Aatomituum

Koostis

Aatomi tuum koosneb prootonitest ja neutronitest (kahte tüüpi baryonidest), mis on ühendatud tuumaenergia abil. Need baryonid koosnevad lisaks veel subatomaarsetest fundamentaalosakestest, mida nimetatakse kvarkideks ja mida ühendab tugev vastastikmõju. Aatomituum on enam-vähem sfääriline ja võib olla mõnevõrra prolatne (piklik) või oblatne (lame) või muul viisil mitte täiesti ümmargune.

Isotoobid ja nukliidid

Aatomi isotoop põhineb tuumas olevate neutronite arvul. Sama elemendi eri isotoopidel on väga sarnased keemilised omadused. Kemikaali proovi erinevaid isotoope saab eraldada tsentrifuugi või massispektromeetri abil. Esimest meetodit kasutatakse rikastatud uraani valmistamisel tavalisest uraanist ja teist meetodit kasutatakse süsiniku dateerimisel.

Prootonite ja neutronite arv koos määrab nukliidi (tuuma tüübi). Prootonid ja neutronid on peaaegu võrdse massiga ja nende ühine arv, massiarv, on umbes võrdne aatomi aatomimassiga. Elektronide kombineeritud mass on väga väike võrreldes tuuma massiga; prootonid ja neutronid kaaluvad umbes 2000 korda rohkem kui elektronid.

Ajalugu

J. J. Thomson avastas elektroni, mis oli esimene märk sellest, et aatomil on sisemine struktuur. sajandi vahetusel oli aatomi üldtunnustatud mudeliks J. J. Thomsoni "ploomipudingi" mudel, mille kohaselt oli aatom suur positiivselt laetud pall, mille sees olid väikesed negatiivselt laetud elektronid. Sajandivahetuseks olid füüsikud avastanud ka kolme liiki aatomitest lähtuvat kiirgust, mida nad nimetasid alfa-, beeta- ja gammakiirguseks. Lise Meitneri ja Otto Hahni katsed 1911. aastal ning James Chadwicki katsed 1914. aastal avastasid, et beetakiirguse lagunemisspekter on pidev, mitte diskreetne. See tähendab, et elektronid paiskusid aatomist välja mitmesuguste energiate ulatuses, mitte aga diskreetsete energiamääradega, mida täheldati gamma- ja alfahajaotuste puhul. See oli tol ajal tuumafüüsika jaoks probleemiks, sest see näitas, et energia ei säilinud nendes lagunemistes. See probleem viis hiljem neutriino avastamiseni (vt allpool).

1906. aastal avaldas Ernest Rutherford raamatu "Raadiumi α-osakeste kiirgus aine läbimisel". Geiger laiendas seda tööd teatises Kuninglikule Seltsile tema ja Rutherfordi tehtud katsetega, mille käigus α-osakesed läbisid õhku, alumiiniumfooliumi ja kuldfooliumi. 1909. aastal avaldasid Geiger ja Marsden veel rohkem tööd ning 1910. aastal avaldas Geiger veel ühe oluliselt laiendatud töö. 1911-2. aastal käis Rutherford Kuningliku Seltsi ees, et selgitada katseid ja esitada uus teooria aatomituuma kohta, nagu me seda nüüd mõistame.

Umbes samal ajal, kui see toimus (1909), tegi Ernest Rutherford tähelepanuväärse katse, mille käigus Hans Geiger ja Ernest Marsden tema juhendamisel tulistasid alfaosakesi (heeliumituuma) õhukese kullakilega. Ploomipudingi mudel ennustas, et alfaosakesed peaksid fooliumist väljuma maksimaalselt kergelt kõverate trajektooridega. Ta avastas šokeeritult, et mõned osakesed hajusid suure nurga all, mõnel juhul isegi täiesti tagurpidi. Rutherfordi 1911. aastal tehtud andmete analüüsist algav avastus viis lõpuks Rutherfordi aatomi mudelini, mille kohaselt aatomil on väga väike ja väga tihe tuum, mis koosneb rasketest positiivselt laetud osakestest, millesse on laengu tasakaalustamiseks põimitud elektronid. Näiteks lämmastik-14 koosnes selles mudelis 14 prootonist ja 7 elektronist koosnevast tuumast, mida ümbritses veel 7 orbiidil liikuvat elektroni.

Rutherfordi mudel töötas üsna hästi, kuni Franco Rasetti tegi 1929. aastal CaliforniaTehnoloogiainstituudis tuumaspini uuringuid. 1925. aastaks oli teada, et prootonite ja elektronide spinn on 1/2, ning Rutherfordi lämmastiku-14 mudeli kohaselt oleks pidanud 14 prootonit ja kuus elektroni moodustama paarid, mis tühistaksid üksteise spinni, ning viimane elektron oleks pidanud tuumast lahkuma spinniga 1/2. Seejuures oleks pidanud viimane elektron lahkuma tuumast spinniga 1/2. Rasetti avastas aga, et lämmastiku-14 spinn on üks.

1930. aastal ei saanud Wolfgang Pauli osaleda Tübingeni kohtumisel ja saatis selle asemel kuulsa kirja klassikalise sissejuhatusega "Lugupeetud radioaktiivsed daamid ja härrad". Oma kirjas pakkus Pauli välja, et võib-olla on tuumas olemas kolmas osake, mida ta nimetas "neutroniks". Ta oletas, et see on väga kerge (kergem kui elektron), tal puudub laeng ja ta ei ole kergesti ainevahetuses (mistõttu seda ei olnud veel avastatud). See meeleheitlik väljapääs lahendas nii energia säilimise kui ka lämmastiku-14 spinni probleemi, esimene, sest Pauli "neutron" kandis ära liigse energia, ja teine, sest täiendav "neutron" paaritus lämmastiku-14 tuumas oleva elektroniga, andes talle ühe spinni. Pauli "neutron" nimetati 1931. aastal Enrico Fermi poolt ümber neutriinoks (itaalia keeles "väike neutraalne") ja umbes kolmekümne aasta pärast suudeti lõpuks näidata, et neutriinot kiiratakse tõesti beetahajumise käigus.

1932. aastal mõistis Chadwick, et Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène ja Frédéric Joliot-Curie poolt täheldatud kiirgus tuleneb tegelikult massiivsest osakestest, mida ta nimetas neutroniks. Samal aastal pakkus Dmitri Ivanenko välja, et neutronid on tegelikult spin 1/2 osakesed ja et tuum sisaldab neutroneid ning et selles ei ole elektrone, ning Francis Perrin pakkus välja, et neutriinod ei ole tuumaosakesed, vaid tekivad beetahajumise käigus. Aasta lõpetuseks esitas Fermi Nature'ile neutriinoteooria (mille toimetus lükkas tagasi, kuna see oli "liiga kaugel tegelikkusest"). Fermi jätkas oma teooria kallal töötamist ja avaldas 1934. aastal artikli, mis pani neutriino kindlale teoreetilisele alusele. Samal aastal esitas Hideki Yukawa esimese olulise teooria tugeva jõu kohta, et selgitada, kuidas tuum koos püsib.

Fermi ja Yukawa töödega oli aatomi kaasaegne mudel valmis. Aatomi keskmes on neutronitest ja prootonitest koosnev tihe pall, mida hoiab koos tugev tuumajõud. Ebastabiilsed tuumad võivad läbida alfahajumise, mille käigus nad eraldavad energeetilise heeliumi tuuma, või beetahajumise, mille käigus nad paiskavad välja elektroni (või positroni). Pärast ühte neist lagunemistest võib tekkinud tuum jääda ergastatud olekusse ja sel juhul laguneb ta kõrge energiaga footonite kiirguse abil põhiseisundisse (gammalagunemine).

Tugevate ja nõrkade tuumajõudude uurimine viis füüsikud tuumade ja elektronide kokkupõrgetesse üha suurematel energiatel. Neist uuringutest sai osakestefüüsika teadus, mille tähtsaim osa on osakestefüüsika standardmudel, mis ühendab tugevad, nõrgad ja elektromagnetilised jõud.

Kaasaegne tuumafüüsika

Tuum võib sisaldada sadu nukleoone, mis tähendab, et seda saab teatud lähendusega käsitleda pigem klassikalise kui kvantmehaanilise süsteemina. Sellest tulenevas vedelikupisara mudelis on tuumal energia, mis tuleneb osaliselt pindpinevusest ja osaliselt prootonite elektrilisest tõrjumisest. Vedelik-pisara mudel suudab reprodutseerida paljusid tuuma omadusi, sealhulgas sidumisenergia üldist suundumust massiarvu suhtes, samuti tuumade lõhustumise nähtust.

Sellele klassikalisele pildile lisanduvad aga kvantmehaanilised efektid, mida saab kirjeldada Maria Goeppert-Mayeri poolt suures osas välja töötatud tuumakesta mudeli abil. Tuumad, millel on teatud arv neutroneid ja prootoneid (maagilised arvud 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...), on eriti stabiilsed, sest nende kestad on täidetud.

Suur osa tuumafüüsika praegustest teadusuuringutest on seotud tuumade uurimisega äärmuslikes tingimustes, näiteks kõrge spinni ja ergutusenergia korral. Tuumad võivad olla ka äärmusliku kujuga (sarnaselt Ameerika jalgpallidele) või äärmusliku neutronite ja prootonite suhtega. Eksperimenteerijad saavad selliseid tuumasid luua kunstlikult esilekutsutud tuumasünteesi või nukleoonide ülekandereaktsioonide abil, kasutades selleks kiirendi ioonikiiri. Veelgi kõrgema energiaga kiirte abil saab luua tuumasid väga kõrgetel temperatuuridel ning on märke, et nende katsete käigus on tekkinud faasiüleminek tavalisest tuumamaterjalist uude olekusse, kvark-glüoonplasmasse, kus kvarkid segunevad omavahel, selle asemel et olla eraldatud kolmikutesse, nagu neutronites ja prootonites.

Tuumafüüsika teemad

Tuumade lagunemine

Kui tuumal on liiga vähe või liiga palju neutroneid, võib see olla ebastabiilne ja laguneb mõne aja pärast. Näiteks lämmastiku-16 aatomid (7 prootonit, 9 neutronit) lagunevad beeta-aatomiteks hapniku-16 aatomiteks (8 prootonit, 8 neutronit) mõne sekundi jooksul pärast tekkimist. Selle lagunemise käigus muutub lämmastiku tuumas olev neutron nõrga tuumajõu mõjul prootoniks ja elektroniks. Aatomi element muutub, sest kui varem oli tal seitse prootonit (mis teeb ta lämmastikuks), siis nüüd on tal kaheksa (mis teeb ta hapnikuks). Paljudel elementidel on mitu isotoopi, mis on stabiilsed nädalaid, aastaid või isegi miljardeid aastaid.

Tuumasüntees

Kui kaks kerget tuuma satuvad üksteisega väga lähedale, on võimalik, et tugev jõud sulatab need kaks tuuma kokku. Selleks, et suruda tuumad piisavalt lähedale üksteisele, et tugev jõud avaldaks mõju, on vaja palju energiat, mistõttu tuumasünteesi protsess saab toimuda ainult väga kõrge temperatuuri või suure tiheduse juures. Kui tuumad on piisavalt lähedale jõudnud, võidab tugev jõud nende elektromagnetilise tõrjumise ja surub nad kokku uueks tuumaks. Kergete tuumade kokkusulamisel vabaneb väga suur hulk energiat, sest sidumisenergia ühe nukleoni kohta suureneb massiarvuga kuni nikli-62-ni. Tähed, nagu meie Päike, saavad energiat nelja prootoni, kahe positroni ja kahe neutriino ühinemisel heeliumi tuumaks. Vesiniku kontrollimatut sulamist heeliumiks nimetatakse termotuumareaktsiooniks. Erinevad teadusasutused (vt JET ja ITER) tegelevad praegu teadusuuringutega, et leida majanduslikult tasuv meetod kontrollitud tuumasünteesi reaktsioonist saadava energia kasutamiseks (vt JET ja ITER).

Tuumalõhustumine

Nikkel-62-st raskemate tuumade puhul väheneb sidumisenergia nukleoni kohta koos massiarvuga. Seetõttu on võimalik, et raske tuuma lõhkumisel kaheks kergemaks tuumaks vabaneb energia. Sellist aatomite lõhustumist nimetatakse tuumalõhustumiseks.

Alfahajumise protsessi võib vaadelda kui spontaanse tuumalõhustumise eriliiki. See protsess tekitab väga asümmeetrilise lõhustumise, sest neli osakest, mis moodustavad alfa-osakese, on omavahel eriti tihedalt seotud, mistõttu on selle tuuma teke lõhustumisel eriti tõenäoline.

Teatavate raskemate tuumade puhul, mis tekitavad lõhustumisel neutroneid ja mis neelavad kergesti neutroneid, et alustada lõhustumist, võib saada neutronite poolt algatatud lõhustumise isesüttivat tüüpi, nn ahelreaktsiooni. [Ahelreaktsioonid olid keemias tuntud juba enne füüsikat, ja tegelikult on paljud tuttavad protsessid, nagu tulekahjud ja keemilised plahvatused, keemilised ahelreaktsioonid]. Fissiooni või "tuuma" ahelreaktsioon, mis kasutab tuumalõhustumise teel tekkivaid neutroneid, on tuumaelektrijaamade ja tuumalõhustumise tüüpi tuumapommide, nagu need kaks, mida Ameerika Ühendriigid kasutasid Hiroshima ja Nagasaki vastu Teise maailmasõja lõpus, energiaallikaks. Rasked tuumad, nagu uraan ja toorium, võivad läbida spontaanse lõhustumise, kuid palju tõenäolisem on nende lagunemine alfahajumise teel.

Neutronite algatatud ahelreaktsiooni toimumiseks peab teatavas ruumis teatud tingimustel olema elemendi kriitiline mass (need tingimused aeglustavad ja säilitavad neutroneid reaktsioonide jaoks). On teada üks näide looduslikust tuumalõhustumisreaktorist, mis oli aktiivne kahes piirkonnas Oklos, Gabonis, Aafrikas, üle 1,5 miljardi aasta tagasi. Loodusliku neutriinoemissiooni mõõtmised on näidanud, et umbes pool Maa tuumast lähtuvast soojusest tuleneb radioaktiivsest lagunemisest. Siiski ei ole teada, kas osa sellest tuleneb tuumalõhustumise ahelreaktsioonidest.

Raskete elementide tootmine

Kui Universum pärast suurt plahvatust jahtus, sai lõpuks võimalikuks osakeste olemasolu, nagu me neid tunneme. Kõige tavalisemad osakesed, mis tekkisid suures paugus ja mida me tänapäevalgi kergesti võime jälgida, olid prootonid (vesinik) ja elektronid (võrdsel arvul). Mõned raskemad elemendid tekkisid, kui prootonid omavahel kokku põrkasid, kuid enamik rasketest elementidest, mida me täna näeme, tekkis tähtede sees mitmete tuumasünteesi etappide käigus, näiteks prooton-prooton ahela, CNO tsükli ja kolmekordse alfa-protsessi käigus. Tähe evolutsiooni käigus tekivad järjest raskemad elemendid.

Kuna sidumisenergia ühe nukleoni kohta saavutab tipptaseme raua ümber, vabaneb energia ainult allpool seda punkti toimuvates termotuumasünteesi protsessides. Kuna raskemate tuumade loomine termotuumasünteesi teel maksab energiat, kasutab loodus neutronite püüdmise protsessi. Neutronid (nende laengu puudumise tõttu) neelduvad kergesti tuuma poolt. Rasked elemendid tekivad kas aeglase neutronide püüdmise protsessi (nn s-protsess) või kiire ehk r-protsessi teel. S-protsess toimub termiliselt pulseerivates tähtedes (nn AGB ehk asümptootilise hiiglasliku haru tähtedes) ja võtab sadu kuni tuhandeid aastaid, et jõuda kõige raskemate elementideni nagu plii ja vismut. Arvatakse, et r-protsess toimub supernoovaplahvatustes, sest seal valitsevad kõrge temperatuuri, suure neutronivoo ja väljapaiskunud aine tingimused. Need tähtede tingimused muudavad järjestikused neutronite püüdmised väga kiireks, kaasates väga neutronirikkaid liike, mis seejärel beetah lagunevad raskemateks elementideks, eriti nn ootepunktides, mis vastavad stabiilsematele suletud neutronikoorega nukliididele (maagilised arvud). Protsessi r kestus on tavaliselt mõne sekundi vahemikus.

Seotud leheküljed