WikiDer > Ядерная физика

Nuclear physics
Эта статья об изучении атомных ядер. Для использования в других целях см. Ядерная физика (значения).
Ядерная физика
NuclearReaction.svg
Ядро · Нуклоны (п, п) · Ядерное дело · Ядерная сила · Ядерная структура · Ядерная реакция

Ядерная физика это область физика что изучает атомные ядра и их составляющие и взаимодействия. Другие формы ядерное дело также изучаются.[1] Ядерную физику не следует путать с атомная физика, который изучает атом в целом, включая его электроны.

Открытия в ядерной физике привели к Приложения во многих областях. Это включает в себя атомная энергия, ядерное оружие, ядерная медицина и магнитно-резонансная томография, промышленные и сельскохозяйственные изотопы, ионная имплантация в материаловедение, и радиоуглеродное датирование в геология и археология. Такие приложения изучаются в области ядерная техника.

Физика элементарных частиц возникла из ядерной физики, и эти две области обычно преподаются в тесной взаимосвязи. Ядерная астрофизика, применение ядерной физики к астрофизика, имеет решающее значение для объяснения внутренней работы звезды и происхождение химических элементов.

История

Анри Беккерель
С 1920-х гг. облачные камеры сыграли важную роль в детекторах частиц и в конечном итоге привели к открытию позитрон, мюон и Каон.

История ядерной физики как дисциплины, отличной от атомная физика начинается с открытия радиоактивность к Анри Беккерель в 1896 г.[2] во время расследования фосфоресценция в уран соли.[3] Открытие электрон к Дж. Дж. Томсон[4] год спустя было указание на то, что атом имеет внутреннюю структуру. В начале 20 века общепринятой моделью атома была модель Дж. Дж. Томсона. модель "сливовый пудинг" в котором атом представлял собой положительно заряженный шар с более мелкими отрицательно заряженными электронами, встроенными в него.

В последующие годы радиоактивность широко исследовалась, в частности Мари Кюри, Пьер Кюри, Эрнест Резерфорд и другие. На рубеже веков физики также открыли три типа радиация исходящий из атомов, которые они назвали альфа, бета, и гамма радиация. Эксперименты Отто Хан в 1911 г. и к Джеймс Чедвик в 1914 г. обнаружил, что бета-распад спектр был скорее непрерывным, чем дискретным. То есть электроны выбрасывались из атома с непрерывным диапазоном энергий, а не с дискретными количествами энергии, которые наблюдались в гамма- и альфа-распадах. В то время это было проблемой для ядерной физики, потому что, казалось, это указывало на то, что энергия не была сохранена в этих распадах.

1903 год Нобелевская премия в области физики был присужден совместно Беккерелю за его открытие и Мари 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 г. Альберт Эйнштейн сформулировал идею эквивалентность массы и энергии. Хотя работа Беккереля и Марии Кюри по радиоактивности предшествовала этому, объяснение источника энергии радиоактивности должно было подождать открытия того, что само ядро ​​состоит из более мелких компонентов, нуклоны.

Команда Резерфорда обнаруживает ядро

В 1906 г. Эрнест Резерфорд опубликовал «Замедление прохождения α-частицы радием через вещество».[5] Ганс Гейгер расширил эту работу в сообщении Королевское общество[6] с экспериментами, которые он и Резерфорд провели, пропуская альфа-частицы через воздух, алюминиевую фольгу и сусальное золото. Другие работы были опубликованы в 1909 году Гейгером и Эрнест Марсден,[7] а в 1910 году Гейгер опубликовал значительно расширенную работу.[8] В 1911–1912 годах Резерфорд предстал перед Королевским обществом, чтобы объяснить эксперименты и выдвинуть новую теорию атомного ядра, как мы ее теперь понимаем.

Ключевой эксперимент, стоящий за этим заявлением, был проведен в 1910 г. Манчестерский университет: Команда Эрнеста Резерфорда выполнила замечательный эксперимент в котором Гейгер и Марсден под наблюдением Резерфорда испускали альфа-частицы (гелий ядер) на тонкой пленке золото фольга. В сливовый пудинг модель предсказал, что альфа-частицы должны выходить из фольги, причем их траектории должны быть в лучшем случае слегка изогнутыми. Но Резерфорд поручил своей команде найти то, что его шокировало: несколько частиц рассеялись под большими углами, а в некоторых случаях даже полностью назад. Он сравнил это с выстрелом пули в папиросную бумагу и отскоком от нее. Это открытие, с анализом данных Резерфордом в 1911 году, привело к модели атома Резерфорда, в которой атом имел очень маленькое и очень плотное ядро, содержащее большую часть его массы и состоящее из тяжелых положительно заряженных частиц с внедренными электронами. чтобы сбалансировать 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 электронами.

Около 1920 г. Артур Эддингтон предвосхитил открытие и механизм термоядерная реакция процессы в звездыв его статье Внутреннее строение звезд.[9][10] В то время источник звездной энергии оставался полной загадкой; Эддингтон правильно предположил, что источник был слияние водорода в гелий, высвобождая огромную энергию в соответствии с уравнением Эйнштейна E = mc2. Это было особенно выдающимся достижением, поскольку в то время термоядерная энергия и термоядерная энергия, и даже то, что звезды в основном состоят из водород (видеть металличность), еще не обнаружен.

Модель Резерфорда работала достаточно хорошо до тех пор, пока ядерное вращение были выполнены Франко Разетти на Калифорнийский технологический институт 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 нейтрализовать спин друг друга, и последняя нечетная частица должна была покинуть ядро ​​с чистым спином1⁄2. 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 наблюдал Вальтер Боте, Герберт Беккер, Ирен и Фредерик Жолио-Кюри на самом деле произошло из-за нейтральной частицы примерно такой же массы, что и протон, которую он назвал нейтрон (по предложению Резерфорда о необходимости такой частицы).[11] В том же году Дмитрий Иваненко предположил, что в ядре нет электронов - только протоны и нейтроны - и что нейтроны вращаются1⁄2 частицы, масса которых объясняется не протонами. Спин нейтрона сразу решил проблему спина азота-14, так как каждый неспаренный протон и один неспаренный нейтрон в этой модели вносили свой вклад в1⁄2 в том же направлении, давая окончательное общее вращение 1.

С открытием нейтрона ученые наконец-то смогли вычислить, какая доля энергия связи каждое ядро ​​имело, сравнивая ядерную массу с массой протонов и нейтронов, из которых оно состоит. Таким образом были рассчитаны разности ядерных масс. При измерении ядерных реакций было обнаружено, что они согласуются с расчетами Эйнштейна эквивалентности массы и энергии с точностью до 1% по состоянию на 1934 год.

Уравнения Прока для поля массивных векторных бозонов

Александру Прока был первым, кто разработал и сообщил о массивном векторном бозон уравнения поля и теория мезонный поле ядерные силы. Уравнения Прока были известны Вольфганг Паули[12] который упомянул уравнения в своем Нобелевском обращении, и они были также известны Юкаве, Вентцелю, Такетани, Сакате, Кеммеру, Гайтлеру и Фрёлиху, которые оценили содержание уравнений Прока для развития теории атомных ядер в ядерной физике.[13][14][15][16][17]

Постулируется, что мезон Юкавы связывает ядра

В 1935 г. Хидеки Юкава[18] предложил первую значительную теорию сильная сила чтобы объяснить, как держится ядро. в Юкава взаимодействие а виртуальная частица, позже названный мезон, опосредует силу между всеми нуклонами, включая протоны и нейтроны. Эта сила объясняла, почему ядра не распадаются под действием отталкивания протонов, а также объясняла, почему притягивающая сила сильная сила имел более ограниченный диапазон, чем электромагнитное отталкивание между протонами. Позже открытие пи-мезон показал, 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 сильной ядерной силой, если только он не слишком велик. 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 своего основного состояния, испуская фотоны высокой энергии (гамма-распад).

Изучение сильных и слабых ядерных взаимодействий (последнее объясняется Энрико Ферми через Взаимодействие Ферми в 1934 г.) привел физиков к столкновению ядер и электронов при все более высоких энергиях. Это исследование стало наукой о физика элементарных частиц, жемчужиной которой является стандартная модель физики элементарных частиц, который описывает сильные, слабые и электромагнитные взаимодействия.

Современная ядерная физика

Основные статьи: Жидкокапельная модель, Модель ядерной оболочки, и Ядерная структура

Тяжелое ядро ​​может содержать сотни нуклоны. Это означает, что с некоторым приближением его можно рассматривать как классическая система, а не квантово-механический один. В результате капельная модель,[19] ядро имеет энергию, частично возникающую из поверхностное натяжение и частично из-за электрического отталкивания протонов. Модель капли жидкости способна воспроизвести многие особенности ядер, в том числе общую тенденцию энергия связи по массовому числу, а также явление ядерное деление.

Однако на эту классическую картину накладываются квантово-механические эффекты, которые можно описать с помощью модель ядерной оболочки, разработанная в значительной степени Мария Гепперт Майер[20] и Дж. Ханс Д. Йенсен.[21] Ядра с определенным "магия"числа нейтронов и протонов особенно стабильны, потому что их снаряды заполнены.

Были предложены и другие более сложные модели ядра, такие как модель взаимодействующих бозонов, в котором пары нейтронов и протонов взаимодействуют как бозоны, аналогично Куперовские пары электронов.

Ab initio методы попробуйте решить ядерную проблему многих тел с нуля, начиная с нуклонов и их взаимодействий.[22]

Большая часть текущих исследований в области ядерной физики относится к изучению ядер в экстремальных условиях, таких как высокие вращение и энергия возбуждения. Ядра также могут иметь экстремальную форму (похожую на Мячи для регби или даже груши) или экстремальные отношения нейтронов к протонам. Экспериментаторы могут создавать такие ядра, используя искусственно вызванные реакции синтеза или передачи нуклонов, используя ионные пучки из ускоритель. Пучки с еще более высокими энергиями можно использовать для создания ядер при очень высоких температурах, и есть признаки того, что эти эксперименты произвели фаза перехода от нормальной ядерной материи к новому состоянию, кварк-глюонная плазма, в которой кварки смешиваются друг с другом, а не разделяются на триплеты, как в нейтронах и протонах.

Ядерный распад

Основные статьи: Радиоактивность и Долина стабильности

У восьмидесяти элементов есть хотя бы один стабильный изотоп распад которого никогда не наблюдается, всего около 252 стабильных нуклида. Однако тысячи изотопы были охарактеризованы как нестабильные. Эти «радиоизотопы» распадаются с течением времени от долей секунды до триллионов лет. Отмеченная на диаграмме как функция атомного числа и числа нейтронов, энергия связи нуклидов образует то, что известно как долина стабильности. Стабильные нуклиды располагаются вдоль дна этой энергетической долины, в то время как все более нестабильные нуклиды лежат на стенках 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 количеству протонов) вызовет их распад. Например, в бета-распад, а азот-16 атом (7 протонов, 9 нейтронов) превращается в кислород-16 атом (8 протонов, 8 нейтронов)[23] в течение нескольких секунд после создания. В этом распаде нейтрон в ядре азота превращается слабое взаимодействие в протон, электрон и антинейтрино. Элемент превращается в другой элемент с другим числом протонов.

В альфа-распад, что 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 до несколько шагов такого рода, включая другие типы распадов (обычно бета-распад), пока не образуется стабильный элемент.

В гамма-распад, ядро ​​распадается из возбужденного состояния в состояние с более низкой энергией, испуская гамма-луч. Элемент не изменяется на другой элемент в процессе (нет ядерная трансмутация впутан).

Возможны и другие, более экзотические распады (см. Первую основную статью). Например, в внутренняя конверсия При распаде энергия возбужденного ядра может выбросить один из внутренних орбитальных электронов из атома в процессе, который производит высокоскоростные электроны, но не является бета-распадом и (в отличие от бета-распада) не трансмутирует один элемент в другой.

Термоядерная реакция

В термоядерная реакция, два ядра с малой массой вступают в очень тесный контакт друг с другом, так что сильная сила сливает их. Это требует большого количества энергии для сильных или ядерные силы преодолеть электрическое отталкивание между ядрами, чтобы слить их; поэтому ядерный синтез может происходить только при очень высоких температурах или высоких давлениях. Когда ядра сливаются, высвобождается очень большое количество энергии, и объединенное ядро ​​принимает более низкий уровень энергии. Энергия связи на нуклон увеличивается с массовым числом до никель-62. Звезды как Солнце получают энергию от слияния четырех протонов в ядро ​​гелия, два позитроны, и два нейтрино. Неконтролируемый синтез водорода в гелий известен как термоядерный побег. Граница текущих исследований в различных учреждениях, например Совместный европейский тор (JET) и ИТЭР, представляет собой разработку экономически жизнеспособного метода использования энергии контролируемой реакции синтеза. Ядерный синтез - это источник энергии (в том числе в форме света и другого электромагнитного излучения), производимой ядрами всех звезд, включая наше Солнце.

Ядерное деление

Ядерное деление процесс, обратный слиянию. Для ядер тяжелее никеля-62 энергия связи на нуклон уменьшается с массовым числом. Следовательно, возможно высвобождение энергии, если тяжелое ядро ​​распадется на два более легких.

Процесс альфа-распад по сути, особый тип спонтанных ядерное деление. Это очень асимметричное деление, потому что четыре частицы, составляющие альфа-частицу, особенно тесно связаны друг с другом, что делает образование этого ядра при делении особенно вероятным.

Из некоторых наиболее тяжелых ядер, при делении которых образуются свободные нейтроны и которые также легко поглощают нейтроны, чтобы инициировать деление, можно получить самовоспламеняющийся тип деления, инициируемого нейтронами. цепная реакция. Цепные реакции были известны в химии до физики, и на самом деле многие знакомые процессы, такие как пожары и химические взрывы, являются цепными химическими реакциями. Деление или "ядерная" цепная реакция, использующий нейтроны деления, является источником энергии для атомная энергия установки и ядерные бомбы деления, например, взорванные в Хиросима и Нагасаки, Япония, в конце Вторая Мировая Война. Тяжелые ядра, такие как уран и торий может также пройти спонтанное деление, но вероятность их распада в результате альфа-распада гораздо выше.

Для возникновения цепной реакции, инициируемой нейтронами, должна быть критическая масса соответствующего изотопа, присутствующего в определенном пространстве при определенных условиях. Условия наименьшей критической массы требуют сохранения испускаемых нейтронов, а также их замедления или На модерации так что есть большее поперечное сечение или вероятность того, что они инициируют другое деление. В двух регионах Окло, Габон, Африка, естественные ядерные реакторы деления были активны более 1,5 миллиарда лет назад.[24] Измерения естественного нейтринного излучения показали, что около половины тепла, исходящего от ядра Земли, возникает в результате радиоактивного распада. Однако неизвестно, является ли это результатом цепных реакций деления.[нужна цитата]

Производство «тяжелых» элементов

Основная статья: нуклеосинтез

Согласно теории, поскольку Вселенная остыла после Большой взрыв в конечном итоге стало возможным существование обычных субатомных частиц, какими мы их знаем (нейтроны, протоны и электроны). Наиболее распространенными частицами, образовавшимися в результате Большого взрыва, которые все еще легко наблюдать сегодня, были протоны и электроны (в равных количествах). В конечном итоге протоны образуют атомы водорода. Почти все нейтроны, образовавшиеся в результате Большого взрыва, были поглощены гелий-4 в первые три минуты после Большого взрыва, и этот гелий составляет большую часть гелия во Вселенной сегодня (см. Нуклеосинтез Большого взрыва).

Некоторые относительно небольшие количества элементов помимо гелия (литий, бериллий и, возможно, некоторое количество бора) были созданы во время Большого взрыва, когда протоны и нейтроны столкнулись друг с другом, но все «более тяжелые элементы» (углерод, элемент номер 6, и элементы большего атомный номер), которые мы видим сегодня, были созданы внутри звезд во время ряда стадий слияния, таких как протон-протонная цепь, то Цикл CNO и тройной альфа-процесс. Постепенно тяжелые элементы создаются во время эволюция звезды.

Поскольку энергия связи на нуклон пики вокруг железа (56 нуклонов), энергия выделяется только в процессах синтеза с участием более мелких атомов, чем это. Поскольку для создания более тяжелых ядер путем синтеза требуется энергия, природа прибегает к процессу захвата нейтронов. Нейтроны (из-за отсутствия заряда) легко поглощаются ядром. Тяжелые элементы создаются либо медленный процесс захвата нейтронов (так называемый s-процесс) или стремительный, или же р-процесс. В s Процесс происходит в термически пульсирующих звездах (называемых AGB или асимптотическими звездами-ветвями гигантов) и занимает от сотен до тысяч лет, чтобы достичь самых тяжелых элементов свинца и висмута. В р-процесс происходит в взрывы сверхновых, которые обеспечивают необходимые условия высокой температуры, высокого потока нейтронов и выброшенного вещества. Эти звездные условия делают последовательные нейтронные захваты очень быстрыми с участием очень богатых нейтронами частиц, которые затем бета-распадом до более тяжелых элементов, особенно в так называемых точках ожидания, которые соответствуют более стабильным нуклидам с закрытыми нейтронными оболочками (магические числа).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Европейский научный фонд (2010). Долгосрочный план NuPECC 2010: перспективы ядерной физики в Европе (PDF) (Отчет). п. 6. Архивировано из оригинал (PDF) на 2018-08-17. Получено 2017-02-26. Ядерная физика - это наука об атомном ядре и ядерной материи.
  2. ^ Б. Р. Мартин (2006). Ядерная физика и физика элементарных частиц. John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 978-0-470-01999-3.
  3. ^ Анри Беккерель (1896 г.). "Sur les radations émises par phosphorescence". Comptes Rendus. 122: 420–421.
  4. ^ Томсон, Джозеф Джон (1897). «Катодные лучи». Труды Королевского института Великобритании. XV: 419–432.
  5. ^ Резерфорд, Эрнест (1906). «О задержке прохождения α-частицы радием через вещество». Философский журнал. 12 (68): 134–146. Дои:10.1080/14786440609463525.
  6. ^ Гейгер, Ганс (1908). «О рассеянии α-частиц веществом». Труды Королевского общества А. 81 (546): 174–177. Bibcode:1908RSPSA..81..174G. Дои:10.1098 / rspa.1908.0067.
  7. ^ Гейгер, Ганс; Марсден, Эрнест (1909). «О диффузном отражении α-частиц». Труды Королевского общества А. 82 (557): 495. Bibcode:1909RSPSA..82..495G. Дои:10.1098 / rspa.1909.0054.
  8. ^ Гейгер, Ганс (1910). «Рассеяние α-частиц веществом». Труды Королевского общества А. 83 (565): 492–504. Bibcode:1910RSPSA..83..492G. Дои:10.1098 / RSPA.1910.0038.
  9. ^ Эддингтон, А. С. (1920). «Внутреннее строение звезд». Ежемесячный научный журнал. 11 (4): 297–303. JSTOR 6491.
  10. ^ Эддингтон, А. С. (1916). «О радиационном равновесии звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 77: 16–35. Bibcode:1916МНРАС..77 ... 16Э. Дои:10.1093 / mnras / 77.1.16.
  11. ^ Чедвик, Джеймс (1932). «Существование нейтрона». Труды Королевского общества А. 136 (830): 692–708. Bibcode:1932RSPSA.136..692C. Дои:10.1098 / RSPA.1932.0112.
  12. ^ В. Паули, Нобелевская лекция, 13 декабря 1946 г.
  13. ^ Poenaru, Dorin N .; Калбореану, Александру (2006). «Александру Прока (1897–1955) и его уравнение поля массивных векторных бозонов». Новости Europhysics. 37 (5): 25–27. Bibcode:2006RUНовости..37 ... 24P. Дои:10.1051 / epn: 2006504 - через http://www.europhysicsnews.org.
  14. ^ Г. А. Прока, Александр Прока, Oeuvre Scientifique Publiée, S.I.A.G., Рим, 1988.
  15. ^ Vuille, C .; Ipser, J .; Галлахер, Дж. (2002). «Модель Эйнштейна-Прока, микрочерные дыры и голые сингулярности». Общая теория относительности и гравитации. 34 (5): 689. Дои:10.1023 / а: 1015942229041.
  16. ^ Сципиони, Р. (1999). «Изоморфизм между неримановой гравитацией и теориями Эйнштейна-Прока-Вейля, расширенный до класса скалярных теорий гравитации». Учебный класс. Квантовая гравитация. 16 (7): 2471–2478. arXiv:gr-qc / 9905022. Bibcode:1999CQGra..16.2471S. Дои:10.1088/0264-9381/16/7/320.
  17. ^ Tucker, R.W; Ван, С. (1997). "Модель жидкости Эйнштейна-Прока для гравитационных взаимодействий темной материи". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 57 (1–3): 259–262. Bibcode:1997НуФС..57..259Т. Дои:10.1016 / с0920-5632 (97) 00399-х.
  18. ^ Юкава, Хидеки (1935). «О взаимодействии элементарных частиц. I». Труды Физико-математического общества Японии. 3-я серия. 17: 48–57. Дои:10.11429 / ppmsj1919.17.0_48.
  19. ^ Дж. М. Блатт, В. Ф. Вайскопф, Теоретическая ядерная физика, Springer, 1979, VII.5
  20. ^ Майер, Мария Гёпперт (1949). «О закрытых оболочках в ядрах. II». Физический обзор. 75 (12): 1969–1970. Bibcode:1949ПхРв ... 75.1969М. Дои:10.1103 / PhysRev.75.1969.
  21. ^ Хаксель, Отто; Jensen, J. Hans D; Зюсс, Ханс Э (1949).«О« магических числах »в структуре ядра». Физический обзор. 75 (11): 1766. Bibcode:1949ПхРв ... 75Р1766Н. Дои:10.1103 / PhysRev.75.1766.2.
  22. ^ Stephenson, C .; и другие. (2017). «Топологические свойства самосборной электрической сети с помощью расчетов ab initio». Научные отчеты. 7 (1): 932. Bibcode:2017НатСР ... 7..932Б. Дои:10.1038 / s41598-017-01007-9. ЧВК 5430567. PMID 28428625.
  23. ^ Нетипичный пример, так как получается «дважды магическое» ядро.
  24. ^ Мешик, А. П. (ноябрь 2005 г.). "Работа древнего ядерного реактора". Scientific American. 293 (5): 82–91. Bibcode:2005SciAm.293e..82M. Дои:10.1038 / scientificamerican1105-82. Получено 2014-01-04.

Библиография

  • Общая химия Линус Полинг (Дувр, 1970) ISBN 0-486-65622-5
  • Введение в ядерную физику Кеннет С. Крейн (3-е издание, 1987 г.) ISBN 978-0471805533 [Учебник для бакалавриата]
  • Теоретическая ядерная и субядерная физика Джон Д. Валецка (2-е издание, 2004 г.) ISBN 9812388982 [Учебник для аспирантов]
  • Ядерная физика в двух словах Карлос А. Бертулани (Princeton Press, 2007) ISBN 978-0-691-12505-3

внешняя ссылка