Atomkern

Der Kern eines Atoms setzt sich aus Protonen und Neutronen (zwei Arten von Baryonen) zusammen, die durch die Kernkraft verbunden sind. Diese Baryonen bestehen weiterhin aus subatomaren Elementarteilchen, den so genannten Quarks, die durch die starke Wechselwirkung miteinander verbunden sind. Der Kern ist mehr oder weniger kugelförmig und kann etwas länglich (lang) oder abgeflacht (flach) oder anderweitig nicht ganz rund sein.

Isotope und Nuklide

Das Isotop eines Atoms basiert auf der Anzahl der Neutronen im Kern. Verschiedene Isotope desselben Elements haben sehr ähnliche chemische Eigenschaften. Verschiedene Isotope in einer Probe einer Chemikalie können mit einer Zentrifuge oder mit einem Massenspektrometer getrennt werden. Die erste Methode wird bei der Herstellung von angereichertem Uran aus regulärem Uran verwendet, und die zweite wird bei der Kohlenstoffdatierung eingesetzt.

Die Anzahl der Protonen und Neutronen bestimmen zusammen das Nuklid (Kernart). Protonen und Neutronen haben nahezu gleiche Massen, und ihre kombinierte Zahl, die Massenzahl, entspricht etwa der Atommasse eines Atoms. Die kombinierte Masse der Elektronen ist im Vergleich zur Masse des Kerns sehr klein; Protonen und Neutronen wiegen etwa 2000 Mal mehr als Elektronen.

Die Entdeckung des Elektrons durch J. J. Thomson war das erste Anzeichen dafür, dass das Atom eine innere Struktur hat. Jahrhunderts war das akzeptierte Modell des Atoms J. J. Thomsons "Plumpudding"-Modell, bei dem das Atom eine große positiv geladene Kugel mit kleinen negativ geladenen Elektronen war, die in ihr eingebettet waren. Bis zur Jahrhundertwende hatten die Physiker auch drei Arten von Strahlung entdeckt, die von Atomen ausgehen und die sie Alpha-, Beta- und Gammastrahlung nannten. Experimente von Lise Meitner und Otto Hahn im Jahr 1911 und von James Chadwick im Jahr 1914 entdeckten, dass das Beta-Zerfallsspektrum eher kontinuierlich als diskret war. Das heißt, dass Elektronen mit einer Reihe von Energien aus dem Atom herausgeschleudert wurden, und nicht mit den diskreten Energiemengen, die bei Gamma- und Alpha-Zerfällen beobachtet wurden. Dies war damals ein Problem für die Kernphysik, da es darauf hinwies, dass bei diesen Zerfällen keine Energie konserviert wurde. Das Problem würde später zur Entdeckung des Neutrinos führen (siehe unten).

1906 veröffentlichte Ernest Rutherford "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter". Geiger vertiefte diese Arbeit in einer Mitteilung an die Royal Society mit Experimenten, die er und Rutherford beim Durchgang von α Teilchen durch Luft, Aluminiumfolie und Goldfolie durchgeführt hatten. Weitere Arbeiten wurden 1909 von Geiger und Marsden veröffentlicht und weitere stark erweiterte Arbeiten wurden 1910 von Geiger veröffentlicht. 1911-2 ging Rutherford vor die Royal Society, um die Experimente zu erklären und die neue Theorie des Atomkerns, wie wir sie jetzt verstehen, vorzustellen.

Etwa zur gleichen Zeit, als dies geschah (1909), führte Ernest Rutherford ein bemerkenswertes Experiment durch, bei dem Hans Geiger und Ernest Marsden unter seiner Aufsicht Alpha-Teilchen (Heliumkerne) auf eine dünne Goldfolie schossen. Das Pflaumenpuddingmodell sagte voraus, dass die Alphateilchen aus der Folie herauskommen sollten, wobei ihre Flugbahnen höchstens leicht gebogen sein durften. Er war schockiert, als er feststellte, dass einige wenige Teilchen in großen Winkeln gestreut wurden, in einigen Fällen sogar völlig rückwärts. Die Entdeckung, beginnend mit der Analyse der Daten durch Rutherford im Jahre 1911, führte schließlich zum Rutherford-Modell des Atoms, bei dem das Atom einen sehr kleinen, sehr dichten Kern aus schweren, positiv geladenen Teilchen mit eingebetteten Elektronen besitzt, um die Ladung auszugleichen. Als Beispiel: In diesem Modell bestand Stickstoff-14 aus einem Kern mit 14 Protonen und 7 Elektronen, und der Kern war von 7 weiteren kreisenden Elektronen umgeben.

Das Rutherford-Modell funktionierte recht gut, bis Franco Rasetti 1929 am CaliforniaInstitute of Technology Studien zum Kernspin durchführte. Bis 1925 war bekannt, dass Protonen und Elektronen einen Spin von 1/2 hatten, und im Rutherford-Modell von Stickstoff-14 sollten sich die 14 Protonen und sechs der Elektronen gepaart haben, um ihren gegenseitigen Spin aufzuheben, und das letzte Elektron sollte den Kern mit einem Spin von 1/2 verlassen haben. Rasetti entdeckte jedoch, dass Stickstoff-14 einen Spin von eins hat.

1930 konnte Wolfgang Pauli an einem Treffen in Tübingen nicht teilnehmen und schickte stattdessen einen berühmten Brief mit der klassischen Einleitung "Sehr geehrte radioaktive Damen und Herren". In seinem Brief schlug Pauli vor, dass es vielleicht ein drittes Teilchen im Kern gebe, das er "Neutron" nannte. Er schlug vor, dass es sehr leicht sei (leichter als ein Elektron), keine Ladung habe und dass es nicht leicht mit Materie wechselwirken könne (weshalb es auch noch nicht entdeckt worden sei). Dieser verzweifelte Ausweg löste sowohl das Problem der Energieerhaltung als auch des Spins von Stickstoff-14, erstens, weil Paulis "Neutron" die zusätzliche Energie wegtrug und zweitens, weil ein zusätzliches "Neutron" sich mit dem Elektron im Stickstoff-14-Kern paarte und ihm einen Spin gab. Paulis "Neutron" wurde 1931 von Enrico Fermi in Neutrino (italienisch für "kleines Neutrino") umbenannt, und nach etwa dreißig Jahren wurde schließlich nachgewiesen, dass beim Betazerfall tatsächlich ein Neutrino emittiert wird.

1932 erkannte Chadwick, dass die Strahlung, die von Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène und Frédéric Joliot-Curie beobachtet worden war, in Wirklichkeit auf ein massives Teilchen zurückzuführen war, das er das Neutron nannte. Im selben Jahr schlug Dmitri Iwanenko vor, dass Neutronen in Wirklichkeit Spin-1/2-Teilchen seien und dass der Kern Neutronen enthalte und dass sich keine Elektronen darin befänden, und Francis Perrin schlug vor, dass Neutrinos keine Kernteilchen seien, sondern beim Betazerfall entstehen. Um das Jahr abzuschließen, legte Fermi der Natur eine Theorie des Neutrinos vor (die von den Herausgebern als "zu realitätsfern" abgelehnt wurde). Fermi arbeitete weiter an seiner Theorie und veröffentlichte 1934 ein Papier, das das Neutrino auf eine solide theoretische Grundlage stellte. Im selben Jahr schlug Hideki Yukawa die erste bedeutende Theorie der starken Kraft vor, um zu erklären, wie der Kern zusammenhält.

Mit den Arbeiten von Fermi und Yukawa war das moderne Modell des Atoms vollständig. Im Zentrum des Atoms befindet sich eine enge Kugel aus Neutronen und Protonen, die durch die starke Kernkraft zusammengehalten wird. Instabile Kerne können einem Alpha-Zerfall unterliegen, bei dem sie einen energiereichen Heliumkern abgeben, oder einem Beta-Zerfall, bei dem sie ein Elektron (oder Positron) ausstoßen. Nach einem dieser Zerfälle kann der entstandene Kern in einem angeregten Zustand zurückbleiben, und in diesem Fall zerfällt er unter Aussendung hochenergetischer Photonen in seinen Grundzustand (Gammazerfall).

Die Untersuchung der starken und schwachen Kernkräfte veranlasste die Physiker dazu, Kerne und Elektronen bei immer höheren Energien zusammenprallen zu lassen. Diese Forschung wurde zur Wissenschaft der Teilchenphysik, deren wichtigstes das Standardmodell der Teilchenphysik ist, das die starken, schwachen und elektromagnetischen Kräfte vereint.

Ein Kern kann Hunderte von Nukleonen enthalten, was bedeutet, dass er mit einer gewissen Annäherung als ein klassisches System behandelt werden kann und nicht als ein quantenmechanisches. In dem resultierenden Flüssigkeitstropfenmodell hat der Kern eine Energie, die zum Teil aus der Oberflächenspannung und zum Teil aus der elektrischen Abstoßung der Protonen entsteht. Das Flüssigkeitstropfenmodell ist in der Lage, viele Eigenschaften von Kernen zu reproduzieren, einschließlich des allgemeinen Trends der Bindungsenergie in Bezug auf die Massenzahl sowie das Phänomen der Kernspaltung.

Überlagert wird dieses klassische Bild jedoch von quantenmechanischen Effekten, die mit dem von Maria Goeppert-Mayer maßgeblich entwickelten Kernschalenmodell beschrieben werden können. Kerne mit bestimmten Neutronen- und Protonenzahlen (die magischen Zahlen 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) sind besonders stabil, weil ihre Schalen gefüllt sind.

Ein großer Teil der aktuellen Forschung in der Kernphysik bezieht sich auf die Untersuchung von Kernen unter extremen Bedingungen wie hoher Spin- und Anregungsenergie. Kerne können auch extreme Formen (ähnlich wie amerikanische Fußbälle) oder extreme Neutronen-Protonen-Verhältnisse aufweisen. Experimentatoren können solche Kerne durch künstlich induzierte Fusions- oder Nukleonentransferreaktionen unter Verwendung von Ionenstrahlen aus einem Beschleuniger erzeugen. Strahlen mit noch höheren Energien können zur Erzeugung von Kernen bei sehr hohen Temperaturen verwendet werden, und es gibt Anzeichen dafür, dass diese Experimente einen Phasenübergang von normaler Kernmaterie in einen neuen Zustand, das Quark-Gluon-Plasma, erzeugt haben, in dem sich die Quarks miteinander vermischen, anstatt wie bei Neutronen und Protonen in Tripletts getrennt zu werden.

Nuklearer Zerfall

Wenn ein Kern zu wenige oder zu viele Neutronen hat, kann er instabil sein und nach einiger Zeit zerfallen. Zum Beispiel zerfallen Stickstoff-16-Atome (7 Protonen, 9 Neutronen) Beta innerhalb weniger Sekunden nach ihrer Entstehung zu Sauerstoff-16-Atomen (8 Protonen, 8 Neutronen). Bei diesem Zerfall wird ein Neutron im Stickstoffkern durch die schwache Kernkraft in ein Proton und ein Elektron umgewandelt. Das Element des Atoms ändert sich, denn während es vorher sieben Protonen hatte (was es zu Stickstoff macht), hat es jetzt acht (was es zu Sauerstoff macht). Viele Elemente haben multiple Isotope, die über Wochen, Jahre oder sogar Milliarden von Jahren stabil sind.

Kernfusion

Wenn zwei leichte Kerne in sehr engen Kontakt miteinander kommen, ist es der starken Kraft möglich, die beiden miteinander zu verschmelzen. Es braucht sehr viel Energie, um die Kerne nahe genug zusammenzudrücken, damit die starke Kraft wirken kann, so dass der Prozess der Kernfusion nur bei sehr hohen Temperaturen oder hohen Dichten stattfinden kann. Wenn die Kerne nahe genug beieinander sind, überwindet die starke Kraft ihre elektromagnetische Abstoßung und zerquetscht sie zu einem neuen Kern. Bei der Verschmelzung leichter Kerne wird eine sehr große Energiemenge freigesetzt, da die Bindungsenergie pro Nukleon mit der Massenzahl bis zu Nickel-62 zunimmt. Sterne wie unsere Sonne werden durch die Verschmelzung von vier Protonen zu einem Heliumkern, zwei Positronen und zwei Neutrinos angetrieben. Die unkontrollierte Fusion von Wasserstoff zu Helium wird als thermonuklearer Ausreißer bezeichnet. Verschiedene Forschungseinrichtungen forschen derzeit an einer wirtschaftlich tragfähigen Methode zur Nutzung der Energie aus einer kontrollierten Fusionsreaktion (siehe JET und ITER).

Kernspaltung

Bei Kernen, die schwerer als Nickel-62 sind, nimmt die Bindungsenergie pro Nukleon mit der Massenzahl ab. Es ist daher möglich, dass Energie freigesetzt wird, wenn ein schwerer Kern in zwei leichtere Kerne auseinanderbricht. Diese Spaltung von Atomen wird als Kernspaltung bezeichnet.

Der Prozess des Alphazerfalls kann als eine besondere Art der spontanen Kernspaltung angesehen werden. Bei diesem Prozess kommt es zu einer stark asymmetrischen Spaltung, weil die vier Teilchen, aus denen das Alphateilchen besteht, besonders fest aneinander gebunden sind, was die Erzeugung dieses Kerns bei der Spaltung besonders wahrscheinlich macht.

Für einige der schwersten Kerne, die bei der Spaltung Neutronen erzeugen und die auch leicht Neutronen absorbieren, um die Spaltung einzuleiten, kann eine selbstzündende Art der Neutronen-initiierten Spaltung erreicht werden, in einer sogenannten Kettenreaktion. [Kettenreaktionen waren in der Chemie schon vor der Physik bekannt, und in der Tat sind viele bekannte Prozesse wie Brände und chemische Explosionen chemische Kettenreaktionen]. Die Spaltung oder "nukleare" Kettenreaktion, bei der durch Kernspaltung erzeugte Neutronen verwendet werden, ist die Energiequelle für Kernkraftwerke und spaltbare Atombomben wie die beiden, die die Vereinigten Staaten am Ende des Zweiten Weltkriegs gegen Hiroshima und Nagasaki einsetzten. Schwere Kerne wie Uran und Thorium können spontan gespalten werden, aber sie zerfallen mit viel größerer Wahrscheinlichkeit durch Alphazerfall.

Damit eine neutroneninitiierte Kettenreaktion stattfinden kann, muss in einem bestimmten Raum unter bestimmten Bedingungen eine kritische Masse des Elements vorhanden sein (diese Bedingungen verlangsamen und konservieren die Neutronen für die Reaktionen). Es gibt ein bekanntes Beispiel für einen natürlichen Kernspaltungsreaktor, der vor über 1,5 Milliarden Jahren in zwei Regionen von Oklo, Gabun, Afrika, aktiv war. Messungen der natürlichen Neutrinoemission haben gezeigt, dass etwa die Hälfte der vom Erdkern ausgehenden Wärme aus dem radioaktiven Zerfall stammt. Es ist jedoch nicht bekannt, ob dies auf Spaltkettenreaktionen zurückzuführen ist.

Herstellung schwerer Elemente

Als sich das Universum nach dem Urknall abkühlte, wurde es schließlich für Teilchen, wie wir sie kennen, möglich, zu existieren. Die häufigsten Teilchen, die beim Urknall entstanden und für uns heute noch leicht beobachtbar sind, waren Protonen (Wasserstoff) und Elektronen (in gleicher Anzahl). Einige schwerere Elemente entstanden, als die Protonen miteinander kollidierten, aber die meisten der schweren Elemente, die wir heute sehen, entstanden im Inneren von Sternen während einer Reihe von Fusionsstufen, wie der Proton-Proton-Kette, dem CNO-Zyklus und dem Triple-Alpha-Prozess. Während der Entwicklung eines Sterns entstehen immer schwerere Elemente.

Da die Bindungsenergie pro Nukleon um Eisen herum ihren Höhepunkt erreicht, wird Energie nur bei Fusionsprozessen freigesetzt, die unterhalb dieses Punktes stattfinden. Da die Erzeugung schwererer Kerne durch Fusion Energie kostet, greift die Natur auf den Prozess des Neutroneneinfangs zurück. Neutronen werden (aufgrund ihrer fehlenden Ladung) leicht von einem Kern absorbiert. Die schweren Elemente werden entweder durch einen langsamen Neutroneneinfangprozess (den so genannten s-Prozess) oder durch den schnellen, oder r-Prozess erzeugt. Der s-Prozess findet in thermisch pulsierenden Sternen (genannt AGB, oder asymptotische Riesenaststerne) statt und dauert Hunderte bis Tausende von Jahren, um die schwersten Elemente Blei und Wismut zu erreichen. Man nimmt an, dass der r-Prozess in Supernova-Explosionen auftritt, weil die Bedingungen von hoher Temperatur, hohem Neutronenfluss und ausgestoßener Materie gegeben sind. Diese Sternbedingungen führen dazu, dass die aufeinanderfolgenden Neutronen sehr schnell eingefangen werden, wobei sehr neutronenreiche Spezies beteiligt sind, die dann im Beta zu schwereren Elementen zerfallen, insbesondere an den so genannten Wartepunkten, die stabileren Nukliden mit geschlossenen Neutronenhüllen entsprechen (magische Zahlen). Die r Prozessdauer liegt typischerweise im Bereich von wenigen Sekunden.