Ядерная физика

Эта статья об исследовании атомных ядер. Чтобы узнать о других значениях, см. Ядерная физика (значения) .

Ядерная физика — это область физики , которая изучает атомные ядра , их составные части и взаимодействия, а также изучает другие формы ядерной материи .

Ядерную физику не следует путать с атомной физикой , которая изучает атом в целом, включая его электроны .

Открытия в области ядерной физики привели к их применению во многих областях. Сюда входят ядерная энергетика , ядерное оружие , ядерная медицина и магнитно-резонансная томография , промышленные и сельскохозяйственные изотопы, ионная имплантация в материаловедении , а также радиоуглеродное датирование в геологии и археологии . Подобные применения изучаются в области ядерной техники .

Физика элементарных частиц возникла из ядерной физики, и эти две области обычно преподаются в тесной связи. Ядерная астрофизика , применение ядерной физики к астрофизике , имеет решающее значение для объяснения внутреннего устройства звезд и происхождения химических элементов .

История

Анри Беккерель

С 1920-х годов камеры Вильсона играли важную роль детекторов частиц и в конечном итоге привели к открытию позитрона , мюона и каона .

История ядерной физики как дисциплины, отличной от атомной физики , начинается с открытия радиоактивности Анри Беккерелем в 1896 году. сделанные при исследовании фосфоресценции в солях урана . Открытие электрона Дж Томсоном . Дж. год спустя стало указанием на то, что атом имеет внутреннюю структуру. В начале 20 века общепринятой моделью атома была модель «сливового пудинга» Дж. Дж. Томсона , в которой атом представлял собой положительно заряженный шар с меньшими по размеру отрицательно заряженными электронами, внедренными внутри него.

В последующие годы радиоактивность широко исследовалась, в частности, Марией Кюри , польским физиком, чья девичья фамилия была Склодовской, Пьером Кюри , Эрнестом Резерфордом и другими. На рубеже веков физики также открыли три типа излучения, исходящего от атомов, которые они назвали альфа- , бета- и гамма- излучением. Эксперименты Отто Хана в 1911 году и Джеймса Чедвика бета-распада в 1914 году обнаружили, что спектр был непрерывным, а не дискретным. То есть электроны выбрасывались из атома с непрерывным диапазоном энергий, а не с дискретными количествами энергии, которые наблюдались при гамма- и альфа-распадах. В то время это было проблемой для ядерной физики, поскольку казалось, что это указывало на то, что энергия не сохраняется при этих распадах.

по физике 1903 года Нобелевская премия была присуждена совместно Беккерелю за его открытие и Марии и Пьеру Кюри за их последующие исследования радиоактивности. Резерфорд был удостоен Нобелевской премии по химии в 1908 году за «исследования распада элементов и химии радиоактивных веществ».

В 1905 году Альберт Эйнштейн сформулировал идею эквивалентности массы и энергии . Хотя работы Беккереля и Марии Кюри по радиоактивности предшествовали этому, объяснение источника энергии радиоактивности пришлось бы отложить до открытия того, что само ядро ​​состоит из более мелких составляющих — нуклонов .

Резерфорд открыл ядро

В 1906 году Эрнест Резерфорд опубликовал «Замедление прохождения α-частицы радия через вещество». Ганс Гейгер подробно остановился на этой работе в сообщении Королевскому обществу. с экспериментами, которые он и Резерфорд провели, пропуская альфа-частицы через воздух, алюминиевую фольгу и сусальное золото. Еще одна работа была опубликована в 1909 году Гейгером и Эрнестом Марсденом . и дальнейшая значительно расширенная работа была опубликована в 1910 году Гейгером . В 1911–1912 годах Резерфорд выступил перед Королевским обществом, чтобы объяснить эксперименты и представить новую теорию атомного ядра, как мы его сейчас понимаем.

Опубликовано в 1909 г. с последующим классическим анализом Резерфорда, опубликованным в мае 1911 года, ключевой упреждающий эксперимент был проведен в 1909 году, в Манчестерском университете . Ассистент Эрнеста Резерфорда, профессор Йоханнес «Ганс» Гейгер и студент Марсден. провели эксперимент, в котором Гейгер и Марсден под руководством Резерфорда выпустили альфа-частицы ( ядра гелия 4 ) на тонкой пленке золотой фольги. Модель сливового пудинга предсказывала, что альфа-частицы должны выходить из фольги, причем их траектории будут лишь слегка искривлены. Но Резерфорд поручил своей команде искать то, что его шокировало: несколько частиц были рассеяны под большими углами, а в некоторых случаях даже полностью назад. Он сравнил это с выстрелом пули в папиросную бумагу и ее отскоком. Это открытие, в результате анализа данных, проведенного Резерфордом в 1911 году, привело к созданию модели атома Резерфорда, в которой атом имел очень маленькое, очень плотное ядро , содержащее большую часть его массы и состоящее из тяжелых положительно заряженных частиц с внедренными в них электронами. чтобы уравновесить заряд (поскольку нейтрон был неизвестен). Например, в этой модели (которая не является современной) азот-14 состоял из ядра с 14 протонами и 7 электронами (всего 21 частица), а ядро ​​было окружено еще 7 вращающимися по орбите электронами.

Эддингтон и звездный ядерный синтез

Примерно в 1920 году Артур Эддингтон предсказал открытие и механизм процессов ядерного синтеза в звездах в своей статье «Внутреннее строение звезд» . В то время источник звездной энергии был полной загадкой; Эддингтон правильно предположил, что источником был синтез водорода в гелий, высвобождающий огромную энергию согласно уравнению Эйнштейна E = mc. ² . Это было особенно примечательное событие, поскольку в то время еще не были открыты термоядерная энергия и термоядерная энергия, и даже тот факт, что звезды в основном состоят из водорода (см. Металличность ).

Исследования ядерного спина

Модель Резерфорда работала достаточно хорошо, пока исследования ядерного спина не были проведены Франко Разетти в Калифорнийском технологическом институте в 1929 году. К 1925 году было известно, что каждый из протонов и электронов имеет спин ± + 1 ⁄ 2 . В модели Резерфорда азота-14 20 из 21 ядерной частицы должны были объединиться в пары, чтобы компенсировать вращение друг друга, а последняя нечетная частица должна была покинуть ядро ​​с суммарным спином 1 ⁄ 2 . Однако Разетти обнаружил, что азот-14 имеет спин 1.

Джеймс Чедвик открывает нейтрон

Основная статья: Открытие нейтрона

В 1932 году Чедвик понял, что излучение, которое наблюдали Вальтер Боте , Герберт Беккер , Ирен и Фредерик Жолио-Кюри, на самом деле было вызвано нейтральной частицей примерно той же массы, что и протон, которую он назвал нейтроном ( следуя предположению Резерфорда). о необходимости такой частицы). В том же году Дмитрий Иваненко предположил, что в ядре нет электронов — есть только протоны и нейтроны, а нейтроны — спиновые. 1/2 частицы , что объясняло массу не протонов. Спин нейтрона немедленно решил проблему спина азота-14, поскольку в этой модели каждый неспаренный протон и один неспаренный нейтрон вносили каждый спин 1 ⁄ 2 в том же направлении, что дает итоговое общее вращение 1.

С открытием нейтрона учёные наконец смогли вычислить, какую долю энергии связи имеет каждое ядро, сравнивая массу ядра с массой протонов и нейтронов, из которых оно состоит. Таким образом рассчитывались различия между ядерными массами. Когда были измерены ядерные реакции, выяснилось, что они согласуются с расчетами Эйнштейна эквивалентности массы и энергии с точностью до 1% по состоянию на 1934 год.

Уравнения Прока массивного векторного бозонного поля

Александру Прока был первым, кто разработал и сообщил массивных векторных бозонов об уравнениях поля и теории мезонного поля ядерных сил . Уравнения Прока были известны Вольфгангу Паули. который упомянул эти уравнения в своей Нобелевской речи, и они были также известны Юкаве, Вентцелю, Такетани, Сакате, Кеммеру, Гейтлеру и Фрелиху, которые оценили содержание уравнений Прока для разработки теории атомных ядер в ядерной физике.

Предполагается, что мезон Юкавы связывает ядра

В 1935 году Хидеки Юкава. предложил первую значительную теорию сильного взаимодействия, объясняющую, как ядро ​​удерживается вместе. Во взаимодействии Юкавы , виртуальная частица позже названная мезоном , передавала силу между всеми нуклонами, включая протоны и нейтроны. Эта сила объяснила, почему ядра не распадаются под действием отталкивания протонов, а также дала объяснение тому, почему сильная сила притяжения имеет более ограниченный радиус действия, чем электромагнитное отталкивание между протонами. Позднее открытие пи-мезона показало, что он обладает свойствами частицы Юкавы.

Благодаря работам Юкавы современная модель атома была завершена. В центре атома находится плотный шар из нейтронов и протонов, который удерживается вместе сильным ядерным взаимодействием, если только оно не слишком велико. Нестабильные ядра могут подвергаться альфа-распаду, при котором они испускают энергичное ядро ​​гелия, или бета-распаду, при котором они выбрасывают электрон (или позитрон ). После одного из этих распадов образовавшееся ядро ​​может остаться в возбужденном состоянии, и в этом случае оно распадается до основного состояния с испусканием фотонов высокой энергии (гамма-распад).

Изучение сильных и слабых ядерных взаимодействий (последнее объяснил Энрико Ферми через взаимодействие Ферми в 1934 году) привело физиков к столкновению ядер и электронов при все более высоких энергиях. Эти исследования стали наукой физикой элементарных частиц , жемчужиной которой является стандартная модель физики элементарных частиц , описывающая сильные, слабые и электромагнитные взаимодействия .

Современная ядерная физика

Основные статьи: Модель жидкой капли , Модель ядерной оболочки и Структура ядра.

Тяжелое ядро ​​может содержать сотни нуклонов . Это означает, что с некоторым приближением ее можно рассматривать как классическую систему , а не как квантовомеханическую . В полученной жидкокапельной модели ядро обладает энергией, которая возникает частично из-за поверхностного натяжения , а частично из-за электрического отталкивания протонов. Модель жидкой капли способна воспроизвести многие особенности ядер, включая общую тенденцию изменения энергии связи по отношению к массовому числу, а также явление ядерного деления .

Однако на эту классическую картину накладываются квантово-механические эффекты, которые можно описать с помощью модели ядерной оболочки , разработанной в значительной степени Марией Гепперт Майер. и Дж. Ханс Д. Йенсен . Ядра с определенным « магическим » числом нейтронов и протонов особенно стабильны, поскольку их оболочки заполнены.

Были также предложены другие, более сложные модели ядра, такие как модель взаимодействующего бозона , в которой пары нейтронов и протонов взаимодействуют как бозоны .

Методы ab initio пытаются решить ядерную проблему многих тел с нуля, начиная с нуклонов и их взаимодействий.

Большая часть текущих исследований в области ядерной физики связана с изучением ядер в экстремальных условиях, таких как высокий спин и энергия возбуждения. Ядра также могут иметь экстремальную форму (похожую на форму мяча для регби или даже груши ) или экстремальное соотношение нейтронов и протонов. Экспериментаторы могут создавать такие ядра, используя искусственно вызванный синтез или реакции передачи нуклонов, используя ионные пучки из ускорителя . Пучки еще более высоких энергий могут быть использованы для создания ядер при очень высоких температурах, и есть признаки того, что эти эксперименты привели к фазовому переходу от нормальной ядерной материи к новому состоянию — кварк-глюонной плазме , в которой кварки смешиваются с одним из них. другой, а не разделяться на тройки, как это происходит в нейтронах и протонах.

Ядерный распад

Основные статьи: Радиоактивность и Долина стабильности

Восемьдесят элементов имеют по крайней мере один стабильный изотоп , распад которого никогда не наблюдался, что в общей сложности составляет около 251 стабильного нуклида. Однако тысячи изотопов характеризуются как нестабильные. Эти «радиоизотопы» распадаются в течение времени от долей секунды до триллионов лет. Нанесенная на диаграмму функция атомного и нейтронного номеров, энергия связи нуклидов образует так называемую долину стабильности . Стабильные нуклиды лежат вдоль дна этой энергетической долины, тогда как все более нестабильные нуклиды лежат вверх по стенкам долины, то есть имеют более слабую энергию связи.

Наиболее стабильные ядра попадают в определенные диапазоны или балансы состава нейтронов и протонов: слишком мало или слишком много нейтронов (по отношению к числу протонов) приведет к его распаду. Например, при бета-распаде атом азота -16 (7 протонов, 9 нейтронов) превращается в атом кислорода -16 (8 протонов, 8 нейтронов). в течение нескольких секунд после создания. При этом распаде нейтрон в ядре азота превращается в результате слабого взаимодействия в протон, электрон и антинейтрино . Элемент трансмутируется в другой элемент с другим количеством протонов.

При альфа-распаде , который обычно происходит в самых тяжелых ядрах, радиоактивный элемент распадается с испусканием ядра гелия (2 протона и 2 нейтрона), давая еще один элемент плюс гелий-4 . Во многих случаях этот процесс продолжается через несколько этапов такого рода, включая другие типы распадов (обычно бета-распад), пока не образуется стабильный элемент.

При гамма-распаде ядро ​​переходит из возбужденного состояния в состояние с более низкой энергией, испуская гамма-лучи . В процессе этот элемент не меняется на другой элемент ( ядерная трансмутация не происходит).

Возможны и другие, более экзотические распады (см. первую основную статью). Например, при внутреннем конверсионном распаде энергия возбужденного ядра может выбросить один из электронов на внутренней орбите из атома в процессе, который производит высокоскоростные электроны, но не является бета-распадом и (в отличие от бета-распада) не преобразует один элемент. другому.

Ядерный синтез

При ядерном синтезе два ядра малой массы вступают в очень тесный контакт друг с другом, так что сильная сила соединяет их. Сильным или ядерным силам требуется большое количество энергии , чтобы преодолеть электрическое отталкивание между ядрами и соединить их; поэтому ядерный синтез может происходить только при очень высоких температурах или высоких давлениях. При слиянии ядер выделяется очень большое количество энергии, и объединенное ядро ​​переходит на более низкий энергетический уровень. Энергия связи на нуклон увеличивается с увеличением массового числа до никеля -62. Звезды, подобные Солнцу, питаются за счет слияния четырех протонов в ядро ​​гелия, двух позитронов и двух нейтрино . Неконтролируемый синтез водорода в гелий известен как термоядерный побег. Передовой границей текущих исследований в различных учреждениях, например, в Объединенном Европейском Торе (JET) и ИТЭР , является разработка экономически жизнеспособного метода использования энергии реакции управляемого термоядерного синтеза. Ядерный синтез — это источник энергии (в том числе в форме света и другого электромагнитного излучения), вырабатываемой ядрами всех звезд, включая наше собственное Солнце.

Ядерное деление

Деление ядра — это процесс, обратный термоядерному синтезу. Для ядер тяжелее никеля-62 энергия связи на нуклон уменьшается с увеличением массового числа. Следовательно, выделение энергии возможно, если тяжелое ядро ​​распадается на два более легких.

Процесс альфа-распада по своей сути представляет собой особый тип спонтанного деления ядер . Это крайне асимметричное деление, поскольку четыре частицы, составляющие альфа-частицу, особенно тесно связаны друг с другом, что делает образование этого ядра при делении особенно вероятным.

можно получить самовоспламеняющийся тип нейтронно-инициируемого деления Из нескольких самых тяжелых ядер, при делении которых образуются свободные нейтроны, а также которые также легко поглощают нейтроны для инициирования деления, в цепной реакции . Цепные реакции были известны в химии раньше физики, и на самом деле многие знакомые процессы, такие как пожары и химические взрывы, представляют собой химические цепные реакции. Деление или «ядерная» цепная реакция с использованием нейтронов, образующихся при делении, является источником энергии для атомных электростанций и ядерных бомб деления типа, таких как те, которые взорвались в Хиросиме и Нагасаки , Япония, в конце Второй мировой войны. . Тяжелые ядра, такие как уран и торий, также могут подвергаться спонтанному делению , но они с гораздо большей вероятностью подвергаются распаду путем альфа-распада.

Для того чтобы произошла цепная реакция, инициированная нейтронами, должна существовать критическая масса соответствующего изотопа, присутствующая в определенном пространстве при определенных условиях. Условия наименьшей критической массы требуют сохранения испускаемых нейтронов, а также их замедления или замедления , чтобы было большее сечение или вероятность того, что они инициируют новое деление. В двух регионах Окло , Габон, Африка, естественные ядерные реакторы были активны более 1,5 миллиардов лет назад. Измерения естественного излучения нейтрино показали, что около половины тепла, исходящего от ядра Земли, возникает в результате радиоактивного распада. Однако неизвестно, является ли что-либо из этого результатом цепных реакций деления.

Производство «тяжелых» элементов

Основная статья: нуклеосинтез

Согласно теории, поскольку Вселенная остыла после Большого взрыва, в конечном итоге стало возможным существование обычных субатомных частиц, какими мы их знаем (нейтроны, протоны и электроны). Наиболее распространенными частицами, созданными в результате Большого взрыва и которые мы до сих пор легко наблюдаем, были протоны и электроны (в равных количествах). Протоны в конечном итоге образуют атомы водорода. Почти все нейтроны, созданные в результате Большого взрыва, были поглощены гелием-4 в первые три минуты после Большого взрыва, и на этот гелий сегодня приходится большая часть гелия во Вселенной (см. Нуклеосинтез Большого взрыва ).

Некоторые относительно небольшие количества элементов помимо гелия (литий, бериллий и, возможно, немного бора) были созданы в результате Большого взрыва, когда протоны и нейтроны столкнулись друг с другом, но все «более тяжелые элементы» (углерод, элемент номер 6, и элементы с большим атомным номером ), которые мы видим сегодня, были созданы внутри звезд во время ряда стадий синтеза, таких как протон-протонная цепочка , цикл CNO и процесс тройного альфа . создаются все более тяжелые элементы В ходе эволюции звезды .

Энергия высвобождается только в процессах синтеза с участием атомов меньшего размера, чем железо, потому что энергия связи на нуклон достигает пика вокруг железа (56 нуклонов). Поскольку создание более тяжелых ядер путем синтеза требует энергии, природа прибегает к процессу захвата нейтронов. Нейтроны (из-за отсутствия заряда) легко поглощаются ядром. Тяжелые элементы создаются либо в результате медленного процесса захвата нейтронов (так называемый s -процесс ), либо в результате быстрого , или r -процесса . - s процесс происходит в термически пульсирующих звездах (так называемых AGB, или звездах асимптотической ветви гигантов) и занимает от сотен до тысяч лет, чтобы достичь самых тяжелых элементов свинца и висмута. - r Считается, что процесс происходит при взрывах сверхновых , которые обеспечивают необходимые условия высокой температуры, высокого потока нейтронов и выброшенного вещества. Эти звездные условия делают последовательные нейтронные захваты очень быстрыми, в них участвуют очень богатые нейтронами частицы, которые затем подвергаются бета-распаду до более тяжелых элементов, особенно в так называемых точках ожидания, которые соответствуют более стабильным нуклидам с закрытыми нейтронными оболочками (магическими числами).

См. также

• Изомерный сдвиг
• Нейтронно-вырожденная материя
• Ядерная химия
• Ядерная материя
• Ядерная модель
• Ядерная спектроскопия
• Ядерная структура
• Nucleonica , веб-портал по ядерной науке
• КХД имеет значение

Библиография

Смотрите также: Радиохимия , Ядерная химия и Ядерная инженерия.

Вводный

• Беляев, Александр; Росс, Дуглас (2021). Основы ядерной физики и физики элементарных частиц . Тексты для бакалавриата по физике. Чам: Международное издательство Springer. Бибкод : 2021bnpp.book.....B . дои : 10.1007/978-3-030-80116-8 . ISBN  978-3-030-80115-1 . Проверено 19 февраля 2023 г.
• Повх, Богдан; Рит, Клаус; Шольц, Кристоф; Зетше, Фрэнк; Родеоханн, Вернер (2015). Частицы и ядра: введение в физические концепции . Тексты для аспирантов по физике. Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. дои : 10.1007/978-3-662-46321-5 . ISBN  978-3-662-46320-8 . Проверено 27 мая 2024 г.

Справочные работы

• Справочник по ядерной физике . Исао Танихата, Хироши Токи, Тоситака Кадзино (ред.). Сингапур: Springer Nature Singapore. 2020. doi : 10.1007/978-981-15-8818-1 . ISBN  9789811588181 . Проверено 31 мая 2023 г. {{cite book}}: CS1 maint: другие ( ссылка )

Передовой

• Бор, Оге; Моттельсон, Бен Р. (1998) [1969]. Ядерная структура: (В 2-х томах) . Всемирная научная. дои : 10.1142/3530 . ISBN  978-981-02-3197-2 . Архивировано из оригинала 20 января 2023 г. Проверено 19 апреля 2023 г.
• Паец ген. Шик, Ганс (2014). Ядерные реакции: Введение . Конспект лекций по физике. Том. 882. Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. дои : 10.1007/978-3-642-53986-2 . ISBN  978-3-642-53985-5 . Проверено 4 апреля 2023 г.

Классика или Историка

• Мотт, Северная Каролина; Мэсси, HSW (1949). Теория атомных столкновений . Международная серия монографий по физике (2-е изд.). Оксфорд: Калрендон Пресс (OUP).
• Блатт, Джон М.; Вайскопф, Виктор Ф. (1979) [1952]. Теоретическая ядерная физика . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Springer New York. дои : 10.1007/978-1-4612-9959-2 . ISBN  978-1-4612-9961-5 . Проверено 22 февраля 2023 г.
• Бете, Ганс А.; Моррисон, Филип (2006) [1956]. Элементарная ядерная теория . Минеола, Нью-Йорк: Dover Publications. ISBN  978-0-486-45048-3 .

Внешние ссылки

• Биография Эрнеста Резерфорда в Американском институте физики. Архивировано 30 июля 2016 г. в Wayback Machine.
• Отдел ядерной физики Американского физического общества. Архивировано 20 сентября 2017 г. в Wayback Machine.
• Американское ядерное общество. Архивировано 2 декабря 2008 г. в Wayback Machine.
• Аннотированная библиография по ядерной физике из цифровой библиотеки по ядерным проблемам Алсос.
• Вики по ядерной науке. Архивировано 21 октября 2013 г. на Wayback Machine.
• Службы ядерных данных - МАГАТЭ, архивировано 18 марта 2021 г. в Wayback Machine.
• Ядерная физика. Архивировано 23 декабря 2017 г. в Wayback Machine , дискуссия на BBC Radio 4 с Джимом Аль-Халили, Джоном Гриббином и Кэтрин Саттон ( В наше время , 10 января 2002 г.)