Vad är Atomer?

Genom historien har det funnits olika funderingar kring vad föremålen i vår värld består av, och ursprunget för ordet atom kommer från grekiskan och avser något litet och odelbart. Funderingar kring konceptet har förekommit sedan fyra eller fem sekel före vår tideräkning, bland annat av Demokritos i Grekland.

Den nutida förståelsen av atomer är förhållandevis ny.

Ifall man är generös kan man betrakta alkemi som en föregångare till dagens kemi, och då sträcker sig dess historia många sekel bakåt i tiden.

1803 presenterade John Dalton en idé kring grundämnen och att dessa kunde slås samman till andra kemiska ämnen.

Under 1820-talet letade den tyska kemisten J W Döbereiner efter samband mellan olika ämnens atomvikt och dess kemiska egenskaper, och under 1860-talet sammanställde den brittiske kemisten John Newlands en tabell med de då kända (drygt 60 stycken) grundämnena efter stigande atomvikt.
I mitten av 1860-talet presenterade den Josef Loschmidt från Österrike en uppskattning av storlekarna på de molekyler som luften består av.

Den första versionen av det periodiska systemet presenterades 1869 av Dmitrij Mendelev från Ryssland och nästan samtidigt av Lothar Meyer från Tyskland.

Elektronen upptäcktes 1897. Protonen dök upp som koncept 1815 men påvisades först 103 år senare. Hypotesen om neutronen lades fram på 1920-talet och den upptäcktes 1932.

År 1904 presenterade J J Thomson den modell för atomen som brukar kallas plommonpudding-modellen, och ett par år senare presenterades Rutherfords modell för atomen. Och slutligen presenterade Niels Bohr år 1913 den modell av atomen som brukar kallas Bohr-modellen (eller Bohr-Rutherfords modell).

Sedan den första fjärdedelen av 1900-talet har kvantfysiken växt fram och fått stora framgångar, och inom partikelfysiken pratar man utöver elektroner, protoner, neutroner och fotoner om spännande saker som kvarkar, alfapartiklar, nukleider, bosoner, fermioner, leptoner, mesoner, baryoner och hadroner och annat smått och gott.

Sedan slutet av 1960-talet har även strängteorin växt fram för att besvara vissa kosmologiska frågor samt saker kring småskaliga processer och subatomära objekt. Även om det finns många spännande tankar och intressanta idéer inom området så saknas fortfarande experimentellt verifierbara förutsägelser.

Här fokuserar jag på atomer, neutroner, protoner och elektroner och lämnar övriga saker till den intresserade läsaren.

Några beståndsdelar

I atomers kärnor förekommer protoner som är positivt laddade och neutroner som är elektriskt neutrala. Dessa två typer av partiklar väger i princip lika mycket (1.0072 respektive 1.0087 i väl vald enhet), och när man pratar om atomers vikt är summan av antalet protoner plus neutroner en rätt skaplig approximation ifall man väljer enheten rätt. Elektroner väger betydligt mindre (ungefär 1/1800 av de övriga två) och har negativ laddning av samma storlek som protonen. Det finns även en partikel som heter positron som har samma massa som elektronen men med positiv laddning, som inte är detsamma som en proton. Dessa kommer jag bara att nämna en gång i förbifarten i samband med vissa kärnreaktioner. Även fotoner är relevanta inom partikelfysiken. De saknar massa och laddning, men förekommer som energiförmedlare när man antingen tillför energi eller får överskottsenergi. Ju högre energi en foton bär desto högre frekvens / kortare våglängd motsvarar den i termer av elektromagnetisk strålning.

Ifall man väljer enheter från SI-systemet så är en väteatom mindre än en Ångström – dess radie är ett par dussin picometer jämfört med jordens radie på 6500 km (vilket ger en relativ storleksskillnad på 10¹⁷), och dess vikt är 1.66 * 10^-27 kg jämfört med jordens massa 6 * 10²⁴ (vilket ger en relativ skillnad i massa på 10⁵¹). Man väljer oftast andra enheter inom den här delen av fysiken. För partiklar i atomkärnor pratar man ibland om atommassenheten (som brukar betecknas u) eller Dalton, som definieras som 1/12 av massan hos isotopen Kol-12. När det gäller energi inom området använder man ofta begreppet elektronvolt snarare än Joule. Massan hos en partikel nämns ofta i termer av elektronvolt också. Och även om fotoner saknar massa så är både energiinnehåll och rörelsemängd relevanta egenskaper även för dessa.

Periodiska Systemet

I det periodiska systemet ordnas grundämnena efter antalet protoner i kärnan. Atomnumret avser antalet protoner i ämnet, och i den elektriskt neutrala / oladdade versionen av grundämnet är antalet elektroner samma som antalet protoner så att dess laddning summerar upp till noll. Atomer som har en elektrisk laddning (genom underskott eller överskott av elektroner) brukar kallas joner.

För ett visst ämne kan det förekomma olika isotoper, som skiljer sig åt i antalet neutroner i kärnan. Olika isotoper av ett visst ämne är inte nödvändigtvis lika stabila. En tumregel är att de lättare grundämnena har ungefär lika många neutroner som protoner i sina mest stabila isotoper, medan tyngre grundämnen ungefär har förhållandet 3 till 2 mellan antalet neutroner och protoner i de stabilaste isotoperna. För väte saknar den vanligaste och mest stabila isotopen helt neutroner i kärnan, medan heliums mest stabila isotop har lika många neutroner som protoner.

För de kända ämnen med flest protoner i kärnan är alla isotoper instabila. De första 98 grundämnena förekommer i naturen (även om vissa är väldigt ovanliga) medan de övriga 20 bara har skapats i laboratorier. Vetenskapsmän har således inte sett ämnen med fler än 118 protoner i kärnan. Rent hypotetiskt skulle man kunna tänka sig exotiska processer eller förhållanden i universum som producerar ännu större atomkärnor som inte sönderfaller omedelbart, men i dagsläget har fysiker inte sett några sådana.

Kol-14 är en känd isotop inom naturvetenskaperna som brukar användas för åldersbestämning tack vare sin relativa vanlighet och kända halveringstid.

Utöver atomnummer och namn har alla grundämnen även en förkortning, som avspeglar ämnets namn på latin. Kol förkortas C (Carbo på latin), Koppar Cu (Cuprum), Järn Fe (Ferrum), Silver Ag (Argentum) och Guld Au (Aurum).

De tolv första grundämnena (isotop avser här antal neutroner i den vanligaste stabila):

Fördelning av grundämnen

Efter Big bang fanns det väte, helium och spår av litium. Även idag anser man att väte och helium utgör ungefär 98 procent av alla atomer i det observerbara universum medan övriga grundämnen utgör resterande två procent. Väte utgör nästan tre fjärdedelar och helium ungefär en fjärdedel. Som en kuriosa detalj om nomenklatur använder astronomer begreppet "metall" som samlingsnamn för alla grundämnen tyngre än helium. Metalliciteten för en stjärna eller galax handlar alltså om hur stor andel tyngre ämnen än helium utgör.

De vanligaste grundämnena i universum (i fallande ordning) är väte, helium, syre, kol, neon, kväve, magnesium, kisel och svavel.

Som en jämförelse så utgör de sex viktigaste grundämnena för liv (kol, väte, kväve, syre, svavel och fosfor) 98 procent av all levande materia på jorden. Övriga två procent utgörs av uppemot två dussin grundämnen. Det innebär att ungefär åttio av det periodiska systemets ämnen inte ingår bland "livets beståndsdelar".

Fusion och Fission

Fusion är en kärnreaktion där atomkärnor slås ihop till tyngre kärnor. Isotoper med 56 - 57 partiklar i kärnan (järn) är de som har högst genomsnittlig bindningsenergi per kärnpartikel och fusion av lättare isotoper som bildar högst järn släpper även ifrån sig en viss överskottsenergi. Fusion med tyngre grundämnen kräver däremot energi, vilket naturen inte uppfattar som lika ekonomiskt i energihänseende.

Fusion är det som driver huvudseriestjärnor, som därmed omvandlar väte till helium och en del överskottsenergi. Ifall stjärnan är tillräckligt massiv kan flera steg av fusion komma igång och tyngre ämnen bildas.

Fission är en kärnreaktion där atomkärnor sönderfaller till mindre kärnor. I processen frigörs energi och även neutroner och fotoner (i gammaområdet). De resulterande kärnorna är inte nödvändigtvis lika stora.

Varför finns det tyngre isotoper än Järn 56?

Efter big bang fanns det i stort sett bara väte och helium (och spår av litium), och fusionen i stjärnor bara bildar högst järn så man kanske undrar hur det kan finnas tyngre ämnen alls i det det observerbara universum.

Svaret är att det observerbara universum erbjuder fler typer av processer än fusion och fler typer av objekt än huvudseriestjärnor.

Till exempel finns det fenomen som alfapartiklar, betasönderfall och gammastrålning inom kärnfysiken i samband med radioaktivt sönderfall. Utöver elektromagnetisk strålning och omfördelning av energi förändras även den ingående kärnans atomvikt så man får en annan isotop.

Vissa processer (till exempel supernovor) avger bland annat mängder av neutroner. Atomkärnor kan fånga in extra neutroner och bilda tyngre isotoper. Den processen är inte alls lika ekonomisk som fusion, men kan ändå inträffa ifall förhållandena är de rätta. Ifall exempelvis järn-56 skulle exponeras för mycket extraneutroner skulle det kunna uppstå isotoper av järn med vikterna 57,58 och 59 och uppåt. Men järnisotoper med vikten 59 eller högre är inte stabila. Då kan en typ av sönderfall inträffa som kallas betaminus vilket får en isotop med samma atomvikt men ett steg högre atomnummer som resultat, och en överskottselektron skjuts iväg (minus-delen i betaminus avser elektronens laddning). Det finns även en typ av sönderfall som kallas betaplus, och även där så är atomens totala vikt densamma (atomnummer minskar ett steg och en neutron tillkommer och en överskottspositron skjuts iväg).

Kärnan i heliums mest stabila och vanliga isotop brukar kallas för alfapartikel och består av två protoner och två neutroner. Vissa tunga och instabila kärnor kan sönderfalla och avge en alfapartikel, vilket leder till att dess atomnummer minskar med två och dess vikt minskar med fyra, exempelvis uran-238 till thorium-234.

Atomer och de fyra naturkrafterna

För enstaka atomer och molekyler saknar gravitation betydelse, däremot på astronomisk skala så bidrar gravitationen till att det händer spännande saker med atomer. Ifall man har ett stort glest gasmoln så dras det ihop mot sig själv av gravitationen, och dess temperatur ökar. Ifall man har tillräckligt mycket massa i molnet kan vissa kärnreaktioner komma igång när tätheten blir tillräckligt stor.

Elektromagnetism verkar mellan laddade partiklar, och kraften och räckvidden hos denna kraft gör att den är relevant både för atomer och molekyler. Även jorden och några av våra grannplaneter har magnetfält som sträcker sig ut mot det interplanetära mediet och interagerar med solvinden.
En av dess konsekvenser är att lika laddningar repellerar varandra, och då kan man undra varför det inte innebär problem för atomkärnor när två eller fler protoner ska samsas inom ett litet utrymme.

Den starka kärnkraften är på korta avstånd (som de inom atomens kärna) starkare än den elektromagnetiska kraften, och är attraherande både för protoner och neutroner.

Den svaga kärnkraften är svagare än både den starka kärnkraften och elektromagnetismen, och är också begränsad till atomkärnor.

Emission och Absorption

Enligt de modeller inom partikelfysiken som växt fram under de senaste hundra åren så kan elektronerna kring atomers kärnor inte befinna sig i vilka energinivåer som helst utan bara tillåts förekomma i ett antal diskreta nivåer. Förändringar av dess energi antingen kräver ett visst tillskott eller lämnar ett visst överskott. En vanlig energibärare i sammanhanget är fotoner, och beroende på vilken mängd energi det handlar om kan det handla om både synliga våglängder eller såna som är kortare eller längre än de som det mänskliga ögat uppfattar. Under 1900-talet förbättrades tekniken så att astronomer kan observera processer i samtliga våglängdsområden.

Personer intresserade av astrofoto kan ha hört talas om något som kallas H-Alfa (eller Balmer-alfa) och det handlar om en energiövergång hos väte, och genererar en våglängd på 656 nanometer vilket ligger i det röda området. Väte har fler övergångar av den här typen, och det finns serier som kallas Balmer, Lyman och Rydberg.
Man har kartlagt den här typen av "fingeravtryck" för många grundämnen och även molekyler. Vätgas har en linje som är känd som har en våglängd på 21 centimeter, vilket gör den tillgänglig för radioastronomer.

Eftersom man känner till många "signaturer" av den här typen kan man genom att betrakta stjärnor och nebulosor avgöra vilka ämnen som finns i dess ytskickt, och även få kunskaper om sammansättningen hos det interstellära mediet som deras ljus passerar genom. Man kan även dra slutsatser om objekts rörelser relativt oss genom att titta på dopplereffekten hos dess ljus.

Aggregationstillstånd

Ämnen kan befinna sig i olika tillstånd och till vardags har vi alla sett ämnen i fast form (is), flytande form (vatten) och gasform (vattenånga). Fysiker har ett par till koncept inom området:

• Bose-Einstein-kondensat: när atomers rörelsemängd / inre energi minskar tillräckligt mycket så att dess temperatur är nära noll Kelvin kan vissa ämnen bilda Bose-Einstein-kondensat.
• Plasma: Joniserad gas vid väldigt höga temperaturer (minst några tusen grader Kelvin) där elektronerna börjar lämna sina atomer. Plasma anses vara det vanligaste tillståndet hos materia i universum, och finns till exempel i stjärnor och i solvinden.
• Degenererad materia: Under extremt högt tryck (till exempel i neutronstjärnor och vita dvärgstjärnor) där gravitationen utsätter atomerna för betydligt högre tryck än de vanligtvis befinner sig i, och Paulis uteslutningsprincip lämnar ett betydande bidrag.