Nucleu atomic | centrul unui atom

Compoziție

Nucleul unui atom este alcătuit din protoni și neutroni (două tipuri de barioni) uniți prin forța nucleară. Acești barioni sunt, de asemenea, compuși din particule fundamentale subatomice cunoscute sub numele de quarci, unite prin interacțiunea puternică. Nucleul este mai mult sau mai puțin sferoidal, putând fi oarecum prolat (lung) sau oblic (plat) sau, în caz contrar, nu complet rotund.

Dacă se poate considera că nucleul are o rază de ordinul a 5 fm (= 10 × 10^-15 m), aceasta înseamnă că secțiunea sa transversală este de ordinul a 10^-28 m² , iar volumul său este de aproximativ 10^-42 m³ .

Izotopi și nuclizi

Izotopul unui atom se bazează pe numărul de neutroni din nucleu. Diferiți izotopi ai aceluiași element au proprietăți chimice foarte asemănătoare. Diferiți izotopi dintr-o mostră de produs chimic pot fi separați cu ajutorul unei centrifuge sau cu ajutorul unui spectrometru de masă. Prima metodă este utilizată la producerea uraniului îmbogățit din uraniu obișnuit, iar cea de-a doua este utilizată la datarea cu carbon.

Numărul de protoni și neutroni determină împreună nucleul (tipul de nucleu). Protonii și neutronii au mase aproape egale, iar numărul lor combinat, numărul de masă, este aproximativ egal cu masa atomică a unui atom. Masa combinată a electronilor este foarte mică în comparație cu masa nucleului; protonii și neutronii cântăresc de aproximativ 2000 de ori mai mult decât electronii.

Istoric

Descoperirea electronului de către J. J. Thomson a fost primul semn că atomul are o structură internă. La începutul secolului al XX-lea, modelul acceptat al atomului era modelul "budincii de prune" al lui J. J. Thomson, în care atomul era o sferă mare încărcată pozitiv, în interiorul căreia erau încorporați mici electroni încărcați negativ. Până la începutul secolului, fizicienii descoperiseră, de asemenea, trei tipuri de radiații provenite de la atomi, pe care le-au numit radiații alfa, beta și gamma. Experimentele efectuate în 1911 de Lise Meitner și Otto Hahn, precum și de James Chadwick în 1914 au descoperit că spectrul de dezintegrare beta era mai degrabă continuu decât discret. Altfel spus, electronii erau ejectați din atom cu o gamă de energii, mai degrabă decât cantitățile discrete de energii care au fost observate în cazul dezintegrărilor gamma și alfa. Acest lucru a reprezentat o problemă pentru fizica nucleară la acea vreme, deoarece indica faptul că energia nu era conservată în aceste dezintegrări. Problema avea să ducă mai târziu la descoperirea neutrinului (a se vedea mai jos).

În 1906, Ernest Rutherford a publicat lucrarea "Radiația particulei α din radiu la trecerea prin materie". Geiger a dezvoltat această lucrare într-o comunicare către Royal Society cu experimentele pe care el și Rutherford le-au făcut trecând particule α prin aer, folie de aluminiu și folie de aur. Alte lucrări au fost publicate în 1909 de Geiger și Marsden, iar în 1910, Geiger a publicat alte lucrări mult mai ample. În 1911-1921, Rutherford s-a prezentat în fața Societății Regale pentru a explica experimentele și pentru a propune noua teorie a nucleului atomic, așa cum o înțelegem acum.

Cam în aceeași perioadă în care se întâmpla acest lucru (1909), Ernest Rutherford a realizat un experiment remarcabil în care Hans Geiger și Ernest Marsden, sub supravegherea sa, au tras cu particule alfa (nuclee de heliu) într-o peliculă subțire de folie de aur. Modelul budincii de prune a prezis că particulele alfa ar trebui să iasă din folie cu traiectorii cel mult ușor curbate. El a fost șocat să descopere că câteva particule au fost împrăștiate în unghiuri mari, chiar complet înapoi în unele cazuri. Descoperirea, începând cu analiza datelor de către Rutherford în 1911, a condus în cele din urmă la modelul Rutherford al atomului, în care atomul are un nucleu foarte mic și foarte dens, format din particule grele încărcate pozitiv cu electroni încorporați pentru a echilibra sarcina. Ca exemplu, în acest model, azotul-14 era format dintr-un nucleu cu 14 protoni și 7 electroni, iar nucleul era înconjurat de încă 7 electroni care orbitau.

Modelul Rutherford a funcționat destul de bine până când Franco Rasetti, de la Institutul de Tehnologie din California, a efectuat studii asupra spinului nuclear în 1929. Până în 1925 se știa că protonii și electronii au un spin de 1/2, iar în modelul Rutherford al azotului 14, cei 14 protoni și șase dintre electroni ar fi trebuit să se împerecheze pentru a-și anula reciproc spinul, iar ultimul electron ar fi trebuit să părăsească nucleul cu un spin de 1/2. Cu toate acestea, Rasetti a descoperit că azotul-14 are un spin de unu.

În 1930, Wolfgang Pauli nu a putut participa la o reuniune la Tübingen și, în schimb, a trimis o scrisoare celebră cu introducerea clasică "Dragi doamne și domni radioactivi". În scrisoarea sa, Pauli a sugerat că poate exista o a treia particulă în nucleu, pe care a numit-o "neutron". El a sugerat că aceasta era foarte ușoară (mai ușoară decât un electron), că nu avea sarcină și că nu interacționa ușor cu materia (motiv pentru care nu fusese încă detectată). Această soluție disperată a rezolvat atât problema conservării energiei, cât și cea a spinului azotului-14, prima pentru că "neutronul" lui Pauli transporta energia suplimentară, iar a doua pentru că un "neutron" suplimentar se împerechea cu electronul din nucleul de azot-14, dându-i spinul unu. "Neutronul" lui Pauli a fost redenumit neutrino (în italiană, mic neutru) de către Enrico Fermi în 1931 și, după aproximativ treizeci de ani, s-a demonstrat în cele din urmă că un neutrino este într-adevăr emis în timpul dezintegrării beta.

În 1932, Chadwick și-a dat seama că radiațiile observate de Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène și Frédéric Joliot-Curie se datorau de fapt unei particule masive pe care a numit-o neutron. În același an, Dmitri Ivanenko a sugerat că neutronii erau de fapt particule cu spin 1/2 și că nucleul conținea neutroni și că nu existau electroni în el, iar Francis Perrin a sugerat că neutrinii nu erau particule nucleare, ci erau creați în timpul dezintegrării beta. Pentru a încheia anul, Fermi a prezentat o teorie a neutrinilor la revista Nature (pe care editorii au respins-o pentru că era "prea îndepărtată de realitate"). Fermi a continuat să lucreze la teoria sa și a publicat o lucrare în 1934 care a plasat neutrinul pe baze teoretice solide. În același an, Hideki Yukawa a propus prima teorie semnificativă a forței puternice pentru a explica modul în care nucleul se menține unit.

Odată cu lucrările lui Fermi și Yukawa, modelul modern al atomului a fost complet. Centrul atomului conține o minge strânsă de neutroni și protoni, care este ținută împreună de forța nucleară puternică. Nucleele instabile pot suferi dezintegrare alfa, prin care emit un nucleu energetic de heliu, sau dezintegrare beta, prin care ejectează un electron (sau un pozitron). După una dintre aceste dezintegrări, nucleul rezultat poate rămâne într-o stare excitată și, în acest caz, se dezintegrează în starea fundamentală prin emiterea de fotoni de mare energie (dezintegrare gamma).

Studiul forțelor nucleare puternice și slabe i-a determinat pe fizicieni să ciocnească nuclee și electroni la energii din ce în ce mai mari. Aceste cercetări au devenit știința fizicii particulelor, dintre care cel mai important este modelul standard al fizicii particulelor, care unifică forțele puternice, slabe și electromagnetice.

Fizica nucleară modernă

Un nucleu poate conține sute de nucleoni, ceea ce înseamnă că, cu o anumită aproximație, poate fi tratat ca un sistem clasic, mai degrabă decât ca un sistem mecanic cuantic. În modelul de picătură lichidă rezultat, nucleul are o energie care provine parțial din tensiunea superficială și parțial din repulsia electrică a protonilor. Modelul de picătură lichidă este capabil să reproducă multe caracteristici ale nucleelor, inclusiv tendința generală a energiei de legătură în funcție de numărul de masă, precum și fenomenul fisiunii nucleare.

La această imagine clasică se suprapun însă efecte cuanticomecanice, care pot fi descrise cu ajutorul modelului cochiliei nucleare, dezvoltat în mare parte de Maria Goeppert-Mayer. Nucleele cu un anumit număr de neutroni și protoni (numerele magice 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) sunt deosebit de stabile, deoarece învelișurile lor sunt pline.

O mare parte din cercetările actuale în fizica nucleară se referă la studiul nucleelor în condiții extreme, cum ar fi spinul și energia de excitație ridicată. De asemenea, nucleele pot avea forme extreme (asemănătoare cu cea a mingilor de fotbal american) sau raporturi extreme între neutroni și protoni. Experimentatorii pot crea astfel de nuclee folosind reacții de fuziune induse artificial sau de transfer de nucleoni, utilizând fascicule de ioni de la un accelerator. Fascicule cu energii și mai mari pot fi folosite pentru a crea nuclee la temperaturi foarte ridicate și există semne că aceste experimente au produs o tranziție de fază de la materia nucleară normală la o nouă stare, plasma quark-gluon, în care quarcii se amestecă unii cu alții, în loc să fie separați în triplete, așa cum sunt în neutroni și protoni.

Subiecte în fizica nucleară

Dezintegrare nucleară

Dacă un nucleu are prea puțini sau prea mulți neutroni, acesta poate fi instabil și se va dezintegra după o anumită perioadă de timp. De exemplu, atomii de azot-16 (7 protoni, 9 neutroni) se dezintegrează beta în atomi de oxigen-16 (8 protoni, 8 neutroni) la câteva secunde după ce au fost creați. În această dezintegrare, un neutron din nucleul de azot este transformat într-un proton și un electron prin forța nucleară slabă. Elementul atomului se schimbă, deoarece, în timp ce anterior avea șapte protoni (ceea ce îl face azot), acum are opt (ceea ce îl face oxigen). Multe elemente au mai mulți izotopi care sunt stabili timp de săptămâni, ani sau chiar miliarde de ani.

Fuziunea nucleară

Atunci când două nuclee ușoare intră în contact foarte strâns unul cu celălalt, este posibil ca forța puternică să le contopească prin fuziune. Este nevoie de o cantitate mare de energie pentru a împinge nucleele suficient de aproape unul de celălalt pentru ca forța puternică să aibă efect, astfel încât procesul de fuziune nucleară poate avea loc numai la temperaturi foarte ridicate sau la densități mari. Odată ce nucleele sunt suficient de apropiate, forța puternică învinge repulsia electromagnetică și le comprimă într-un nou nucleu. O cantitate foarte mare de energie este eliberată atunci când nucleele ușoare fuzionează între ele, deoarece energia de legătură per nucleon crește odată cu numărul de masă până la nichel-62. Stelele precum soarele nostru sunt alimentate de fuziunea a patru protoni într-un nucleu de heliu, doi pozitroni și doi neutrini. Fuziunea necontrolată a hidrogenului în heliu este cunoscută sub numele de "fugă termonucleară". Diverse instituții de cercetare (a se vedea JET și ITER) desfășoară în prezent cercetări pentru a găsi o metodă viabilă din punct de vedere economic de utilizare a energiei provenite dintr-o reacție de fuziune controlată.

fisiunea nucleară

Pentru nucleele mai grele decât nichel-62, energia de legătură per nucleon scade odată cu numărul de masă. Prin urmare, este posibil să se elibereze energie dacă un nucleu greu se rupe în două nuclee mai ușoare. Această scindare a atomilor este cunoscută sub numele de fisiune nucleară.

Procesul de dezintegrare alfa poate fi considerat ca un tip special de fisiune nucleară spontană. Acest proces produce o fisiune extrem de asimetrică, deoarece cele patru particule care alcătuiesc particula alfa sunt foarte strâns legate între ele, ceea ce face ca producerea acestui nucleu în fisiune să fie deosebit de probabilă.

Pentru anumite nuclee dintre cele mai grele care produc neutroni la fisiune și care, de asemenea, absorb cu ușurință neutroni pentru a iniția fisiunea, se poate obține un tip de fisiune inițiată de neutroni cu autoaprindere, într-o așa-numită reacție în lanț. [Reacțiile în lanț erau cunoscute în chimie înainte de fizică și, de fapt, multe procese familiare, cum ar fi incendiile și exploziile chimice, sunt reacții chimice în lanț]. Reacția în lanț de fisiune sau "nucleară", care utilizează neutroni produși de fisiune, este sursa de energie pentru centralele nucleare și pentru bombele nucleare de fisiune, cum ar fi cele două bombe nucleare pe care Statele Unite le-au folosit împotriva Hiroshimei și Nagasaki la sfârșitul celui de-al Doilea Război Mondial. Nucleele grele, cum ar fi uraniul și toriul, pot suferi fisiune spontană, dar este mult mai probabil ca acestea să se dezintegreze prin dezintegrare alfa.

Pentru ca o reacție în lanț inițiată de neutroni să aibă loc, trebuie să existe o masă critică a elementului prezent într-un anumit spațiu și în anumite condiții (aceste condiții încetinesc și conservă neutronii pentru reacții). Există un singur exemplu cunoscut de reactor natural de fisiune nucleară, care a fost activ în două regiuni din Oklo, Gabon, Africa, în urmă cu peste 1,5 miliarde de ani. Măsurătorile emisiilor naturale de neutrini au demonstrat că aproximativ jumătate din căldura emanată de nucleul Pământului provine din dezintegrarea radioactivă. Cu toate acestea, nu se știe dacă o parte din această energie provine din reacțiile în lanț de fisiune.

Producerea de elemente grele

Pe măsură ce universul s-a răcit după Big Bang, a devenit posibilă existența particulelor așa cum le cunoaștem noi. Cele mai comune particule create în timpul big bang-ului, care sunt încă ușor de observat astăzi, au fost protonii (hidrogen) și electronii (în număr egal). Unele elemente mai grele au fost create în urma ciocnirii protonilor între ei, dar majoritatea elementelor grele pe care le vedem astăzi au fost create în interiorul stelelor în timpul unei serii de etape de fuziune, cum ar fi lanțul proton-proton, ciclul CNO și procesul triplu-alfa. În timpul evoluției unei stele se creează elemente din ce în ce mai grele.

Deoarece energia de legătură pe nucleon atinge un maxim în jurul fierului, energia este eliberată numai în procesele de fuziune care au loc sub acest punct. Deoarece crearea de nuclee mai grele prin fuziune costă energie, natura recurge la procesul de captare a neutronilor. Neutronii (datorită lipsei lor de sarcină) sunt ușor de absorbit de un nucleu. Elementele grele sunt create fie printr-un proces lent de captare a neutronilor (așa-numitul proces s), fie printr-un proces rapid, sau r. Procesul s are loc în stelele cu pulsații termice (numite AGB, sau stele cu ramură gigantică asimptotică) și durează de la sute până la mii de ani pentru a ajunge la cele mai grele elemente, precum plumbul și bismutul. Se crede că procesul r are loc în exploziile de supernove, deoarece sunt prezente condițiile de temperatură ridicată, flux mare de neutroni și materie ejectată. Aceste condiții stelare fac ca capturile succesive de neutroni să fie foarte rapide, implicând specii foarte bogate în neutroni, care apoi se descompun beta în elemente mai grele, în special în așa-numitele puncte de așteptare care corespund unor nuclizi mai stabili cu învelișuri de neutroni închise (numere magice). Durata procesului r este de obicei de câteva secunde.

Pagini conexe