av K.B. Broberg
Department of Mathematical Physics, University College Dublin, Ireland.

Från ett tempel i Bangkok till Krabbnebulosan

En gång såg jag fem ton guld. Det var en Buddhastaty i ett tempel i Bangkok. Dess historia var fantastisk, även om man måste gissa sig till hur den började. Vad som är känt är att en stor Buddhastaty i betong stod i ett tempel vid den thailändska kusten utanför Bangkok och att templet måste rivas för att ge plats åt något annat, jag minns inte vad. Statyn flyttades till templet i Bangkok. En natt utbröt ett våldsamt oväder med mycket regn. Bjälklaget som bar den tunga Buddhastatyn gav vika, och statyn störtade ned till marknivån. Till sin bestörtning upptäckte munkarna att den spruckit, men en av dem, som lyste med en ficklampa i springan, såg något som glimmade och så var den gyllene Buddhan upptäckt.

Liggande Buddha. 54 x 12 m. Grand Palace Bangkok.

Varför var den inmurad i betong? Det troligaste är att en så eftertraktad klenod måste gömmas från krigande arméer och kringströvande rövarband, och så väl bevarades hemligheten att den inte ens var känd av kommande generationers munkar.

Krabbnebulosan

Men låt oss lämna den gyllene Buddhan för ett tag och titta mot himlen en stjärnklar natt. Där finns några stjärnbilder, som de flesta känner igen, bland dem Orion med sitt bälte, sitt svärd och sina breda axlar. Ovanför Orion finns den mindre kända Oxen, och i den finns den berömda Krabbnebulosan. Den syns inte nu för blotta ögat, men under några veckor år 1054 överglänste den alla andra himlakroppar utom solen och månen. Den var t.o.m. synlig i dagsljus, vilket kinesiska astronomer har rapporterat.

Det som hände den 4 juli 1054 var en stjärnexplosion, en supernova. Ordet "nova" härstammar från Tycho Brahes "De Stella Nova", som beskriver upptäckten av, trodde han, en ny stjärna. Men en uppflammande supernova är snarare en spektakulär stjärndöd än en stjärnfödelse. All materia i den döende stjärnan skickades ut i rymden med ofattbar hastighet: fortfarande, efter nära 1000 år, expanderar Krabbnebulosan med mer än 1000 km/s, från Lund till Umeå på mindre än en sekund.

Vad har nu den gyllene Buddhan och Krabbnebulosan med varann att göra? Jo, vi skulle knappast haft guld i tillräckliga mängder för en fem tons Buddha om inte en supernova en gång i tiden, före eller vid vårt solsystems födelse, skickat guld till vår lilla del av Vintergatan. Annars hade vi inte haft särskilt mycket av ämnen tyngre än järn: vi skulle ha fått klara oss inte bara utan guld utan även utan kvicksilver, bly, radium och uran, för att nämna några få. Å andra sidan hade nog liv ändå varit möjligt: vår kropp består ju mest av syre, väte, kol, kväve, fosfor, svavel och andra relativt lätta ämnen, som inte fordrar en supernova. Vi hade t.o.m. haft järn till vårt blod. Kanske finns i universum civilisationer som inte lyckliggjorts med guld och uran-regnet från en supernovaexplosion.

1Vissa grundämnen består av en blandning av stabila isotoper, t.ex. syre, som förekommer i tre varianter i proportionerna 0.9976:0.0020:0.0004. Omröringen kan anses vara så god i ett kosmiskt gasmoln att sådana proportioner är lika överallt, men de kan vara olika i andra gasmoln.

Hur vet vi att en supernova exploderade i vår närhet? Ingen vet, men mycket pekar på det, förutom förekomsten av tunga ämnen. I genomsnitt tycks en supernova detonera nästan varje sekel i Vintergatan och med all sannolikhet oftare för några miljarder år sedan. Något hundratal år verkar vara kort jämfört med vårt solsystems ålder, nära fem miljarder år, men Vintergatan är enormt stor. Alltnog, skattningar tyder på att en handfull supernovor kan ha detonerat tillräckligt nära vår pyttelilla vrå i Vintergatan för att ha sprinklat vårt solsystem med tunga ämnen. En indikation på att mer än en supernova avsatt spår i vårt solsystem är att den isotopblandning¹ man hittat i några metoriter avviker från vad som annars med stor noggrannhet är densamma i bergarter på jorden och på månen. Dessa fynd tyder också på att en supernova triggade vårt solsystems födelse.

Grundämnenas ursprung

2lroniskt nog var stjärnornas kemiska sammansättning det exempel som positivismens fader August Comte tog för att påvisa det slags kunskap som i princip är möjlig att ha, men som i praktiken aldrig kan erhållas

Med hjälp av spektroskopi går det att mäta den relativa förekomsten av grundämnen i universum ganska noggrant.² Resultatet är redovisat i Tabell 1.

Den Stora Smällen, Big Bang, hände för cirka 15 miljarder år sedan. All materia skickades ut i världsrymden i en gigantisk detonation. Teoretikerna analyserar förlopp under så ofattbart korta tider som 10^-43 sekunder! Men, för att få en inblick i hur våra grundämnen bildades räcker det med att starta några hundra tusen år senare, då den fortfarande våldsamt expanderande materien tagit formen av en gas av väte och helium, cirka en heliumatom på 14 väteatomer. Det fanns också små mängder litium och troligen ytterligare några ämnen i obetydliga kvantiteter. Hur kom de övriga elementen i Tabell 1 till?

Svaret tycks vara att de inte bildades i det enorma gasmolnet som blev det primära resultatet av Big Bang. De bildades senare. Små ojämnheter i molnet förstorades genom att gravitationskrafterna sög åt sig materia till tätare områden från mindre täta. Så bildades galaxer och i dem bildades på liknande sätt stjärnor. Miljarder galaxer, vardera med miljarder stjärnor. Och det är i stjärnornas inre som kol och kisel, svavel och järn och de andra elementen i Tabell 1 framställs.

Tabell 1. De vanligaste grundämnena i universum

Från väte till helium

I stjärnornas inre förbränns väte till helium, men hur går detta till? En reaktionsformel kunde vara

H¹ + H¹ --> He²

där He² är en heliumisotop som består av två protoner och två elektroner. Men He² är instabil och sönderfaller till två väteatomer. Reaktionen

H¹+H¹-i-H¹+H¹ -> He⁴+e⁺+e⁺

3Ytterligare partiklar, neutriner, sänds också ut, men har ingen betydelse för den nuvarande diskussionen. Positronen träffar strax på en elektron och förintas - de båda förvandlas till energi i form av elektromagnetisk strålning.

är däremot möjlig, men fordrar att alla fyra vätekärnorna träffar varandra praktiskt taget samtidigt, vilket knappast kan hända. Här betyder e⁺ en positron, en positivt laddad så kallad betapartikel (elektronen är den negativt laddade betapartikeln, e^-).³

Nu visar det sig att reaktionen ändå är möjlig, om den utförs i tre steg: först bildas tungt väte, D², med atomvikt två, vars kärna består av en proton och en neutron. Reaktionen är

H¹+H¹ -> D2 +e⁺

Sedan bildas heliumisotopen He³, med två protoner och en neutron i kärnan, genom reaktionen

D2+H1 ->He3

och därpå följer

He³+He³ --~He⁴+H¹+H¹

Uppenbarligen har D²och He³ bara använts som mellansteg: nettoeffekten är att en heliumatom, He⁴, har bildats av fyra väteatomer, 4H¹ . Väteatomer har således förbränts, och som i all förbränning har energi frigjorts, något som leder till en temperaturökning.

Det finns också ett par andra vägar genom vilka väte kan förbrännas till helium. Men de beskrivna reaktionerna inträffar inte utan svårigheter. Hur kan man lägga samman två vätekärnor för att bilda deuterium, när båda är positivt laddade och alltså repellerar varandra? Svaret är att de måste skjutas in mot varandra med tillräcklig hastighet för att nå den närhet där de attraktiva kärnkrafterna överträffar de elektrostatiska repulsionskrafterna. Hög hastighet hos atomer är ju liktydigt med hög temperatur, och i stjärnors inre finns dessa höga temperaturer. Någon miljon grad vid hög täthet lär räcka för att förbränna väte till helium. Den processen försiggår i vår sol. Men för att förbränna helium till tyngre element fordras ännu högre temperaturer, sådana som förekommer i det inre av gamla stjärnor större än vår sol. Vår sol kommer att dö när den gjort slut på sitt bränsle av väte i sin kärna. Men det är åtskilliga miljarder år till dess.

Från helium till kisel och järn i de stora stjärnorna

När temperaturen i mycket stora stjärnors inre närmar sig hundra miljoner grader börjar helium förbrännas. En reaktion är

He⁴+He⁴ -> Be⁸

men beryllium, BeB, vars kärna har fyra protoner och fyra neutroner, är instabil och faller sönder efter 2.6 x 10^-16 sekunder. Men vid dessa höga temperaturer är t.o.m. denna korta tid tillräcklig för att en ny heliumkärna - också kallad alfapartikel - ska kunna träffa berylliumkärnan. Sannolikheten för detta ökar naturligtvis med temperaturen och tätheten. Reaktionen är

Be⁸+He⁴ --> C¹²

d.v.s. - är att helium förbränts till kol, C¹².

Nu ligger vägen öppen för förbränning till allt tyngre element, som kan genereras steg för steg genom kollisioner med alfapartiklar. Men för varje steg fordras högre temperatur: tyngre atomkärnor har ju större elektrisk laddning än lättare, och därför ökar den repulsionskraft som måste övervinnas för att få in alfapartikeln ända till det tyngre elementets kärna.
Steget efter produktionen av C¹² ger syre, 0¹⁶, genom reaktionen

C¹²+He⁴ -> O¹⁶

4Den i vår omgivning kända berylliumisotopen är Be9.

En indikation på heliumförbränningens effektivitet får man från Tabell 1: med vissa undantag är element med atomvikter delbara med 4 mer vanliga än andra element med ungfär samma atomvikt. Ett av undantagen är förstås Be⁸.⁴ Successiv heliumförbränning leder således till C¹², O¹⁶, Ne²⁰, Mg²⁴, Si²⁸, S³², Ar⁴⁰, Ca⁴⁰, Ti⁴⁸, Cr⁵² och Fe⁵⁶. Som man kan vänta sig minskar i stort sett relativa antalet atomer av dessa element med ökande atomvikt, med det uppenbara undantaget av Fe⁵⁶ som är betydligt mer vanlig än de märmast föregående: man får gå tillbaka till Si¹⁸ för att hitta ett element med fler atomer, och räknar man per viktsenhet får man gå tillbaka till Ne²⁰.

Nu är heliumförbränning långt ifrån den enda processen som leder till bildning av element med atomvikter delbara med 4. En rad andra processer bidrar också, t.ex.

O¹⁶+O¹⁶ -> Si²⁸ +He⁴

som är en ren syreförbränning och bildar kisel, som i sin tur deltar i bildandet av tyngre element. Vidare bildas element vars atomvikt inte är en multipel av 4 genom andra reaktioner. Så till exempel kan den energirika elektromagnetiska strålning som förekommer vid temperaturer omkring 10 miljarder grader (!) slå ut enstaka protoner eller neutroner ur tidigare bildade kärnor.

Bortom järngruppen i supernovorna

Kan de här beskrivna förbränningsprocesserna gå vidare för att producera alla element som vi känner till? Svaret är nej, gränsen ligger vid järn, Fe⁵⁶ och dess närmaste grannar, den så kallade järngruppen (krom, mangan, järn, kobolt och nickel). Den överraskande stora mängen järnatomer är ett indirekt tecken på detta: när de primära förbränningsprocesserna inte kan fortsätta förbi Fe⁵⁶ sker en anhopning av detta element.

Det finns också direkta indikationer på att gränsen sätts vid järngruppen. En förbränning måste vara energimässigt fördelaktig, men tänkta fortsatta reaktioner är inte det. Järngruppens atomer har större bindningsenergi per viktsenhet än såväl lättare som tyngre element.

Hur har då guld och uran skapats? Den troligaste reaktionen består i kombinationen neutroninfångning och betasönderfall. Neutronen är ju oladdad och kan därför nå en atomkärna utan att besväras av dennas positiva laddning. Men även om den accepterats av atomkärnan har inget nytt element i kemisk mening bildats, bara en isotop. Den nya kärnan har ju samma elektriska laddning som den gamla och omges av samma antal elektroner, och det är de som bestämmer atomens kemiska egenskaper. Men det går inte att pracka på en atomkärna hur många neutroner som helst. När den känner att den fått för många spottar den helt enkelt ut en betapartikel en elektron från sitt innandöme - och en av dess neutroner blir då positivt laddad: den har övergått till en proton. Därav namnet betasönderfall. Notera att ett nytt element har skapats, tyngre än det föregående och med en enhet större laddning.

Ytterligare en komplikation inträffar vid syntes av tyngre element. Neutroninfångning jämte betasönderfall skapar ju nya material genom att öka kärnans laddning med en enhet per steg. Men vissa av dessa steg leder till en instabil atomkärna, som sönderfaller i lättare kärnor. Sådana steg kan då inte begagnas för att komma vidare, om inte neutronflödet är tillräckligt för att väntan på sönderfallet ska kunna utnyttjas. Särskilt besvärligt är det i gapet mellan vismut, Bi²⁰⁹, och torium, Th²³², som innehåller flera mycket kortlivade element.

Varifrån kommer neutronerna? I stora stjärnor förekommer reaktioner i stil med

Ne²¹+He⁴ -> Mg²⁴+n

där n betecknar en neutron. Men neutrontätheten är normalt relativt liten, och många nybildade element är instabila och hinner falla sönder innan de utnyttjas för bildandet av tyngre element genom neutroninfångning och betasönderfall.
Det är här supernovorna kommer in i bilden. När en stor stjärna har gjort slut på sitt bränsle i sina innersta delar, kyls dessa av och därmed minskar trycket. När trycket inte längre kan hålla emot gravitationen faller de perifera delarna in mot centrum, och som gravitationskraften ökar med omvända kvadraten på avståndet accelererar denna process av sig själv och slutar med en kollaps, följd av en enorm temperaturökning, som förbränner all tidigare oförbränd materia i de yttre delarna, väte, helium, kol, syre etc. upp till järn, liksom en jättelik vätebomb. Processen är så snabb att neutronflödet blir enormt, och så skapas de tunga elementen bortom järngruppen. På några sekunder exploderar stjärnan, och resterna, rika på tunga element, slungas ut i världsrymden. Och så småningom kommer deras guld och uran att nå de områden där nya stjärnor föds. Där har vi sambandet mellan den gyllene Buddhan och supernovorna.

5Molybden har laddningstalet 42, teknetium laddningstalet 43.

Alla element som en supernova sänder ut fortlever inte. En del sönderfaller praktiskt taget omedelbart till lättare element, andra lever kvar i miljontals år, t.ex. Teknetium, som har en halveringstid på cirka 200 000 år. Det låter mycket, men efter 100 miljoner år finns knappast någon teknetiumatom kvar från supernovan. Men på spektroskopisk väg har man upptäckt teknetium i jättestora stjärnor, ett bevis för att elementskapandet oavbrutet pågår i universum. Teknetium är intressant. Det var det första i en nu lång rad grundämnen, som inte finns på vår jord, men som framställts i laboratorium, därav dess namn. Syntesen ägde rum i Rom under ledning av Enrico Fermi (1901-1954 och bestod i bombardemang av molybden⁵ med deuterium. Fermi och medarbetare var också de första som uppfyllde alkemisternas dröm att tillverka guld, men kanske inte så som dessa tänkt sig: de bombarderade platina med neutroner.

Jorden samlar på sig tunga element

Vårt solsystem har troligen bildats ur en elementuppsättning liknande universums medeltal; se Tabell 1. Men vår jord uppvisar en helt annan blandning. I Tabell 2 visas viktsprocent av ämnen som ingår i jorden som helhet och av såana som ingår i jordskorpan. Dessutom visas för jämförelse med siffrorna för jorden som helhet viktsprocenten ämnen i solsystemet, vid dess födelse, tagna genom omräkning från Tabell 1, som ju anger relativa antalet atomer.

Tabell 2. Viktsprocent grundämnen

Denna hisnande skillnad mellan jorden och solsystemets genomsnitt tycks i förstone inte stämma med den uppenbara teorin att planeterna och solen (vars massa utgör cirka 99.9% av hela solsystemets skapades ur samma gasmoln. Men ordningen återställs delvis när man finner att planeterna sammantaget tycks ha en sammansättning som inte avviker drastiskt från solens. Jätteplaneterna, Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus, vars massa utgör cirka 99.4% av totala planetmassan, består nämligen huvudsakligen av väte och helium samt något kol och kväve. De inre ("jordiska" eller "terrestra")planeterna, Merkurius, Venus, Jorden och Mars, har däremot ungefär samma kemiska sammansättning som jorden. Den innersta, Merkurius, innehåller större andel järn än jorden, som i sin tur innehåller mer järn än den yttersta, Mars. Detta förhållande ger en ledtråd till de inre planeternas särställning.

6Uranus' och Neptunus' atmosfär innehåller också metan, CH4.

När gasmolnet, ur vilket vårt solsystem bildades, drog sig samman genom starka gravitationskrafter, ökade rotationen - samma fenomen som när vattnet i ett badkar rinner mot avloppet. Processen triggades antagligen av materiabombardemanget från en närbelägen supernova. På grund av centrifugalkraften blev formen en tunn skiva med en förtjockning på mitten, "protosolen", början till vår sol. Tryck och temperatur inuti protosolen ökade drastiskt till omkring en miljon grader under mycket högt tryck, och väte började förbrännas till helium. Den perifera, skivformiga delen kyldes däremot av och började kondensera. På ett givet avstånd från solen kondenserades de ämnen som hade högst smältpunkt först, bland dem järn. I vår närhet av solen var temperaturen så hög att lättare ämnen, framförallt väte och helium, inte alls kondenserades. De bibehöll gasform och drevs av strålningstrycket från solen längre och längre ut. På större avstånd från solen kondenserades de flesta ämnena och bildade fasta kroppar med ungefär samma sammansättning som solen. De bildade så småningom jätteplaneterna. Av betydelse är även att dessa, framförallt Jupiter, har större dragningskraft än de terrestra planeterna och kan hålla kvar även lättare, gasformiga ämnen. Deras atmosfär består av väte och helium⁶.

Den givna förklaringen förefaller trolig, men det återstår att förklara varför jordskorpan har en annan sammansättning grundämnen än jorden som helhet. Järn har där förvisats från en klar första plats till fjärde plats, medan syre ryckt upp till första platsen och aluminium har trängt sig in bland de fyra stora, syre, kisel, järn och magnesium.

Differentieringen i jorden

Man kan väl föreställa sig att planeterna bildades ur solsystemets gasmoln på liknande sätt som galaxer och stjärnor ur gasmolnet från Big Bang, nämligen genom att små ojämnheter i molnet förstorades när gravitationskrafterna sög åt sig materia till tätare områden från mindre täta. Till att börja med ledde detta till en stor mängd planetesimaler (småplaneter), som kretsade runt solen och ibland kolliderade med varandra. De större kunde attrahera närbelägna mindre och så småningom, efter några hundra miljoner år var de flesta planetesimalerna "uppätna" av planeterna. Återstoden är i stort sett koncentrerad till asteroidbältet i det iögonfallande stora gapet mellan Mars och Jupiter.

Resultatet av järnkatastrofen blev att järn från djup på ett par hundra kilometer och neråt anhopades i jordens kärna, som kom att bestå praktiskt taget bara av järn jämte smärre andelar av andra tunga element, framförallt nickel. De lättare elementen flöt upp mot jordskorpan.

Man kan fråga sig varför inte jorden skiktades helt och hållet: de lättaste grundämnena vid ytan, under dem de näst lättaste och så vidare. En del av svaret ligger i att grundämnena hade bildat föreningar. Ett exempel är fältspaterna, som är de vanligaste mineralen i jordskorpan. Deras kemiska formler är av typen CaA1₂Si₂0₂, NaAlSi₃0₈ och KAISi30. De har låg smältpunkt, 700-1000 °C, och i smält form är de förhållandevis lätta. Notera att i fältspaterna har vi de tre vanligaste grundämnena i jordskorpan, nämligen syre, kisel och aluminium.

Det är också värt att komma ihåg att jordskorpan ständigt nybildas från magma i jordens övre mantel. Ett av de vanligaste materialen där är olivin, Mg₂Si0₄-Fe₂Si0₄, som innehåller fyra av de fem vanligaste grundämnena i jordskorpan, syre, kisel, järn och magnesium.

Lever vi i den bästa av världar?

När jag läser Voltaire's Candide, som till stora delar är en uppgörelse med Leibnitz och andra optimistfilosofer, som hävdar att vi lever i den bästa av världar, kan jag inte låta bli att instämma i Candide's så småningom vunna pragmatiska syn på frågan: efter alla horribla olyckor hade han kommit fram till att "Vi måste odla vår trädgård". Men, visst är vi gynnade, som hamnat i en av de mikroskopiskt små världar, som inte till 99.9% består av väte och helium. Materiellt har vi inte mycket övrigt att önska, och vi kan säkert odla vår trädgård utan de kemiska ämnen som inte passar in i biosfären, jordens tunna ytterskikt. Och samtidigt kan vi glädja oss åt att inom oss ha atomer som en gång suttit i en stjärnas inre.

Varifrån kom materia? Inte en ny fråga

Nej, frågan är inte ny, men svaren förnyas ständigt. Jag har försökt att skissa det nu gängse svaret. Det kan vara intressant att jämföra det med tidigare teorier. Filosofins historia lär oss att Thales, från Miletos på Mindre Asiens västkust (625-548 f.Kr.), lärde att alltings ursprung var vatten. En vattenmolekyl består av tre atomer. Två av dem är väte, det första elementet efter Big Bang ... Anaximenes (588-524 f.Kr.), också från Miletos, förespråkade i stället luft som urämnet, medan Herakleitos (540-475 f.Kr.) från Efesos, norr om Miletos, angav sina skäl för att urämnet snarare var eld.

Teorierna växlade uppenbarligen från generation till generation, men så kom Empedokles från Akragas (nu Agriganto) i Sicilien. Han levde 492435 f.Kr. och jämkade samman de tidigare teorierna: det fanns inte ett urämne, utan fyra element, vatten, luft, eld och jord, det senare tillagt av Empedokles. All materia bildades av dessa fyra element i för ändamålet avvägda proportioner. Det var en uppfattning som kom att stå sig i nära två tusen år.

Här är det på sin plats att omnämna att kinesiska filosofer redan hundra år före Empedokles hade en etnocentrisk världsbild, som bland annat hade fyra element: vatten, trä, eld och metall (metallen specificerades ibland till guld).

8Atom kommer från grekiska och betyder odelbar, liksom ordet individ från latin.

En annan vinkling på frågan om materiens natur infördes av Anaxigoras från Klazomenai, norr om Efesos, (500-428 f.Kr.), och senare av Demokritos från Abdera i Macedonien (460-370 f.Kr.). Anaxigoras tänkte sig att materien var uppbyggd av oändligt många materiefrön, och Demokritus talade om små odelbara urämnespartiklar, atomer⁸. Hans lära upptogs av njutningsfilosofen Epikuros från ön Samos utanför Efesos, (341-270 f.Kr.), och det tycks vara hans skildringar som gör att vi nu har en hygglig uppfattning om Demokritos atomlära.

9Sammanställningen är hämtad från I Demokritos' fotspår av I. Bergström och W. Forsling, Natur och Kultur 1992.

En uppfattning om dessa tidiga filosofers genialitet får man ur följande sammanfattning⁹:

Efter filosoferna från Mindre Asien och Sicilien kom atenarna. Platon (427-347 f.Kr.) och Aristoteles (384-322 f.Kr.) lade till etern. Eterbegreppet, som i olika tolkningar levde kvar till början av 1900-talet, var i och för sig ingen ny tanke, men Platon har tillskrivits äran av att ha inkluderat etern som det femte av de element varav all materia länge antogs vara uppbyggd. Hans uppfattning om etern, liksom om de övriga elementen rimmar med hans allmänna doktrin att vetenskapliga sanningar skulle erhållas genom matematiska samband snarare än genom observationer av naturen. Han föreställde sig att elementen var av geometrisk natur, regelbundna polyedrar, eld en tetraeder (sidorna 4 liksidiga trianglar), jord en kub (6 kvadrater), luft en oktaeder (8 trianglar), eter en dodekaeder (12 femhörningar) och vatten en ikosaeder (20 trianglar).

10Aristoteles skiljer på naturlig rörelse och påtvungen (eller "våldsam"l rörelse. Påtvungen rörelse, t.ex. kast, kan ge en horisontell komponent: kraften från handen fortsätter att verka, medan luften framför ger motstånd. Hastigheten är proportionell mot kvoten mellen dessa krafter, och den blir alltså oändlig i vakkum. Men oändliga hastigheter har inte observerats, och därför trodde inte Aristoteles på vakuum.

Aristoteles underströk, till skillnad mot Platon, betydelsen av observationer, även om han omfattade den teleologiska principen att världen är ändamålsenligt inrättad. Observationer visade att naturlig rörelse¹⁰ är vertikal: fritt fall för tung materia (den vill söka sig till sitt naturliga hemvist, jordens centrum), rakt uppstigande för lätt (t.ex. eld). Detta gäller dock endast inom månens sfär. Himlakropparna rör sig, som sig bör, i de mest perfekta av banor: deras naturliga rörelse är alltså cirkulär. De rör sig i det femte elementet, Aristoteles' eter, senare latiniserat till quinta essentia, som lever kvar i uttrycket kvintessensen.

Den första som med framgång kunde argumentera mot den antika läran om de fyra elementen var irländaren Robert Boyle (1627-1691). I The Sceptical Chymist, 1661, definierade han ett grundämne som ett, vilket inte kan uppdelas i andra ämnen. Efter denna princip kunde så småningom ett stort antal grundämnen identifieras, t.ex. ädelmetallen guld, som ju motstår försök att uppdelas på kemisk väg. Svensken Scheele (1742-1786), syrets upptäckare tillsammans med engelsmannen Priestley (1773-1804), visade år 1770 att luft kunde delas upp i två beståndsdelar, och engelsmannen Cavendish (17311810), som hade upptäckt väte, visade år 1784 att vatten kunde bildas av syre och väte. Antikens luft och vatten var således inga grundämnen. Fransmannen Lavoisier, född 1743, avrättad i giljotinen 1794, lyckades, bl.a. genom kvantitativ kemisk analys, fastställa att 33 kända ämnen, bl.a. syre och väte, var grundämnen.

Ett betydelsefullt steg mot förståelsen av grundämnenas struktur gavs av erfarenheter runt sekelskiftet 1700-1800 att grundämnen, som bildar kemiska föreningar, ingår i bestämda viktsförhållanden enligt enkla regler. Dessa regler kan uttryckas så att antalet atomer av de ingående ämnena står i bestämda proportioner till varandra, uttryckta genom vanligen små heltal. På så sätt kunde relativa atomvikten för olika grundämnen bestämmas, och kemiska formler kunde angivas, t.ex. C02 för koldioxid, H2S04 för svavelsyra och NaCl för koksalt. Engelsmannen Dalton (1766-1844) var den förste som ställde upp en atomviktstabell, och han använde vätets atomvikt som enhet.

Så småningom blev tillräckligt många grundämnen kända för att man skulle kunna spåra ett system, när man sökte ordna dem samtidigt efter atomvikt och efter egenskaper. Problemet var icke enkelt eftersom flera grundämnen ännu var okända. Ryssen Mendelejev (1834-1907) blev den första som lyckades. Han accepterade att luckor fanns i grundämnenas periodiska system, i vilket grundämnena ordnades efter atomvikt och i rader, så att ämnen med liknande egenskaper kom att stå nära varandra. Sedermera har luckorna fyllts, bland annat genom artificiell framställning av element (t.ex. teknetium) som inte existerar i naturen.

Genom att utsätta saltlösningar för elektrisk spänning fann engelsmannen Faraday (1791-1867) att lösta ämnen dissocierades genom utfällningar vid vardera elektroden. Från en koksaltlösning ansamlades natrium vid den negativa elektroden och klor vid den positiva. I sin dissociationsteori antog svensken Svante Arrhenius (1859-1927) i sin doktorsavhandling 1884 att natrium och klor förekom i lösningen i form av positivt laddade natriumjoner och negativt laddade klorjoner. Sambandet mellan elektriskt laddning och grundämnenas plats i det periodiska systemet började klarna.

Svante Arrhenius' teori talade för att de laddningsbärande jonernas vikt var av ungefär samma storleksordning som atomernas. Men år 1897, för hundra år sedan, påvisade engelsmannen Joseph Thomson (1856-1940), genom avlänkning av en partikelström i ett elektriskt fält, laddningsbärare, vars massa var avsevärt mindre än väteatomens. Han angav detta massförhållande till omkring en tusendel; nyare mätningar har visat att den är ännu mindre, cirka 1:1836. Det är dessa laddningsbärare vi nu kallar elektroner.

År 1911, fjorton år efter Thomsons upptäckt av elektronen, påvisade skotskfödde Ernest Rutherford (1871-1937) förekomsten av en atomkärna, flera storleksordningar mindre än atomen som helhet. Tillsammans med medarbetare hade han tidigare funnit att den radioaktiva strålningen bestod av (minst) två partikelslag, alfapartiklar (som vi nu identifierar med heliumkärnor) och betapartiklar (nu elektroner). Han utnyttjade detta förhållande genom att låta ett radiumpreparat skjuta alfapartiklar (detta sker spontant) mot ett ämne med hög atomvikt - han valde guld. De flesta partiklarna missade atomkärnorna, men några kom rakt in mot en guldatomkärna och studsade tillbaka. Mekanik och elektrostatik gjorde sedan en beräkning av atomkärnans storlek möjlig, och för första gången hade man bevis på att solid materia mest består av tomrum. Detta gav den danske fysikern Niels Bohr (1885-1962) ledtråden till den första egentliga atommodellen. Han postulerade år 1913 att elektroner cirklar runt kärnan likt planeterna runt solen. I stället för gravitationskrafter verkar elektromagnetiska krafter, och elektronerna är endast tillåtna att befinna sig på vissa bestämda avstånd från atomkärnan. Senare har kvantmekanik både bekräftat och modifierat Bohrs grundtankar.

År 1919 var det dags för ännu en stor upptäckt av Rutherford: han påvisade protonen, vätekärnan. Därpå gick tretton år till dess att engelsmannen Chadwick (1891-1974) påvisade neutronen, och därmed hade man fått en ganska klar bild av atomkärnans natur: den var uppbyggt av elektriskt laddade protoner och elektriskt neutrala neutroner. Den stora familj elementarpartiklar, som senare upptäckts eller postulerats, kompletterar snarare än förändrar denna bild.