heliumytimeksi, kaksi positronia ja kaksi neutriinoa. Vedyn hallitsematon fuusio heliumiksi tunnetaan termoydinkarkurina. Useat tutkimuslaitokset tutkivat parhaillaan taloudellisesti kannattavaa menetelmää, jolla voitaisiin käyttää hallitusta fuusioreaktiosta saatavaa energiaa (ks. JET ja ITER).

Ydinfissio

Nikkeliä-62 raskaammilla ytimillä nukleonia kohti laskettu sidosenergia pienenee massaluvun myötä. Siksi on mahdollista, että energiaa vapautuu, jos raskas ydin hajoaa kahdeksi kevyemmäksi ytimeksi. Tätä atomien jakautumista kutsutaan ydinfissioksi.

Alfahajoamisprosessia voidaan pitää erityisenä spontaanin ydinfission tyyppinä. Tässä prosessissa syntyy erittäin epäsymmetrinen fissio, koska alfahiukkasen muodostavat neljä hiukkasta ovat erityisen tiukasti sidoksissa toisiinsa, jolloin tämän ytimen syntyminen fissiossa on erityisen todennäköistä.

Tietyille raskaimmille ytimille, jotka tuottavat neutroneita fissiossa ja jotka myös helposti absorboivat neutroneita fission käynnistämiseksi, voidaan saada aikaan itsestään syttyvä neutronien käynnistämä fissio niin sanotussa ketjureaktiossa. [Ketjureaktiot tunnettiin kemiassa jo ennen fysiikkaa, ja itse asiassa monet tutut prosessit, kuten tulipalot ja kemialliset räjähdykset, ovat kemiallisia ketjureaktioita]. Fissio- tai "ydin"-ketjureaktio, jossa käytetään fissiossa syntyviä neutroneita, on energialähde ydinvoimaloissa ja fissiotyyppisissä ydinpommeissa, kuten niissä kahdessa, joita Yhdysvallat käytti Hiroshimaan ja Nagasakiin toisen maailmansodan lopussa. Raskaat ytimet, kuten uraani ja torium, voivat fissioitua spontaanisti, mutta ne hajoavat paljon todennäköisemmin alfahajoamalla.

Jotta neutronien käynnistämä ketjureaktio voisi tapahtua, alkuaineen kriittisen massan on oltava tietyssä tilassa tietyissä olosuhteissa (nämä olosuhteet hidastavat ja säästävät neutroneita reaktioita varten). Tiedetään yksi esimerkki luonnollisesta ydinfissioreaktorista, joka oli aktiivinen kahdella alueella Oklossa, Gabonissa, Afrikassa, yli 1,5 miljardia vuotta sitten. Luonnollisen neutriinopäästön mittaukset ovat osoittaneet, että noin puolet maan ytimestä peräisin olevasta lämmöstä on peräisin radioaktiivisesta hajoamisesta. Ei kuitenkaan tiedetä, johtuuko osa tästä fissioketjureaktioista.

Raskaiden alkuaineiden tuotanto

Kun maailmankaikkeus viileni alkuräjähdyksen jälkeen, tuli lopulta mahdolliseksi, että hiukkasia, kuten me ne tunnemme, oli olemassa. Yleisimmät alkuräjähdyksessä syntyneet hiukkaset, jotka ovat yhä nykyäänkin helposti havaittavissa, olivat protonit (vety) ja elektronit (yhtä monta). Joitakin raskaampia alkuaineita syntyi, kun protonit törmäsivät toisiinsa, mutta suurin osa nykyisin havaitsemistamme raskaista alkuaineista syntyi tähtien sisällä useissa fuusiovaiheissa, kuten protoni-protoniketjussa, CNO-kierrossa ja kolmois-alfa-prosessissa. Tähden evoluution aikana syntyy asteittain raskaampia alkuaineita.

Koska nukleonikohtainen sidosenergia on suurimmillaan raudan kohdalla, energiaa vapautuu vain tämän pisteen alapuolella tapahtuvissa fuusioprosesseissa. Koska raskaampien ytimien luominen fuusiossa maksaa energiaa, luonto turvautuu neutronien sieppaukseen. Neutronit (koska niillä ei ole varausta) imeytyvät helposti ytimeen. Raskaat alkuaineet syntyvät joko hitaalla neutronien sieppausprosessilla (ns. s-prosessi) tai nopealla eli r-prosessilla. S-prosessi tapahtuu termisesti sykkivissä tähdissä (joita kutsutaan AGB-tähdiksi eli asymptoottisiksi jättiläishaaratähdiksi), ja kestää satoja tai tuhansia vuosia saavuttaa raskaimmat alkuaineet lyijy ja vismutti. R-prosessin uskotaan tapahtuvan supernovaräjähdyksissä, koska niissä vallitsevat korkean lämpötilan, suuren neutronivirran ja ulosheitetyn aineen olosuhteet. Nämä tähtiolosuhteet tekevät peräkkäisistä neutronisieppauksista hyvin nopeita, ja niihin osallistuu hyvin neutronirikkaita lajeja, jotka sitten beetahajoavat raskaammiksi alkuaineiksi erityisesti niin sanotuissa odotusarvoissa, jotka vastaavat vakaampia nuklideja, joilla on suljetut neutronikuoret (maagiset luvut). Prosessin kesto on tyypillisesti muutaman sekunnin luokkaa.