Atomkernen – struktur, egenskaber og kernekraft (definition og fakta)

Atomkernen består af protoner og neutroner (to typer baryoner), der er forbundet af kernekraften. Disse baryoner består desuden af subatomare fundamentale partikler, der kaldes kvarker, og som er forbundet af den stærke vekselvirkning. Kernen er mere eller mindre en sfæroid og kan være lidt prolat (lang) eller oblat (flad) eller på anden måde ikke helt rund.

Hvis kernen kan anses for at have en radius i størrelsesordenen 5 fm (= 10 × 10^-15 m), betyder det, at dens tværsnit er i størrelsesordenen 10^-28 m² , og at dens volumen er ca. 10^-42 m³ .

Isotoper og nuklider

Et atoms isotop er baseret på antallet af neutroner i atomkernen. Forskellige isotoper af det samme grundstof har meget ensartede kemiske egenskaber. Forskellige isotoper i en prøve af et kemisk stof kan adskilles ved hjælp af en centrifuge eller ved hjælp af et massespektrometer. Den første metode bruges til at fremstille beriget uran fra almindeligt uran, og den anden metode bruges til kulstofdatering.

Antallet af protoner og neutroner bestemmer sammen nuklidet (kernetypen). Protoner og neutroner har næsten samme masse, og deres samlede antal, massetallet, er omtrent lig med et atoms masse. Elektronernes samlede masse er meget lille i forhold til kerneens masse; protoner og neutroner vejer ca. 2000 gange mere end elektroner.

J.J. Thomsons opdagelse af elektronen var det første tegn på, at atomet havde en indre struktur. I begyndelsen af det 20. århundrede var den accepterede model af atomet J.J. Thomsons "plum pudding"-model, hvor atomet var en stor positivt ladet kugle med små negativt ladede elektroner indlejret i den. Ved århundredeskiftet havde fysikerne også opdaget tre typer stråling fra atomer, som de kaldte alfa-, beta- og gammastråling. Ved forsøg i 1911 udført af Lise Meitner og Otto Hahn og i 1914 af James Chadwick blev det opdaget, at beta-henfaldsspektret var kontinuerligt i stedet for diskret. Det vil sige, at elektroner blev skudt ud af atomet med en række forskellige energier i stedet for de diskrete mængder af energier, der blev observeret i gamma- og alfahenfald. Dette var et problem for kernefysikken på det tidspunkt, fordi det tydede på, at energien ikke blev bevaret i disse henfald. Problemet skulle senere føre til opdagelsen af neutrinoen (se nedenfor).

I 1906 offentliggjorde Ernest Rutherford "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger uddybede dette arbejde i en meddelelse til Royal Society med eksperimenter, som han og Rutherford havde udført ved at lade α-partikler passere gennem luft, aluminiumsfolie og guldfolie. Mere arbejde blev offentliggjort i 1909 af Geiger og Marsden og yderligere meget udvidet arbejde blev offentliggjort i 1910 af Geiger, I 1911-2 Rutherford gik til Royal Society for at forklare eksperimenterne og fremlægge den nye teori om atomkernen, som vi nu forstår den.

Omtrent samtidig med dette (1909) udførte Ernest Rutherford et bemærkelsesværdigt eksperiment, hvor Hans Geiger og Ernest Marsden under hans tilsyn affyrede alfapartikler (heliumkerner) mod en tynd film af guldfolie. Blommepuddingmodellen forudsagde, at alfapartiklerne skulle komme ud af folien med højst svagt bøjede baner. Han blev chokeret over at opdage, at nogle få partikler blev spredt i store vinkler, i nogle tilfælde endda helt baglæns. Opdagelsen, der begyndte med Rutherfords analyse af dataene i 1911, førte i sidste ende til Rutherford-modellen af atomet, hvor atomet har en meget lille, meget tæt kerne bestående af tunge positivt ladede partikler med indlejrede elektroner for at udligne ladningen. Som eksempel kan nævnes, at nitrogen-14 i denne model bestod af en kerne med 14 protoner og 7 elektroner, og at kernen var omgivet af yderligere 7 omløbende elektroner.

Rutherford-modellen fungerede ganske godt, indtil Franco Rasetti på California Institute of Technology i 1929 foretog undersøgelser af atomspin. I 1925 vidste man, at protoner og elektroner havde et spin på 1/2, og i Rutherford-modellen for kvælstof-14 skulle de 14 protoner og seks af elektronerne have dannet par for at ophæve hinandens spin, og den sidste elektron skulle have forladt kernen med et spin på 1/2. Rasetti opdagede imidlertid, at nitrogen-14 har et spin på 1.

I 1930 kunne Wolfgang Pauli ikke deltage i et møde i Tübingen og sendte i stedet et berømt brev med den klassiske indledning "Dear Radioactive Ladies and Gentlemen" (Kære radioaktive damer og herrer). I sit brev foreslog Pauli, at der måske var en tredje partikel i kernen, som han kaldte "neutronen". Han foreslog, at den var meget let (lettere end en elektron), at den ikke havde nogen ladning, og at den ikke let vekselvirkede med stof (hvilket er grunden til, at den endnu ikke var blevet opdaget). Denne desperate løsning løste både problemet med energibevarelse og nitrogen-14's spin, idet Pauli's "neutron" bortførte den ekstra energi, og fordi en ekstra "neutron" parrede sig med elektronen i nitrogen-14-kernen og gav den spin 1. Pauli's "neutron" blev omdøbt til neutrino (italiensk for lille neutral) af Enrico Fermi i 1931, og efter ca. 30 år blev det endelig påvist, at der virkelig udsendes en neutrino under beta-henfaldet.

I 1932 indså Chadwick, at den stråling, der var blevet observeret af Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène og Frédéric Joliot-Curie, i virkeligheden skyldtes en massiv partikel, som han kaldte neutronen. Samme år foreslog Dmitri Ivanenko, at neutroner i virkeligheden var spin 1/2-partikler, og at kernen indeholdt neutroner, og at der ikke var nogen elektroner i den, og Francis Perrin foreslog, at neutrinoer ikke var kernepartikler, men blev skabt under beta-henfald. Som afslutning på året indsendte Fermi en teori om neutrinoerne til Nature (som redaktionen afviste, fordi den var "for fjernt fra virkeligheden"). Fermi fortsatte med at arbejde på sin teori og offentliggjorde i 1934 en artikel, som gav neutrinoen et solidt teoretisk grundlag. Samme år fremsatte Hideki Yukawa den første væsentlige teori om den stærke kraft, der skulle forklare, hvordan kernen holder sammen.

Med Fermi og Yukawas artikler var den moderne model af atomet færdig. Atomets centrum indeholder en tæt kugle af neutroner og protoner, som holdes sammen af den stærke kernekraft. Ustabile atomkerner kan gennemgå alfahenfald, hvor de udsender en energirig heliumkerne, eller beta-henfald, hvor de udstøder en elektron (eller positron). Efter et af disse henfald kan den resulterende kerne forblive i en exciteret tilstand, og i dette tilfælde henfalder den til sin grundtilstand ved at udsende fotoner med høj energi (gammahenfald).

Studiet af de stærke og svage atomkræfter fik fysikerne til at lade atomkerner og elektroner kollidere ved stadig højere energier. Denne forskning blev til videnskaben partikelfysik, hvis vigtigste er partikelfysikkens standardmodel, som forener de stærke, svage og elektromagnetiske kræfter.

En kerne kan indeholde hundredvis af nukleoner, hvilket betyder, at den med en vis tilnærmelse kan behandles som et klassisk system snarere end et kvantemekanisk system. I den resulterende model med flydende dråber har kernen en energi, der dels skyldes overfladespænding og dels elektrisk frastødning af protonerne. Væske-dråbe-modellen er i stand til at gengive mange træk ved kerner, herunder den generelle tendens i bindingsenergien i forhold til massetallet samt fænomenet kernespaltning.

Dette klassiske billede overlejres imidlertid af kvantemekaniske effekter, som kan beskrives ved hjælp af kernehulemodellen, der i vid udstrækning er udviklet af Maria Goeppert-Mayer. Kerner med et bestemt antal neutroner og protoner (de magiske tal 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) er særligt stabile, fordi deres skaller er fyldte.

En stor del af den nuværende forskning i kernefysik vedrører studiet af kerner under ekstreme forhold som f.eks. højt spin og høj excitationsenergi. Kerner kan også have ekstreme former (som f.eks. amerikanske fodbolde) eller ekstreme neutron-til-proton-forhold. Eksperimentatorer kan skabe sådanne kerner ved hjælp af kunstigt inducerede fusions- eller nukleonoverførselsreaktioner ved hjælp af ionstråler fra en accelerator. Stråler med endnu højere energier kan bruges til at skabe kerner ved meget høje temperaturer, og der er tegn på, at disse eksperimenter har frembragt en faseovergang fra normal kernematerie til en ny tilstand, kvark-gluonplasmaet, hvor kvarkerne blander sig med hinanden i stedet for at være adskilt i tripletter, som de er i neutroner og protoner.

Nukleært henfald

Hvis en kerne har for få eller for mange neutroner, kan den være ustabil og vil henfalde efter et vist tidsrum. For eksempel kan nitrogen-16-atomer (7 protoner, 9 neutroner) beta-henfalde til oxygen-16-atomer (8 protoner, 8 neutroner) inden for få sekunder efter deres dannelse. Ved dette henfald bliver en neutron i nitrogenkernen omdannet til en proton og en elektron ved hjælp af den svage kernekraft. Atomets grundstof ændres, for mens det tidligere havde syv protoner (hvilket gør det til nitrogen), har det nu otte (hvilket gør det til oxygen). Mange grundstoffer har flere isotoper, som er stabile i uger, år eller endda milliarder af år.

Kernefusion

Når to lette atomkerner kommer i meget tæt kontakt med hinanden, kan den stærke kraft smelte dem sammen. Det kræver meget energi at skubbe atomkernerne tæt nok sammen til, at den stærke kraft kan virke, så processen med kernefusion kan kun finde sted ved meget høje temperaturer eller høje tætheder. Når kernekernerne er tæt nok på hinanden, overvinder den stærke kraft deres elektromagnetiske frastødning og presser dem sammen til en ny kerne. Der frigøres en meget stor mængde energi, når lette kerner smelter sammen, fordi bindingsenergien pr. nukleon stiger med massetallet op til nikkel-62. Stjerner som vores sol drives af fusionen af fire protoner til en heliumkerne, to positroner og to neutrinos. Den ukontrollerede fusion af brint til helium er kendt som termonuklear runaway. Forskningen med henblik på at finde en økonomisk rentabel metode til at udnytte energi fra en kontrolleret fusionsreaktion er i øjeblikket i gang i forskellige forskningsinstitutioner (se JET og ITER).

Kernefission

For kerner, der er tungere end nikkel-62, falder bindingsenergien pr. nukleon med massetallet. Det er derfor muligt, at der frigives energi, hvis en tung kerne splittes i to lettere kerner. Denne opsplitning af atomer kaldes kernespaltning.

Alfa-henfaldsprocessen kan betragtes som en særlig form for spontan kernespaltning. Denne proces giver en meget asymmetrisk spaltning, fordi de fire partikler, som alfapartiklen består af, er særligt tæt bundet til hinanden, hvilket gør det særligt sandsynligt, at denne kerne dannes ved spaltning.

For visse af de tungeste kerner, som producerer neutroner ved spaltning, og som også let absorberer neutroner til at starte spaltning, kan man opnå en selvantændende type neutroninitieret spaltning i en såkaldt kædereaktion. [Kædereaktioner var kendt i kemien før fysikken, og faktisk er mange velkendte processer som f.eks. brande og kemiske eksplosioner kemiske kædereaktioner]. Fission eller "nuklear" kædereaktion, hvor der anvendes neutroner, der er frembragt ved fission, er energikilden for atomkraftværker og kernebomber af fissionstypen som f.eks. de to, som USA brugte mod Hiroshima og Nagasaki i slutningen af Anden Verdenskrig. Tunge kerner som uran og thorium kan undergå spontan fission, men det er langt mere sandsynligt, at de henfalder ved alfa-henfald.

For at en neutroninitieret kædereaktion kan finde sted, skal der være en kritisk masse af grundstoffet til stede i et bestemt rum under bestemte betingelser (disse betingelser bremser og bevarer neutroner til reaktionerne). Der findes et kendt eksempel på en naturlig atomfissionsreaktor, som var aktiv i to områder i Oklo i Gabon i Afrika for over 1,5 milliarder år siden. Målinger af naturlig neutrinoemission har vist, at omkring halvdelen af den varme, der udgår fra jordens kerne, stammer fra radioaktivt henfald. Det vides imidlertid ikke, om noget af dette skyldes kædereaktioner af fission.

Produktion af tunge grundstoffer

Efterhånden som universet blev afkølet efter big bang, blev det muligt for partikler, som vi kender dem, at eksistere. De mest almindelige partikler, der blev skabt i big bang, og som vi stadig kan observere i dag, var protoner (brint) og elektroner (i lige stort antal). Nogle tungere grundstoffer blev skabt, da protonerne kolliderede med hinanden, men de fleste af de tunge grundstoffer, vi ser i dag, blev skabt inde i stjernerne under en række fusionsfaser, f.eks. proton-proton-kæden, CNO-cyklusen og trippel-alfa-processen. Der dannes gradvist tungere grundstoffer i løbet af en stjernes udvikling.

Da bindingsenergien pr. nukleon topper omkring jern, frigives der kun energi i fusionsprocesser, der finder sted under dette punkt. Da dannelsen af tungere kerner ved fusion koster energi, tyer naturen til neutronindfangningsprocessen. Neutroner (som følge af deres manglende ladning) absorberes let af en kerne. De tunge grundstoffer skabes enten ved en langsom neutronindfangningsproces (den såkaldte s-proces) eller ved den hurtige proces (r-processen). S-processen forekommer i termisk pulserende stjerner (kaldet AGB-stjerner eller asymptotiske kæmpestjerner) og tager hundredvis til tusindvis af år at nå frem til de tungeste grundstoffer bly og bismuth. Man mener, at r-processen forekommer i supernovaeksplosioner, fordi der er betingelser med høj temperatur, høj neutronstrøm og udskudt stof til stede. Disse stjernemæssige forhold gør de på hinanden følgende neutronindfangninger meget hurtige og involverer meget neutronrige arter, som derefter beta-henfalder til tungere grundstoffer, især ved de såkaldte ventepunkter, der svarer til mere stabile nuklider med lukkede neutronskaller (magiske tal). R-processens varighed er typisk på nogle få sekunder.