Atomkjerne

Klassifisering

Antall protoner i en atomkjerne kalles atomnummeret og bestemmer hvilket grunnstoff det er snakk om, f.eks. hydrogen, karbon, oksygen etc. Antall nøytroner avgjør hva slags isotop av grunnstoffet det er. Antall protoner og nøytroner i kjernen er korrelert på den måten at de mest stabile isotopene har omtrent like mange av hver for små kjerner, mens større kjerner har et overskudd av nøytroner.  Nukleonene har omtrent samme masse, og det samlede antallet kjernepartikler angir atommassen. Hver isotop av et grunnstoff har en unik atommasse. Et elektron veier omtrent 1/2000-del så mye som et nukleon, slik at elektronenes bidrag til atommassen stort sett kan neglisjeres.

Kreftene i atomkjernen

De positivt ladde protonene frastøter hverandre elektromagnetisk. Grunnen til at atomkjerner likevel kan være stabile er at avstanden mellom kjernepartiklene er så liten at den  såkalte sterke kjernekraften holder dem sammen. Denne kraften avtar imidlertid raskere med avstanden enn den elektromagnetiske kraften. Den svakeste fundamentalkraften som er involvert, gravitasjonen, er for øvrig helt neglisjerbar, da den er så mye som 10³⁶ ganger svakere enn den elektromagnetiske frastøtningskraften.

Historikk

Oppdagelsen av elektronet var den første indikasjonen på at atomet hadde en indre struktur. Denne strukturen ble i starten betraktet som en rosinkake, på en slik måte at de små negativt ladde elektronene var finfordelt i en større kule som inneholdt hele den positive ladningen. 
Denne modellen ble imidlertid tilbakevist i 1911 da 
Ernest Rutherford, Hans Geiger og Ernest Marsden utførte det berømte gullfolieeksperimentet.  De sendte alfapartikler mot folien og fant at partiklene ble spredt i alle retninger når de kolliderte med gullfolien.  Svært få partikler kom rett tilbake til strålingskilden, hvilket måtte bety at den positive ladningen var sentrert i en ørliten del av atomet.  Eksperimentet førte til anerkjennelse av Bohrs atommodell, der vi ser for oss at elektronene kretser rundt en liten atomkjerne på samme måten som planetene kretser rundt sola.

Væskedråpemodellen

En tung kjerne kan inneholde hundrevis av kjernepartikler (protoner og nøytroner) slik at en med en viss tilnærming kan behandle den som et klassisk system istedenfor et kvantemekanisk system. I den resulterende væskedråpe-modellen har kjernen en energi som delvis kommer fra overflatespenning, delvis fra elektrisk frastøting av protonene. Væskedråpemodellen er i stand til å reprodusere mange egenskaper ved kjernene, inklusive den generelle relasjonen mellom bindingsenergi og atommassen, så vel som fenomenet kjernespalting.

Skallmodellen

På toppen av det klassiske bildet ligger så de kvantemekaniske effektene som kan beskrives ved å bruke kjerneskall-modellen som for en stor del ble utviklet av Maria  Goeppert-Mayer. Den beskriver at atomkjerner med et gitt antall protoner og nøytroner (de magiske tallene er 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) er spesielt stabile, ettersom deres skall er fylte.
Skallmodellen for kjernen kan sammenlignes med den tilsvarende skallmodellen for atomer.

Reaksjoner i atomkjernen

Siden noen atomkjerner er mer stabile enn andre, kan det frigjøres energi gjennom kjernereaksjoner (dvs. at kjernene endrer sammensetning). Sola "fyres" med kjernefysiske fusjoner (kjernesammensmelting) som innebærer at par av kjerner kolliderer og danner en større kjerne. Den motsatte prosessen er kjernefysiske fisjoner (kjernespalting) som kjernekraftverk er basert på. Siden bindingsenergien per kjernepartikkel er størst ved midlere kjernemasser (rundt jern), vil energi frigjøres enten ved å fusjonere lette kjerner eller fisjonere tunge kjerner.

Prosesser i stjernene

Elementene med atomnummer lavere enn jern dannes i det indre av stjerner gjennom et antall fusjonstrinn. Først fusjonerer hydrogen med seg selv og danner helium. Så fusjonerer helium med seg selv to ganger og danner karbon. Videre fusjoner fortsetter med å lage stadig tyngre grunnstoffer inntil det stopper opp med dannelse av grunnstoffer med kjernemasse nær jern. Hvis stjernen eksploderer i en supernova, vil høyenergi nøytrinoer strømme ut fra supernovaen og bombardere de ekspanderende grunnstoffene og det dannes store mengder kjerner som er tyngre enn jern. Således vil en gjennom stjernenes utvikling få stadig tyngre grunnstoffer. En kan si at en stjernes død lager grunnstoffer som er gir grunnlag for liv, og at «vi er alle bygd opp av stjernestøv».

Prosesser på jorden

Kjernereaksjoner skjer naturlig på jorden. Unntatt under menneskeskapte forhold, som under kjernefysiske eksplosjoner, så er temperaturer og trykk på jorden ikke høye nok til å overvinne elektromagnetiske frastøtingskrefter mellom kjerner og muliggjøre kjernefusjoner. Derimot kan tunge kjerner slik som uran fisjonere, og alfanedbryting og betanedbryting kan også forekomme. Alfanedbryting kan betraktes som en særdeles asymmetrisk type fisjon, hvor det ene spaltningsproduktet er en heliumkjerne (alfapartikkel). I betanedbryting blir et proton omdannet til et nøytron (med utsendelse av en positron og et nøytrino), eller et nøytron omdannes til et proton (med utsendelse av et elektron og et antinøytrino).

Aktuell forskning

Det meste av aktuell forskning innenfor kjernefysikk dreier seg om studiet av kjerner under ekstreme forhold. De tyngste av alle kjerner er nøytronstjernene. Kjerner kan også karakteriseres ved ekstreme former (som fotballer) eller ved ekstreme nøytron-til-proton forholdstall. Eksperimenter kan også bruke kunstig indusert fusjon ved høye energier for å danne kjerner ved svært høye temperaturer. Det er tegn som tyder på at disse eksperimentene har skapt en faseendring fra normalt kjernemateriale til en ny tilstand som kalles kvark-gluon-plasma. Her blandes kvarker med hverandre istedenfor å være separert i dubletter eller tripletter av nøytroner og protoner.