Àtom

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Àtom
Àtom d'heli.
Il·lustració d'un àtom d'heli que mostra el nucli atòmic (rosa) i la distribució del núvol d'electrons (negre). El nucli (a dalt a la dreta) de l'heli-4 és en realitat simètric esfèricament i s'assembla molt al núvol d'electrons, però per nuclis més complicats aquests no és sempre el cas. La barra negra és la mesura d'un ångström (1x10-10 m).
Classificació
Porció més petita possible d'un element químic
Propietats
Massa: ≈ 1.66 × 10−27 a 4.52 × 10−25 kg
Càrrega elèctrica: Zero (neutral) o amb càrrega iònica
Rang de diàmetres: 62 pm (He) a 520 pm (Cs) (llista completa)
Components: Electrons i un nucli compacte de protons i neutrons.

Un àtom és la part més petita que forma part d'un sistema químic. És la mínima quantitat d'un element químic que presenta les mateixes propietats de l'element. Tot i que la paraula àtom deriva del grec atomos, que vol dir indivisible, els àtoms estan formats per partícules encara més petites, les partícules subatòmiques.

En general, els àtoms estan compostos per tres tipus de partícules subatòmiques. La relació entre aquestes són les que confereixen a un àtom les seves característiques:

Als protons i neutrons, se'ls anomena nucleons, ja que es troben agrupats al centre de l'àtom, formant el nucli atòmic, que és la part més pesant de l'àtom. Orbitant al voltant d'aquest nucli, s'hi troben els electrons.

Aquesta descripció dels electrons orbitant al voltant d'un nucli correspon al senzill model de Bohr. Segons la mecànica quàntica cada partícula té una funció d'ona que ocupa tot l'espai i els electrons no es troben localitzats en òrbites encara que la probabilitat de presència sigui més alta a una certa distància del nucli.

Propietats[modifica | modifica el codi]

Els àtoms són les unitats bàsiques de la química, i es conserven durant les reaccions químiques, durant les quals els àtoms es reorganitzen, canviant els enllaços entre ells, però no es creen ni es destrueixen. Els àtoms s'agrupen formant molècules i altres tipus de materials. Cada tipus de molècula és la combinació d'un cert nombre d'àtoms disposats d'una manera concreta. Per exemple la molècula d'aigua (H2O) conté dos àtoms d'hidrogen enllaçats a un d'oxigen, i la molècula de metà (CH4) conté sempre quatre àtoms d'hidrogen, units a un àtom de carboni.

A la taula periodica:

  • Nombre atòmic, es representa amb la lletra Z, indica la quantitat de protons que presenta un àtom, que és igual a la d'electrons. Tots els àtoms amb un mateix nombre de protons pertanyen al mateix element i tenen les mateixes propietats químiques. Per exemple tots els àtoms amb un protó seran d'hidrogen (Z=1), tots els àtoms amb dos protons seran d'heli (Z=2), i així successivament.

Els àtoms neutres, tenen el mateix nombre de protons que d'electrons. Així l'hidrogen (H) té un protó i un electró, i l'oxigen (O) té vuit protons i vuit electrons. Quan arrenquem un o més electrons d'un àtom es forma un positiu, o catió, per exemple a l'arrencar un electró de l'hidrogen es forma H+. Quan es dóna el procés invers, i un àtom adquireix electrons, es forma un negatiu o anió, per exemple quan un àtom d'oxigen captura dos electrons es forma l'anió O2-

Història[modifica | modifica el codi]

Diversos àtoms i molècules a una pàgina de l'obra de Dalton A New System of Chemical Philosophy (1808).
El model de Bohr de l'àtom d'hidrogen mostrant un electró saltant entre les òrbites fixes i emetent un fotó d'energia a una freqüència específica.

El concepte d'àtom ja va ser proposat per filòsofs grecs com Demòcrit i Leucip i els epicuris. Demòcrit, deixeble de Leucip, va encunyar el terme ἄτομος (atomos) vers l'any 450 aC amb el significat d'indivisible, però aquests conceptes d'àtom no eren més que idees abstractes, raonaments filosòfics sense cap mena de suport experimental o empíric. Tanmateix aquest concepte filosòfic seria oblidat durant molts segles.

El 1661 Robert Boyle va publicar The Sceptical Chymist on defensava que la matèria era composta per diferents partícules de diferents tipus i mides, en comptes dels tradicionals elements clàssics d'aire, terra, foc i aigua. Boyle va avançar en la diferenciació entre compost i mescla i en l'anàlisi dels seus components però no va anar més enllà de la conjectura pel que respecta a les partícules. El 1789 Antoine Lavoisier va definir el terme element com a la substància bàsica que no pot ser dividida amb els mètodes de la química.

El 1803 John Dalton va utilitzar el concepte d'àtom per explicar perquè els elements sempre reaccionen en una proporció entera, la llei de les proporcions múltiples o de Dalton, i perquè uns gasos es dissolien en aigua millor que no pas d'altres. Dalton va proposar la idea que els elements eren formats per àtoms d'un mateix tipus i aquests àtoms podien unir-se per formar compostos químics. La teoria atòmica de Dalton va ser la primera des de les teories filosòfiques de l'antiguitat.

El 1827 quan el botànic Robert Brown va descobrir amb l'ajut del microscopi el moviment irregular i aleatori que segueixen les partícules immerses en un fluid, aquest moviment brownià no seria explicat matemàticament fins al 1905 per Albert Einstein basant-se en la teoria atòmica. Basant-se en el treball d'Einstein, el físic francès Jean Baptiste Perrin va calcular de manera experimental la massa i les dimensions dels àtoms.

El 1879 el físic anglès Joseph John Thomson va descobrir l'electró i la seva natura subatòmica mentre treballava amb els raigs catòdics, trencant amb la idea de la indivisibilitat de l'àtom. Thomson pensava que els electrons eren distribuïts de manera aleatòria dins de la matèria de l'àtom que era carregada positivament, de manera que la seva càrrega negativa compensaven la càrrega positiva. Era el model atòmic de Thomson que va ser proposat el 1904, abans de la descoberta del nucli atòmic.

El 1909 Hans Geiger y Ernest Marsden treballaven sota la direcció d'Ernest Rutherford bombardejant làmines de metall amb partícules alfa i beta, en bombardejar una làmina d'or van observar que un petit percentatge eren desviades amb angles molt més grans dels predits utilitzant el model atòmic proposat per Thomson.[1] Rutherford va interpretar que l'experiment de la làmina d'or suggeria que la càrrega positiva de l'àtom i la major part de la seva massa era concentrada a un nucli al centre de l'àtom, amb els electrons orbitant al seu voltant. Aquest seria el model atòmic de Rutherford que va ser proposat el 1911.

El 1913, treballant sobre la desintegració radioactiva Frederick Soddy el químic anglès Frederick Soddy es va adonar que semblava que havia més d'un tipus d'àtom per a cada posició de la taula periòdica. Margaret Todd li va suggerir el nom d'isòtop per als diferents tipus d'àtom que són del mateix element. Thomson va crear un tècnica per a separar els diferents isòtops mentre treballava amb gasos ionitzats, que portaria al descobriment dels isòtops estables.

També el 1913, el físic danès Niels Bohr va revisar el model atòmic de Rutherford suggerint que els electrons eren confinats dins d'unes òrbites clarament definides, quantitzades, entre les que podien saltar, però no podien ocupar situacions intermèdies. En el model atòmic de Bohr un electró pot absorbir o emetre una quantitat específica d'energia per a moure's entre òrbites fixes. Quan la llum procedent d'un material escalfat passa a través d'un prisma produeix un espectre de colors, l'aparició de línies espectrals fixes va ser explicada a través de les transicions orbitals dels electrons.

L'enllaç químic entre els àtoms va ser explicat el 1916 per Gilbert Newton Lewis com les interaccions entre els electrons que en formaven part.[2] Com les propietats químiques dels elements es repeteixen segons la llei periòdica descoberta per Mendeléiev, el 1919 el químic estatunidenc Irving Langmuir va suggerir que això es podia explicar si els electrons dels àtoms eren agrupats d'alguna manera. Es va pensar que grups d'electrons ocuparien un conjunt de diferents capes entorn del nucli atòmic.[3]

El 1922 l'experiment de Stern-Gerlach va aportar noves evidències de la natura quàntica de l'àtom. Quan un eixam d'àtoms de plata passa a través d'un camp magnètic no uniforme de direcció vertical l'eixam es divideix en dos. El que s'esperaria segons el model clàssic seria que els electrons no fossin afectats pel camp magnètic descrivint una trajectòria rectilínia, però van ser separats en dues parts en funció de l'orientació de l'espín. En el cas de la plata l'espín és 1/2 i no pot prendre més que dos valors diferenciats +1/2 i -1/2, d'aquí la separació en dues parts.[4]

El 1926 Erwin Schrödinger basant-se en la proposta de Louis-Victor de Broglie d'associar les partícules a ones va desenvolupar un model matemàtic de l'àtom que descrivia els electrons com a ones tridimensionals en comptes de partícules puntuals. Una conseqüència d'utilitzar formes d'ona per a descriure els electrons com a ones és que és matemàticament impossible d'obtenir valors exactes per a la posició i el moment al mateix temps, això va ser conegut com a principi d'incertesa i va ser formulat el 1926 per Werner Heisenberg. Segons aquest concepte, per a cada mesura de la posició només es pot obtenir un interval de possibles valors de la quantitat de moviment i a la inversa. Malgrat que aquest model és difícil de visualitzar, va poder explicar observacions del comportament de l'àtom que els models precedents no havien pogut, com ara algunes qüestions estructurals o certes línies espectrals d'àtoms més grans que el d'hidrogen. Per tant, el model planetari de l'àtom va ser descartat en favor d'un altre que descrivia zones orbitals al voltant del nucli on era més probable de trobar un electró donat.[5][6]

El desenvolupament de l'espectròmetre de massa va permetre la mesura exacta de la massa dels àtoms. Aquest aparell utilitza un imant per desviar la trajectòria d'un feix d'ions, la magnitud de la deflexió vindrà determinada per la relació entre la massa de l'àtom i la seva càrrega. El químic Francis William Aston va utilitzar l'espectròmetre per demostrar que els isòtops tenen diferents masses, la massa atòmica dels isòtops varia en quantitats de nombres enters.[7] L'explicació a aquestes diferències de massa va haver d'esperar fins que el 1932 el físic James Chadwick va descobrir el neutró, una partícula neutra amb una massa similar a la del protó. Llavors els isòtops es van explicar com elements amb un nucli amb el mateix nombre de protons però amb un nombre diferent de neutrons.[8]

El 1938, el físic alemany Otto Hahn, un estudiant de Rutherford, va dirigir neutrons contra àtoms d'urani esperant obtenir element transurànics, però en comptes d'això es va produir bari.[9] Un any després, Lise Meitner i el seu nebot Otto Robert Frisch van verificar que els resultats obtinguts per Hahn eren el primer experiment de fissió nuclear.[10][11] El 1944 Hahn va rebre el Premi Nobel de Química, mentre que els mèrits de Meitner i Frisch no van ser reconeguts, cosa que ha estat motiu de polèmica.[12][13][14]

Origen i estat actual[modifica | modifica el codi]

Els àtoms formen aproximadament un 4% de la densitat d'energia total de l'Univers observable, amb una densitat mitjana d'aproximadament 0,25 àtoms/m3.[15] En una galàxia com la Via Làctia, els àtoms tenen una concentració molt superior; la densitat de matèria del medi interestel·lar (MIE) varia entre 105 i 109 àtoms/m3.[16] Es creu que el Sol es troba dins de la Bombolla Local, una regió de gas altament ionitzat, de manera que la densitat dels voltants del sol és de només 103 àtoms/m3.[17] Les estrelles es formen a partir de núvols densos del MIE, i el procés evolutiu de les estrelles resulta en un enriquiment constant del MIE amb elements més massius que l'hidrogen i l'heli. Fins a un 95% dels àtoms de la Via Làctia estan concentrats a l'interior de les estrelles, i la massa total d'àtoms forma aproximadament un 10% dels àtoms de la galàxia[18] (la resta de matèria pertany a una matèria fosca desconeguda[19]).

Nucleosíntesi[modifica | modifica el codi]

Article principal: Nucleosíntesi

Els protons i electrons estables aparegueren un segon després del Big Bang. Durant els tres minuts següents, la nucleosíntesi primordial produí la majoria de l'heli, el liti i el deuteri que hi ha a l'univers, i potser una part del beril·li i el bor.[20][21][22] Els primers àtoms (complets amb electrons units) foren creats teòricament 380.000 anys després del Big Bang - una època anomenada recombinació, quan l'Univers en expansió es refreda suficientment com perquè els electrons es poguessin unir als nuclis.[23] Des d'aleshores, els nuclis atòmics han estat combinats dins de les estrelles, mitjançant el procés de fusió nuclear, per produir els elements fins al ferro.[24]

Isòtops com ara el liti-6 són generats a l'espai mitjançant l'espal·lació de rajos còsmics.[25] Això es produeix quan un protó d'alta energia impacta amb un nucli atòmic, causant l'ejecció d'un gran nombre de nucleons. Els elements és pesants que el ferro són produïts a les supernoves per mitjà del procés R, i a les estrelles de la BAG per mitjà del procés S; ambdós impliquen la captura de neutrons per part de nuclis atòmics.[26] Elements com el plom es formaren principalment per mitjà de la desintegració radioactiva d'elements més pesants.[27]

Terra[modifica | modifica el codi]

La majoria d'àtoms que formen la Terra i els seus habitants ja eren presents en la seva forma actual a la nebulosa que es col·lapsà d'un núvol molecular per formar el sistema solar. La resta són el resultat de la desintegració radioactiva, i es pot utilitzar la seva proporció relativa per determinar l'edat de la Terra per datació radiomètrica.[28][29] La majoria de l'heli de l'escorça de la Terra (el 99% de l'heli dels jaciments de gas, com ho demostra la menor abundancia d'heli-3) és un producte de la desintegració alfa.[30]

Hi ha alguns àtoms traça a la Terra que no hi eren al principi (és a dir, no són "primordials") i que tampoc no són el resultat de la desintegració alfa. El carboni-14 és generat constantment pels rajos còsmics que arriben a l'atmosfera.[31] Alguns àtoms a la Terra han estat generats artificialment o bé expressament o bé com a subproductes dels reactors i explosions nuclears.[32][33] Dels elements transurànids (els que tenen un nombre atòmic superior a 92), només el plutoni i el neptuni existeixen de manera natural a la Terra.[34][35] Els elements transurànids tenen una semivida més curta que l'edat actua de la Terra,[36] de manera que fa temps que s'han desintegrat les quantitats identificables d'aquests elements, amb l'excepció de traces de plutoni-244, depositades possiblement per la pols còsmica.[28] Es produeixen dipòsits naturals de plutoni i neptuni per la captura de neutrons en mineral d'urani.[37]

La Terra conté aproximadament 1,33 × 1050 àtoms.[38] A l'atmosfera del planeta hi existeixen petites quantitats d'àtoms independents dels gasos nobles, com ara l'argó i el neó. El 99% restant de l'atmosfera està unit en forma de molècules, incloent-hi diòxid de carboni i oxigen i nitrogen diatòmics. A la superfície de la Terra, els àtoms es combinen per formar diversos compostos, incloent-hi aigua, sal, silicats i òxids. Els àtoms també es poden combinar per crear materials que no es componen de molècules diferenciadaes, incloent-hi cristalls i metalls líquids o sòlids.[39][40] Aquesta matèria atòmica forma configuracions en xarxa que manquen del tipus particular d'ordre interromput a petita escala associat amb la matèria molecular.[41]

Formes teòriques i rares[modifica | modifica el codi]

Mentre que se sap que els isòtops amb un nombre atòmic superior al del plom (82) són radioactius, s'ha proposat una "illa d'estabilitat" per alguns elements amb un nombre atòmic superior a 103. Aquests elements superpesants podrien tenir un nucli relativament estable contra la desintegració radioactiva.[42] El candidat més probable per ser un àtom superpesant estable, l'unbihexi, té 126 protons i 184 neutrons.[43]

Totes les partícules de matèria tenen una partícula d'antimatèria corresponent que té la càrrega elèctrica oposada. Així doncs, el positró és un antielectró amb càrrega positiva i l'antiprotó és un equivalent del protó amb càrrega negativa. Quan es troben una partícula de matèria i la seva partícula d'antimatèria corresponent, s'aniquilen mútuament. A causa d'això, juntament amb un desequilibri entre el nombre de partícules de matèria i d'antimatèria, aquesta última és rara a l'Univers (les primeres causes d'aquest desequilibri encara no estan ben compreses, tot i que les teories de la bariogènesi podrien oferir-ne una explicació). Per això no s'ha descobert cap àtom d'antimatèria a la natura.[44][45] Tanmateix, el 1966 se sintetitzà antihidrogen, l'homòleg antimaterial de l'hidrogen, al laboratori CERN de Ginebra.[46][47]

S'han creat altres àtoms exòtics substituint-ne un dels protons, neutrons o electrons amb altres partícules que tinguin la mateixa càrrega. Per exemple, es pot substituir un electró per un muó, més massiu, formant un àtom muònic. Aquest tipus d'àtoms es poden utilitzar per provar les prediccions fonamentals de la física.[48][49][50]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. The Scattering of a and b Particles by Matter and the Structure of the Atom E. Rutherford, 1911
  2. Lewis, Gilbert N.. «The Atom and the Molecule». Journal of the American Chemical Society, 38, 4, April 1916, pàg. 762–786. DOI: 10.1021/ja02261a002.
  3. Langmuir, Irving. «The Arrangement of Electrons in Atoms and Molecules». Journal of the American Chemical Society, 41, 6, 1919, pàg. 868–934. DOI: 10.1021/ja02227a002 [Consulta: 1 setembre 2008].
  4. Scully, Marlan O.. «On the theory of the Stern-Gerlach apparatus». Foundations of Physics, 17, 6, Juny 1987, pàg. 575–583. DOI: 10.1007/BF01882788.
  5. Brown, Kevin. «The Hydrogen Atom». MathPages, 2007. [Consulta: 31-05-2009].
  6. Harrison, David M. «The Development of Quantum Mechanics». University of Toronto, Març 2000. [Consulta: 31-05-2009].
  7. Aston, Francis W.. «The constitution of atmospheric neon». Philosophical Magazine, 39, 6, 1920, pàg. 449–55.
  8. Chadwick, James. «Nobel Lecture: The Neutron and Its Properties». Nobel Foundation, 12 desembre 1935. [Consulta: 2007-12-21].
  9. «Otto Hahn, Lise Meitner and Fritz Strassmann». Chemical Achievers: The Human Face of the Chemical Sciences. Chemical Heritage Foundation. [Consulta: 15-12-2009].
  10. Meitner, Lise; Frisch, Otto Robert. «Disintegration of uranium by neutrons: a new type of nuclear reaction». Nature, 143, 1939, pàg. 239. DOI: 10.1038/143239a0.
  11. Schroeder, M. «Lise Meitner - Zur 125. Wiederkehr Ihres Geburtstages» (en german). [Consulta: 2009-06-04].
  12. Crawford, E.; Sime, Ruth Lewin; Walker, Mark. «A Nobel tale of postwar injustice». Physics Today, 50, 9, 1997, pàg. 26–32. DOI: 10.1063/1.881933.
  13. Ruth Lewin Sime. From Exceptional Prominence to Prominent Exception: Lise Meitner at the Kaiser Wilhelm Institute for Chemistry Ergebnisse 24 Forschungsprogramm Geschichte der Kaiser-Wilhelm-Gesellschaft im Nationalsozialismus (2005).
  14. Ruth Lewin Sime. Lise Meitner: A Life in Physics (Universitat de Califòrnia, 1997).
  15. Hinshaw, Gary. «What is the Universe Made Of?». NASA/WMAP, 10 de febrer del 2006. [Consulta: 07-01-2008].
  16. Choppin et al. (2001).
  17. Davidsen, Arthur F.. «Far-Ultraviolet Astronomy on the Astro-1 Space Shuttle Mission». Science, 259, 5093, 1993, pàg. 327–34. DOI: 10.1126/science.259.5093.327. PMID: 17832344 [Consulta: 7 gener 2008].
  18. Lequeux (2005:4).
  19. Smith, Nigel. «The search for dark matter». Physics World, 6 de gener del 2000. [Consulta: 14-02-2008].
  20. Croswell, Ken. «Boron, bumps and the Big Bang: Was matter spread evenly when the Universe began? Perhaps not; the clues lie in the creation of the lighter elements such as boron and beryllium». New Scientist, 1794, 1991, pàg. 42 [Consulta: 14 gener 2008].
  21. Copi, Craig J.. «Big-Bang Nucleosynthesis and the Baryon Density of the Universe» (PDF). Science, 267, 1995, pàg. 192–99. DOI: 10.1126/science.7809624. PMID: 7809624 [Consulta: 13 gener 2008].
  22. Hinshaw, Gary. «Tests of the Big Bang: The Light Elements». NASA/WMAP, 15 de desembre del 2005. [Consulta: 13-01-2008].
  23. Abbott, Brian. «Microwave (WMAP) All-Sky Survey». Hayden Planetarium, 30 de maig del 2007. [Consulta: 13-01-2008].
  24. F. Hoyle. «The synthesis of the elements from hydrogen». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 106, 1946, pàg. 343–83 [Consulta: 13 gener 2008].
  25. Knauth, D. C.. «Newly synthesized lithium in the interstellar medium». Nature, 405, 2000, pàg. 656–58. DOI: 10.1038/35015028.
  26. Mashnik, Stepan G. «On Solar System and Cosmic Rays Nucleosynthesis and Spallation Processes». Cornell University, Agost 2000. [Consulta: 14-01-2008].
  27. Kansas Geological Survey. «Age of the Earth». Universitat de Kansas, 4 de maig del 2005. [Consulta: 14-01-2008].
  28. 28,0 28,1 Manuel (2001:407–430,511–519).
  29. Dalrymple, G. Brent. «The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved». Geological Society, London, Special Publications, 190, 2001, pàg. 205–21. DOI: 10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14 [Consulta: 14 gener 2008].
  30. Anderson, Don L.; Foulger, G. R.; Meibom, Anders. «Helium: Fundamental models». MantlePlumes.org, 2 de setembre del 2006. [Consulta: 14-01-2007].
  31. Pennicott, Katie. «Carbon clock could show the wrong time». PhysicsWeb, 10 de maig del 2001 [Consulta: 14 gener 2008].
  32. Yarris, Lynn. «New Superheavy Elements 118 and 116 Discovered at Berkeley Lab». Berkeley Lab, 27 de juliol del 2001 [Consulta: 14 gener 2008].
  33. Diamond, H. et al.. «Heavy Isotope Abundances in Mike Thermonuclear Device» (cal subscripció). Physical Review, 119, 1960, pàg. 2000–04. DOI: 10.1103/PhysRev.119.2000 [Consulta: 14 gener 2008].
  34. Poston Sr., John W. «Do transuranic elements such as plutonium ever occur naturally?». Scientific American, 23 de març del 1998. [Consulta: 15-01-2008].
  35. Keller, C.. «Natural occurrence of lanthanides, actinides, and superheavy elements». Chemiker Zeitung, 97, 10, 1973, pàg. 522–30 [Consulta: 15 gener 2008].
  36. Marco (2001:17).
  37. «Oklo Fossil Reactors». Curtin University of Technology. [Consulta: 15-01-2008].
  38. Weisenberger, Drew. «How many atoms are there in the world?». Jefferson Lab. [Consulta: 16-01-2008].
  39. Pidwirny, Michael. «Fundamentals of Physical Geography». University of British Columbia Okanagan. [Consulta: 16-01-2008].
  40. Anderson, Don L.. «The inner inner core of Earth». Proceedings of the National Academy of Sciences, 99, 22, 2002, pàg. 13966–68. DOI: 10.1073/pnas.232565899. PMID: 12391308 [Consulta: 16 gener 2008].
  41. Pauling (1960:5–10).
  42. Anonymous. «Second postcard from the island of stability». CERN Courier, 2 d'octubre del 2001 [Consulta: 14 gener 2008].
  43. Jacoby, Mitch. «As-yet-unsynthesized superheavy atom should form a stable diatomic molecule with fluorine». Chemical & Engineering News, 84, 10, 2006, pàg. 19 [Consulta: 14 gener 2008].
  44. Koppes, Steve. «Fermilab Physicists Find New Matter-Antimatter Asymmetry». Universitat de Chicago, 1 de març del 1999 [Consulta: 14 gener 2008].
  45. Cromie, William J.. «A lifetime of trillionths of a second: Scientists explore antimatter». Harvard University Gazette, 16 d'agost del 2001 [Consulta: 14 gener 2008].
  46. Hijmans, Tom W.. «Particle physics: Cold antihydrogen». Nature, 419, 2002, pàg. 439–40. DOI: 10.1038/419439a.
  47. Staff. «Researchers 'look inside' antimatter». BBC News, 30 d'octubre del 2002 [Consulta: 14 gener 2008].
  48. Barrett, Roger. «The Strange World of the Exotic Atom». New Scientist, 1728, 1990, pàg. 77–115 [Consulta: 4 gener 2008].
  49. Indelicato, Paul. «Exotic Atoms». Physica Scripta, T112, 2004, pàg. 20–26. DOI: 10.1238/Physica.Topical.112a00020.
  50. Ripin, Barrett H. «Recent Experiments on Exotic Atoms». American Physical Society, Juliol 1998. [Consulta: 15-02-2008].

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]