Nucleo atomico

Il nucleo di un atomo è costituito da protoni e neutroni (due tipi di barioni) uniti dalla forza nucleare. Questi barioni sono inoltre costituiti da particelle fondamentali sub-atomiche conosciute come quark unite dalla forte interazione. Il nucleo è più o meno uno sferoide e può essere in qualche modo prolato (lungo) o oblato (piatto) o altrimenti non completamente rotondo.

Isotopi e nuclidi

L'isotopo di un atomo si basa sul numero di neutroni nel nucleo. I diversi isotopi dello stesso elemento hanno proprietà chimiche molto simili. I diversi isotopi in un campione di una sostanza chimica possono essere separati utilizzando una centrifuga o uno spettrometro di massa. Il primo metodo è usato per produrre uranio arricchito da uranio normale e il secondo è usato nella datazione al carbonio.

Il numero di protoni e neutroni insieme determinano il nuclide (tipo di nucleo). Protoni e neutroni hanno masse quasi uguali, e il loro numero combinato, il numero di massa, è circa uguale alla massa atomica di un atomo. La massa combinata degli elettroni è molto piccola se confrontata con la massa del nucleo; protoni e neutroni pesano circa 2000 volte di più degli elettroni.

La scoperta dell'elettrone da parte di J. J. Thomson fu il primo segno che l'atomo aveva una struttura interna. A cavallo del XX secolo il modello accettato dell'atomo era il modello del "plum pudding" di J. J. Thomson, in cui l'atomo era una grande palla a carica positiva con piccoli elettroni a carica negativa incorporati al suo interno. All'inizio del secolo i fisici avevano anche scoperto tre tipi di radiazioni provenienti da atomi, che chiamarono radiazioni alfa, beta e gamma. Esperimenti condotti nel 1911 da Lise Meitner e Otto Hahn e da James Chadwick nel 1914 scoprirono che lo spettro di decadimento beta era continuo piuttosto che discreto. Cioè, gli elettroni venivano espulsi dall'atomo con una gamma di energie, piuttosto che le quantità discrete di energie che si osservavano nei decadimenti gamma e alfa. Questo era un problema per la fisica nucleare dell'epoca, perché indicava che l'energia non era conservata in questi decadimenti. Il problema avrebbe poi portato alla scoperta del neutrino (vedi sotto).

Nel 1906 Ernest Rutherford pubblicò "Radiazione della particella α del radio nel passaggio attraverso la materia". Geiger ampliò questo lavoro in una comunicazione alla Royal Society con esperimenti che lui e Rutherford avevano fatto passando le particelle α attraverso l'aria, il foglio di alluminio e il foglio d'oro. Altri lavori furono pubblicati nel 1909 da Geiger e Marsden, e nel 1910 fu pubblicato da Geiger un altro lavoro molto più ampio, Nel 1911-2 Rutherford si presentò alla Royal Society per spiegare gli esperimenti e proporre la nuova teoria del nucleo atomico così come la intendiamo ora.

Più o meno nello stesso periodo in cui ciò stava accadendo (1909) Ernest Rutherford eseguì un notevole esperimento in cui Hans Geiger ed Ernest Marsden sotto la sua supervisione spararono particelle alfa (nuclei di elio) su una sottile pellicola di lamina d'oro. Il modello del plum pudding prevedeva che le particelle alfa dovessero uscire dalla lamina con le loro traiettorie al massimo leggermente piegate. Egli rimase scioccato nello scoprire che alcune particelle erano sparse attraverso grandi angoli, in alcuni casi anche completamente all'indietro. La scoperta, a partire dall'analisi dei dati effettuata da Rutherford nel 1911, portò alla fine al modello di Rutherford dell'atomo, in cui l'atomo ha un nucleo molto piccolo, molto denso, costituito da particelle pesanti cariche positivamente con elettroni incorporati per bilanciare la carica. Ad esempio, in questo modello l'azoto-14 consisteva in un nucleo con 14 protoni e 7 elettroni, e il nucleo era circondato da altri 7 elettroni orbitanti.

Il modello di Rutherford ha funzionato abbastanza bene fino agli studi di spin nucleare condotti da Franco Rasetti al CaliforniaInstitute of Technology nel 1929. Nel 1925 si sapeva che protoni ed elettroni avevano uno spin di 1/2, e nel modello di Rutherford dell'azoto-14 i 14 protoni e sei degli elettroni avrebbero dovuto accoppiarsi per annullare lo spin dell'altro, e l'elettrone finale avrebbe dovuto lasciare il nucleo con uno spin di 1/2. Rasetti ha scoperto, tuttavia, che l'azoto-14 ha uno spin di uno.

Nel 1930 Wolfgang Pauli non poté partecipare a un incontro a Tubinga e inviò invece una famosa lettera con la classica introduzione "Care signore e signori radioattivi". Nella sua lettera Pauli suggerì che forse c'era una terza particella nel nucleo che chiamò "neutrone". Suggerì che era molto leggero (più leggero di un elettrone), che non aveva carica e che non interagiva facilmente con la materia (per questo non era ancora stato rilevato). Questa disperata via d'uscita risolse sia il problema della conservazione dell'energia che lo spin dell'azoto-14, il primo perché il "neutrone" di Pauli portava via l'energia extra e il secondo perché un "neutrone" extra si accoppiava con l'elettrone nel nucleo dell'azoto-14 dandogli uno spin. Il "neutrone" di Pauli fu ribattezzato neutrino da Enrico Fermi nel 1931, e dopo circa trent'anni fu finalmente dimostrato che un neutrino viene realmente emesso durante il decadimento beta.

Nel 1932 Chadwick si rese conto che la radiazione osservata da Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène e Frédéric Joliot-Curie era in realtà dovuta a una particella massiccia che egli chiamava neutrone. Nello stesso anno Dmitri Ivanenko suggerì che i neutroni erano in realtà particelle di spin 1/2 e che il nucleo conteneva neutroni e che non c'erano elettroni al suo interno, e Francis Perrin suggerì che i neutrini non erano particelle nucleari ma che si creavano durante il decadimento beta. Per chiudere l'anno, Fermi ha presentato alla Natura una teoria del neutrino (che i redattori hanno respinto perché "troppo lontana dalla realtà"). Fermi continuò a lavorare sulla sua teoria e pubblicò un articolo nel 1934 che poneva il neutrino su solide basi teoriche. Nello stesso anno Hideki Yukawa propose la prima teoria significativa della forza forte per spiegare come il nucleo tiene insieme.

Con le carte di Fermi e Yukawa il modello moderno dell'atomo era completo. Il centro dell'atomo contiene una stretta palla di neutroni e protoni, che è tenuta insieme dalla forte forza nucleare. I nuclei instabili possono subire un decadimento alfa, in cui emettono un nucleo di elio energetico, o decadimento beta, in cui espellono un elettrone (o positrone). Dopo uno di questi decadimenti il nucleo risultante può essere lasciato in uno stato di eccitazione, e in questo caso decade allo stato di terra emettendo fotoni ad alta energia (decadimento gamma).

Lo studio delle forze nucleari forti e deboli ha portato i fisici a far collidere nuclei ed elettroni a energie sempre più elevate. Questa ricerca è diventata la scienza della fisica delle particelle, la più importante delle quali è il modello standard della fisica delle particelle che unifica le forze forti, deboli ed elettromagnetiche.

Un nucleo può contenere centinaia di nucleoni, il che significa che con una certa approssimazione può essere trattato come un sistema classico, piuttosto che come un sistema quantico-meccanico. Nel modello a goccia liquida risultante, il nucleo ha un'energia che deriva in parte dalla tensione superficiale e in parte dalla repulsione elettrica dei protoni. Il modello a goccia liquida è in grado di riprodurre molte caratteristiche dei nuclei, tra cui l'andamento generale dell'energia vincolante rispetto al numero di massa, così come il fenomeno della fissione nucleare.

A questo quadro classico, tuttavia, si sovrappongono effetti quantistico-meccanici, che possono essere descritti utilizzando il modello del guscio nucleare, sviluppato in gran parte da Maria Goeppert-Mayer. I nuclei con un certo numero di neutroni e protoni (i numeri magici 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...) sono particolarmente stabili, perché i loro gusci sono pieni.

Gran parte della ricerca attuale in fisica nucleare si riferisce allo studio dei nuclei in condizioni estreme come l'alta rotazione e l'energia di eccitazione. I nuclei possono anche avere forme estreme (simili a quelle dei palloni da calcio americani) o rapporti estremi neutroni-protoni. Gli sperimentatori possono creare tali nuclei utilizzando reazioni di fusione indotta artificialmente o di trasferimento di nucleoni, utilizzando fasci di ioni da un acceleratore. Raggi con energie ancora più elevate possono essere usati per creare nuclei a temperature molto elevate, e ci sono segni che questi esperimenti hanno prodotto una transizione di fase dalla normale materia nucleare ad un nuovo stato, il plasma di quark-gluoni, in cui i quark si mescolano l'uno con l'altro, invece di essere separati in terzine come lo sono in neutroni e protoni.

Decadimento nucleare

Se un nucleo ha troppo pochi o troppi neutroni può essere instabile, e si decomporrà dopo un certo periodo di tempo. Per esempio, gli atomi di azoto-16 (7 protoni, 9 neutroni) decadono in beta atomi di ossigeno-16 (8 protoni, 8 neutroni) entro pochi secondi dalla creazione. In questo decadimento un neutrone nel nucleo di azoto viene trasformato in protone e in elettrone dalla debole forza nucleare. L'elemento dell'atomo cambia perché mentre prima aveva sette protoni (che lo rendono azoto) ora ne ha otto (che lo rendono ossigeno). Molti elementi hanno isotopi multipli che sono stabili per settimane, anni, o anche miliardi di anni.

Fusione nucleare

Quando due nuclei luminosi entrano in contatto molto stretto l'uno con l'altro è possibile che la forte forza li fonda insieme. Ci vuole una grande quantità di energia per spingere i nuclei abbastanza vicini tra loro perché la forza forte abbia un effetto, quindi il processo di fusione nucleare può avvenire solo a temperature molto alte o densità elevate. Una volta che i nuclei sono abbastanza vicini tra loro, la forza forte supera la loro repulsione elettromagnetica e li schiaccia in un nuovo nucleo. Una quantità molto grande di energia viene rilasciata quando i nuclei leggeri si fondono insieme perché l'energia di legame per nucleone aumenta con il numero di massa fino al nichel-62. Le stelle come il nostro sole sono alimentate dalla fusione di quattro protoni in un nucleo di elio, due positroni e due neutrini. La fusione incontrollata dell'idrogeno in elio è nota come fuga termonucleare. La ricerca per trovare un metodo economicamente valido per utilizzare l'energia proveniente da una reazione di fusione controllata è attualmente in corso da parte di vari istituti di ricerca (vedi JET e ITER).

Fissione nucleare

Per i nuclei più pesanti del nichel-62 l'energia di legame per nucleone diminuisce con il numero di massa. E' quindi possibile che l'energia venga rilasciata se un nucleo pesante si scompone in due nuclei più leggeri. Questa scissione degli atomi è nota come fissione nucleare.

Il processo di decadimento alfa può essere pensato come un tipo speciale di fissione nucleare spontanea. Questo processo produce una fissione altamente asimmetrica perché le quattro particelle che compongono la particella alfa sono particolarmente strettamente legate tra loro, rendendo particolarmente probabile la produzione di questo nucleo in fissione.

Per alcuni dei nuclei più pesanti che producono neutroni sulla fissione, e che assorbono facilmente i neutroni per iniziare la fissione, si può ottenere un tipo di fissione auto-iniziativa dei neutroni, in una cosiddetta reazione a catena. [Le reazioni a catena erano note in chimica prima della fisica, e infatti molti processi familiari come gli incendi e le esplosioni chimiche sono reazioni chimiche a catena]. La fissione o reazione a catena "nucleare", che utilizza neutroni prodotti dalla fissione, è la fonte di energia per le centrali nucleari e le bombe nucleari a fissione come le due che gli Stati Uniti usarono contro Hiroshima e Nagasaki alla fine della seconda guerra mondiale. I nuclei pesanti come l'uranio e il torio possono subire la fissione spontanea, ma è molto più probabile che siano soggetti a decadimento da decadimento alfa.

Affinché si verifichi una reazione a catena avviata dai neutroni, deve esserci una massa critica dell'elemento presente in un certo spazio in determinate condizioni (queste condizioni rallentano e conservano i neutroni per le reazioni). C'è un esempio noto di reattore a fissione nucleare naturale, che era attivo in due regioni di Oklo, Gabon, Africa, oltre 1,5 miliardi di anni fa. Le misurazioni dell'emissione di neutrini naturali hanno dimostrato che circa la metà del calore emanato dal nucleo della terra deriva dal decadimento radioattivo. Tuttavia, non si sa se tutto ciò sia dovuto a reazioni a catena di fissione.

Produzione di elementi pesanti

Mentre l'Universo si raffreddava dopo il big bang, alla fine è diventato possibile che le particelle come le conosciamo esistano. Le particelle più comuni create nel big bang che ancora oggi sono facilmente osservabili per noi sono i protoni (idrogeno) e gli elettroni (in numero uguale). Alcuni elementi più pesanti sono stati creati quando i protoni si sono scontrati tra loro, ma la maggior parte degli elementi pesanti che vediamo oggi sono stati creati all'interno delle stelle durante una serie di fasi di fusione, come la catena protone-protone, il ciclo CNO e il processo triple-alfa. Durante l'evoluzione di una stella si creano elementi progressivamente più pesanti.

Poiché l'energia di legame per nucleone raggiunge i picchi intorno al ferro, l'energia viene rilasciata solo nei processi di fusione che avvengono al di sotto di questo punto. Poiché la creazione di nuclei più pesanti per fusione costa energia, la natura ricorre al processo di cattura dei neutroni. I neutroni (a causa della loro mancanza di carica) sono prontamente assorbiti da un nucleo. Gli elementi pesanti sono creati o da un lento processo di cattura dei neutroni (il cosiddetto processo s) o dal processo rapido, o processo r. Il processo s si verifica nelle stelle termicamente pulsanti (chiamate AGB, o stelle ramificate giganti asintotiche) e impiega centinaia o migliaia di anni per raggiungere gli elementi più pesanti di piombo e bismuto. Si pensa che il processo r si verifichi nelle esplosioni di supernova perché sono presenti le condizioni di alta temperatura, alto flusso di neutroni e materia espulsa. Queste condizioni stellari rendono le successive catture di neutroni molto veloci, coinvolgendo specie molto ricche di neutroni che poi decadono in beta agli elementi più pesanti, specialmente nei cosiddetti punti di attesa che corrispondono a nuclidi più stabili con gusci di neutroni chiusi (numeri magici). La durata del processo r è tipicamente nell'intervallo di pochi secondi.