Atomové jádro

Složení

Jádro atomu se skládá z protonů a neutronů (dvou typů baryonů) spojených jadernou silou. Tyto baryony se dále skládají ze subatomárních základních částic známých jako kvarky, které jsou spojeny silnou interakcí. Jádro má víceméně tvar sféroidu a může být poněkud prolité (protáhlé) nebo oblé (ploché) nebo jinak ne zcela kulaté.

Izotopy a nuklidy

Izotop atomu se určuje podle počtu neutronů v jádře. Různé izotopy téhož prvku mají velmi podobné chemické vlastnosti. Různé izotopy ve vzorku chemické látky lze oddělit pomocí odstředivky nebo pomocí hmotnostního spektrometru. První metoda se používá při výrobě obohaceného uranu z běžného uranu a druhá se používá při datování uhlíkem.

Počet protonů a neutronů společně určuje nuklid (typ jádra). Protony a neutrony mají téměř stejnou hmotnost a jejich celkový počet, hmotnostní číslo, se přibližně rovná atomové hmotnosti atomu. Kombinovaná hmotnost elektronů je ve srovnání s hmotností jádra velmi malá; protony a neutrony váží asi 2000krát více než elektrony.

Historie

Objev elektronu J. J. Thomsonem byl první známkou toho, že atom má vnitřní strukturu. Na přelomu 19. a 20. století byl uznávaným modelem atomu model "švestkového pudinku" J. J. Thomsona, podle kterého byl atom velkou kladně nabitou koulí s malými záporně nabitými elektrony uvnitř. Na přelomu století fyzikové také objevili tři druhy záření vycházejícího z atomů, které pojmenovali alfa, beta a gama záření. Pokusy Lise Meitnerové a Otto Hahna v roce 1911 a Jamese Chadwicka v roce 1914 zjistily, že spektrum rozpadu beta je spojité, nikoli diskrétní. To znamená, že z atomu byly vyvrženy elektrony s různými energiemi, nikoliv s diskrétním množstvím energií, které byly pozorovány u rozpadů gama a alfa. To byl pro tehdejší jadernou fyziku problém, protože to naznačovalo, že energie se při těchto rozpadech nezachovává. Tento problém později vedl k objevu neutrina (viz níže).

V roce 1906 Ernest Rutherford publikoval práci "Vyzařování částice α z radia při průchodu hmotou". Geiger tuto práci rozšířil ve sdělení Královské společnosti o experimenty, které spolu s Rutherfordem provedli při průchodu částic α vzduchem, hliníkovou a zlatou fólií. Další práce publikovali Geiger a Marsden v roce 1909 a další značně rozšířenou práci publikoval Geiger v roce 1910, V letech 1911-2 vystoupil Rutherford před Královskou společností, aby vysvětlil experimenty a předložil novou teorii atomového jádra, jak ji chápeme nyní.

Přibližně ve stejné době (1909) provedl Ernest Rutherford pozoruhodný experiment, při kterém Hans Geiger a Ernest Marsden pod jeho dohledem vystřelili částice alfa (jádra helia) na tenkou vrstvu zlaté fólie. Model švestkového pudinku předpovídal, že částice alfa by měly z fólie vycházet s nanejvýš mírně ohnutými trajektoriemi. Byl šokován, když zjistil, že několik částic se rozptýlilo pod velkými úhly, v některých případech dokonce úplně dozadu. Objev, který začal Rutherfordovou analýzou dat v roce 1911, nakonec vedl k Rutherfordovu modelu atomu, podle něhož má atom velmi malé, velmi husté jádro složené z těžkých kladně nabitých částic s vloženými elektrony, aby se náboj vyrovnal. Jako příklad lze uvést dusík-14, který se v tomto modelu skládal z jádra se 14 protony a 7 elektrony, přičemž jádro bylo obklopeno dalšími 7 obíhajícími elektrony.

Rutherfordův model fungoval poměrně dobře až do doby, kdy Franco Rasetti v Kalifornskémtechnologickém institutu v roce 1929 provedl studie jaderného spinu. V roce 1925 bylo známo, že protony a elektrony mají spin 1/2, a v Rutherfordově modelu dusíku 14 se mělo 14 protonů a šest elektronů spárovat, aby se jejich spin vzájemně vyrušil, a poslední elektron měl opustit jádro se spinem 1/2. V roce 1925 se zjistilo, že spin protonů a elektronů se rovná 1/2, a v roce 1925 se zjistilo, že spin protonů a elektronů se rovná 1/2. Rasetti však zjistil, že dusík-14 má spin 1.

V roce 1930 se Wolfgang Pauli nemohl zúčastnit setkání v Tübingenu a místo toho poslal slavný dopis s klasickým úvodem "Vážené radioaktivní dámy a pánové". Pauli v dopise naznačil, že v jádře možná existuje třetí částice, kterou pojmenoval "neutron". Naznačoval, že je velmi lehká (lehčí než elektron), nemá náboj a neinteraguje snadno s hmotou (proto nebyla dosud objevena). Toto zoufalé východisko vyřešilo jak problém zachování energie, tak problém spinu dusíku-14. První problém vyřešil Pauliho "neutron", protože odnášel energii navíc, a druhý problém vyřešil další "neutron", který se spároval s elektronem v jádře dusíku-14 a získal spin jedna. Pauliho "neutron" byl v roce 1931 Enricem Fermim přejmenován na neutrino (italsky "malý neutrální") a zhruba po třiceti letech se konečně podařilo prokázat, že při rozpadu beta se skutečně vyzařuje neutrino.

V roce 1932 si Chadwick uvědomil, že záření, které pozorovali Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène a Frédéric Joliot-Curie, je ve skutečnosti způsobeno hmotnou částicí, kterou nazval neutron. V témže roce Dmitrij Ivaněnko navrhl, že neutrony jsou ve skutečnosti částice se spinem 1/2 a že jádro obsahuje neutrony a že v něm nejsou žádné elektrony, a Francis Perrin navrhl, že neutrina nejsou jaderné částice, ale vznikají při rozpadu beta. Na závěr roku předložil Fermi časopisu Nature teorii neutrin (kterou redakce odmítla pro její "přílišnou vzdálenost od reality"). Fermi na své teorii dále pracoval a v roce 1934 publikoval článek, který neutrino postavil na pevný teoretický základ. Ve stejném roce navrhl Hideki Yukawa první významnou teorii silné síly, která vysvětlovala, jak jádro drží pohromadě.

Fermiho a Yukawovy práce dokončily moderní model atomu. V centru atomu se nachází těsná koule neutronů a protonů, kterou drží pohromadě silná jaderná síla. Nestabilní jádra mohou procházet rozpadem alfa, při kterém se uvolňuje energetické jádro helia, nebo rozpadem beta, při kterém se vyvrhuje elektron (nebo pozitron). Po jednom z těchto rozpadů může výsledné jádro zůstat v excitovaném stavu a v takovém případě se rozpadá do základního stavu vyzařováním vysokoenergetických fotonů (rozpad gama).

Studium silných a slabých jaderných sil vedlo fyziky ke srážkám jader a elektronů při stále vyšších energiích. Tento výzkum se stal základem částicové fyziky, jejíž nejdůležitější částí je standardní model částicové fyziky, který sjednocuje silné, slabé a elektromagnetické síly.

Moderní jaderná fyzika

Jádro může obsahovat stovky nukleonů, což znamená, že s určitým přiblížením je možné s ním zacházet jako s klasickým systémem, nikoli jako s kvantově mechanickým. Ve výsledném modelu kapky kapaliny má jádro energii, která vzniká částečně z povrchového napětí a částečně z elektrického odpuzování protonů. Model kapalina-kapka je schopen reprodukovat mnoho vlastností jader, včetně obecného trendu vazebné energie v závislosti na hmotnostním čísle, a také jevu jaderného štěpení.

Na tento klasický obraz se však nabalují kvantově mechanické efekty, které lze popsat pomocí modelu jaderného obalu, který z velké části vyvinula Maria Goeppert-Mayerová. Jádra s určitým počtem neutronů a protonů (magická čísla 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) jsou obzvláště stabilní, protože jejich slupky jsou zaplněné.

Velká část současného výzkumu v jaderné fyzice se týká studia jader za extrémních podmínek, jako je vysoký spin a excitační energie. Jádra mohou mít také extrémní tvary (podobně jako míče na americký fotbal) nebo extrémní poměry neutronů k protonům. Experimentátoři mohou taková jádra vytvářet pomocí uměle vyvolané fúze nebo reakcí přenosu nukleonů s využitím svazků iontů z urychlovače. Paprsky s ještě vyššími energiemi mohou být použity k vytvoření jader při velmi vysokých teplotách a existují náznaky, že tyto experimenty vedly k fázovému přechodu z normální jaderné hmoty do nového stavu, kvark-gluonového plazmatu, ve kterém se kvarky navzájem prolínají, místo aby byly odděleny v tripletech, jako je tomu u neutronů a protonů.

Témata z jaderné fyziky

Jaderný rozpad

Pokud má jádro příliš málo nebo příliš mnoho neutronů, může být nestabilní a po určité době se rozpadne. Například atomy dusíku-16 (7 protonů, 9 neutronů) se během několika sekund po svém vzniku rozpadnou na atomy kyslíku-16 (8 protonů, 8 neutronů). Při tomto rozpadu se neutron v jádře dusíku vlivem slabé jaderné síly přemění na proton a elektron. Prvek atomu se změní, protože zatímco dříve měl sedm protonů (což z něj dělá dusík), nyní jich má osm (což z něj dělá kyslík). Mnoho prvků má více izotopů, které jsou stabilní týdny, roky nebo dokonce miliardy let.

Jaderná fúze

Když se dvě lehká jádra dostanou do velmi těsného kontaktu, je možné, že je silná síla spojí dohromady. K tomu, aby se jádra k sobě přiblížila natolik, aby silná síla mohla působit, je zapotřebí velké množství energie, takže proces jaderné fúze může probíhat pouze při velmi vysokých teplotách nebo vysokých hustotách. Jakmile jsou jádra dostatečně blízko u sebe, silná síla překoná jejich elektromagnetické odpuzování a stlačí je do nového jádra. Při fúzi lehkých jader se uvolňuje velmi velké množství energie, protože vazebná energie na nukleon roste s hmotnostním číslem až do niklu-62. Při fúzi se uvolňuje velmi velké množství energie. Hvězdy, jako je naše Slunce, jsou poháněny fúzí čtyř protonů do jádra helia, dvou pozitronů a dvou neutrin. Nekontrolované slučování vodíku na helium se nazývá termonukleární běh. V současné době probíhá na různých výzkumných pracovištích (viz JET a ITER) výzkum zaměřený na nalezení ekonomicky výhodné metody využití energie z řízené fúzní reakce.

Jaderné štěpení

Pro jádra těžší než nikl-62 klesá vazebná energie na nukleon s rostoucím hmotnostním číslem. Proto je možné, že se uvolní energie, pokud se těžké jádro rozpadne na dvě lehčí. Toto štěpení atomů se nazývá štěpení jader.

Proces rozpadu alfa lze považovat za zvláštní typ spontánního jaderného štěpení. Při tomto procesu dochází k vysoce asymetrickému štěpení, protože čtyři částice, z nichž se částice alfa skládá, jsou navzájem zvláště pevně vázány, takže vznik tohoto jádra při štěpení je obzvláště pravděpodobný.

U některých nejtěžších jader, která při štěpení produkují neutrony a která také snadno absorbují neutrony k iniciaci štěpení, lze dosáhnout samovznětlivého typu štěpení iniciovaného neutrony, tzv. řetězové reakce. [Řetězové reakce byly známy v chemii již před fyzikou a ve skutečnosti je mnoho známých procesů, jako jsou požáry a chemické výbuchy, chemickými řetězovými reakcemi]. Štěpná neboli "jaderná" řetězová reakce, využívající štěpením vzniklé neutrony, je zdrojem energie pro jaderné elektrárny a jaderné bomby štěpného typu, jako byly dvě, které Spojené státy použily proti Hirošimě a Nagasaki na konci druhé světové války. Těžká jádra, jako je uran a thorium, mohou podléhat spontánnímu štěpení, ale mnohem pravděpodobnější je jejich rozpad alfa rozpadem.

Aby došlo k řetězové reakci iniciované neutrony, musí být v určitém prostoru za určitých podmínek přítomna kritická hmotnost prvku (tyto podmínky zpomalují a šetří neutrony pro reakce). Je znám jeden příklad přírodního štěpného reaktoru, který byl aktivní ve dvou oblastech Oklo v Gabonu v Africe před více než 1,5 miliardou let. Měření přirozené emise neutrin prokázala, že přibližně polovina tepla vycházejícího ze zemského jádra pochází z radioaktivního rozpadu. Není však známo, zda něco z toho pochází z řetězových štěpných reakcí.

Výroba těžkých prvků

Když se vesmír po velkém třesku ochladil, bylo nakonec možné, aby existovaly částice, jak je známe. Nejběžnějšími částicemi vzniklými při velkém třesku, které jsou pro nás dodnes snadno pozorovatelné, byly protony (vodík) a elektrony (ve stejném počtu). Některé těžší prvky vznikly při vzájemných srážkách protonů, ale většina těžkých prvků, které dnes pozorujeme, vznikla uvnitř hvězd během řady fází fúze, jako je proton-protonový řetězec, cyklus CNO a proces trojité alfa. Během vývoje hvězdy vznikají postupně těžší prvky.

Protože vazebná energie na nukleon dosahuje maxima v okolí železa, uvolňuje se energie pouze při fúzních procesech probíhajících pod touto hranicí. Protože vznik těžších jader fúzí stojí energii, příroda se uchyluje k procesu záchytu neutronů. Neutrony jsou (vzhledem k tomu, že nemají náboj) snadno pohlceny jádrem. Těžké prvky vznikají buď pomalým procesem záchytu neutronů (tzv. s proces), nebo rychlým, neboli r procesem. Proces s probíhá v tepelně pulzujících hvězdách (tzv. AGB neboli hvězdy s asymptotickou obří větví) a trvá stovky až tisíce let, než se dosáhne nejtěžších prvků olova a vizmutu. Předpokládá se, že k procesu r dochází při explozích supernov, protože jsou zde podmínky vysoké teploty, vysokého toku neutronů a vyvržené hmoty. Díky těmto hvězdným podmínkám jsou postupné záchvaty neutronů velmi rychlé a zahrnují druhy velmi bohaté na neutrony, které se pak beta-rozpadají na těžší prvky, zejména v tzv. čekacích bodech, které odpovídají stabilnějším nuklidům s uzavřenými neutronovými slupkami (magická čísla). Doba trvání procesu r se obvykle pohybuje v řádu několika sekund.

Související stránky