Kernefysik - Nuclear physics

Kernefysik er det fysiske område, der studerer atomkerner og deres bestanddele og interaktioner, ud over studiet af andre former for nukleart stof .

Kernefysik bør ikke forveksles med atomfysik , der studerer atomet som helhed, herunder dets elektroner .

Opdagelser inden for kernefysik har ført til anvendelser på mange områder. Dette omfatter atomkraft , atomvåben , nuklearmedicin og magnetisk resonansbilleddannelse , industrielle og landbrugsisotoper, ionimplantation i materialeteknik og radiocarbon -datering i geologi og arkæologi . Sådanne applikationer studeres inden for atomteknik .

Partikelfysik udviklede sig fra kernefysik, og de to felter undervises typisk i tæt sammenhæng. Atomfysisk astrofysik , anvendelsen af atomfysik til astrofysik , er afgørende for at forklare stjernernes indre virke og oprindelsen af de kemiske grundstoffer .

Historie

Henri Becquerel

Siden 1920'erne spillede skyekamre en vigtig rolle som partikeldetektorer og førte til sidst til opdagelsen af positron , muon og kaon .

Kernfysikkens historie som en disciplin, der adskiller sig fra atomfysik, starter med opdagelsen af radioaktivitet af Henri Becquerel i 1896, foretaget under undersøgelse af phosphorescens i uransalte . Opdagelsen af elektronen af JJ Thomson et år senere var en indikation på, at atomet havde en indre struktur. I begyndelsen af det 20. århundrede var den accepterede model af atomet JJ Thomsons "blommebudding" -model , hvor atomet var en positivt ladet kugle med mindre negativt ladede elektroner indlejret i det.

I de følgende år blev radioaktivitet grundigt undersøgt, især af Marie Curie , Pierre Curie , Ernest Rutherford og andre. Ved århundredeskiftet havde fysikere også opdaget tre former for stråling fra atomer, som de kaldte alfa- , beta- og gammastråling . Eksperimenter af Otto Hahn i 1911 af James Chadwick i 1914 opdagede at betahenfald spektret var kontinuerlig fremfor diskrete. Det vil sige, at elektroner blev skubbet ud fra atomet med et kontinuerligt energiområde, snarere end de diskrete mængder energi, der blev observeret i gamma- og alfa -henfald. Dette var et problem for atomfysikken på det tidspunkt, fordi det syntes at indikere, at der ikke blev sparet energi i disse forfald.

Nobelprisen i fysik i 1903 blev i fællesskab tildelt Becquerel for hans opdagelse og til Marie og Pierre Curie for deres efterfølgende forskning i radioaktivitet. Rutherford blev tildelt Nobelprisen i kemi i 1908 for sine "undersøgelser af nedbrydning af grundstofferne og kemien af radioaktive stoffer".

I 1905 formulerede Albert Einstein ideen om masse -energi ækvivalens . Mens arbejdet med radioaktivitet af Becquerel og Marie Curie går forud for dette, ville en forklaring på kilden til radioaktivitetens energi skulle vente på opdagelsen af, at selve kernen var sammensat af mindre bestanddele, nukleonerne .

Rutherford opdager kernen

I 1906 udgav Ernest Rutherford "Retardation of the α Particle from Radium in passage through matter." Hans Geiger udvidede dette arbejde i en meddelelse til Royal Society med eksperimenter, han og Rutherford havde udført, og førte alfapartikler gennem luft, aluminiumsfolie og bladguld. Mere arbejde blev udgivet i 1909 af Geiger og Ernest Marsden , og yderligere stærkt udvidet arbejde blev udgivet i 1910 af Geiger. I 1911–1912 gik Rutherford foran Royal Society for at forklare eksperimenterne og fremsætte den nye teori om atomkernen, som vi nu forstår den.

Udgivet i 1909, med den endelige klassiske analyse af Rutherford offentliggjort maj 1911, blev det vigtigste præventive eksperiment udført i løbet af 1909 ved University of Manchester . Ernest Rutherford assistent, professor Johannes "Hans" Geiger, og en bachelor, Marsden, udføres en eksperiment, hvor Geiger og Marsden under Rutherfords tilsyn fyret alfapartikler ( helium 4 kerner ) ved en tynd film af guld folie. Den blomme budding model havde forudsagt, at alfapartikler bør komme ud af folien med deres baner højst er let bøjede. Men Rutherford pålagde sit team at lede efter noget, der chokerede ham til at observere: et par partikler blev spredt gennem store vinkler, endda helt baglæns i nogle tilfælde. Han lignede det med at skyde en kugle mod silkepapir og få det til at hoppe af. Opdagelsen med Rutherfords analyse af dataene i 1911 førte til Rutherford -modellen af atomet, hvor atomet havde en meget lille, meget tæt kerne, der indeholdt det meste af sin masse, og bestod af tunge positivt ladede partikler med indlejrede elektroner i for at balancere ladningen (da neutronen var ukendt). Som et eksempel bestod nitrogen-14 i denne model (som ikke er den moderne) af en kerne med 14 protoner og 7 elektroner (21 partikler i alt), og kernen var omgivet af 7 flere kredsende elektroner.

Eddington og stjernernes atomfusion

Omkring 1920 forudså Arthur Eddington opdagelsen og mekanismen for atomfusionsprocesser i stjerner i sit papir The Internal Constitution of the Stars . På det tidspunkt var kilden til stjernenergi et fuldstændigt mysterium; Eddington spekulerede korrekt i, at kilden var fusion af hydrogen til helium, hvilket frigjorde enorm energi ifølge Einsteins ligning E = mc ² . Dette var en særlig bemærkelsesværdig udvikling, da fusion og termonuklear energi, og selv at stjerner stort set består af brint (se metallicitet ), endnu ikke var blevet opdaget.

Undersøgelser af nuklear spin

Rutherford -modellen fungerede ganske godt, indtil undersøgelser af nuklear spin blev udført af Franco Rasetti ved California Institute of Technology i 1929. I 1925 var det kendt, at protoner og elektroner hver havde et spin på ±+1 ⁄ 2 . I Rutherford model af nitrogen-14; 20 af de samlede 21 kernepartikler har parret op udligner hinanden spin, og den endelige ulige partikel bør har forladt kernen med en netto spin på 1 / 2 . Rasetti opdagede imidlertid, at nitrogen-14 havde et spin på 1.

James Chadwick opdager neutronen

I 1932 indså Chadwick, at stråling, der var blevet observeret af Walther Bothe , Herbert Becker , Irène og Frédéric Joliot-Curie, faktisk skyldtes en neutral partikel på omtrent samme masse som protonen, som han kaldte neutronen (efter forslag fra Rutherford om behovet for en sådan partikel). I samme år Dmitri Ivanenko antydede, at der var nogen elektroner i kernen - kun protoner og neutroner - og at neutroner var spin- 1 / 2 partikler, som forklaret massen ikke skyldes protoner. Neutron spin-straks løst problemet med spin af nitrogen-14, som den uparrede proton og en uparret neutron i denne model hver bidrog et spin på 1 / 2 i den samme retning, hvilket giver en endelig total spin 1.

Med opdagelsen af neutronen kunne forskere endelig beregne, hvilken brøkdel af bindingsenergi hver kerne havde, ved at sammenligne kernemassen med protonerne og neutronerne, der sammensatte den. Forskelle mellem atommasser blev beregnet på denne måde. Da atomreaktioner blev målt, viste det sig, at disse var i overensstemmelse med Einsteins beregning af ækvivalensen af masse og energi til inden for 1% fra 1934.

Procas ligninger af det massive vektor bosonfelt

Alexandru Proca var den første til at udvikle og rapportere de massive vektor boson feltligninger og en teori om mesonic området for nukleare kræfter . Procas ligninger var kendt af Wolfgang Pauli, der nævnte ligningerne i sin Nobel -adresse, og de var også kendt for Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler og Fröhlich, der værdsatte indholdet af Procas ligninger for at udvikle en teori om atom kerner i kernefysik.

Yukawa's meson postuleret til at binde kerner

I 1935 foreslog Hideki Yukawa den første vigtige teori om den stærke kraft for at forklare, hvordan kernen holder sammen. I Yukawa -interaktionen medierede en virtuel partikel , senere kaldet en meson , en kraft mellem alle nukleoner, inklusive protoner og neutroner. Denne kraft forklarede, hvorfor kerner ikke gik i opløsning under påvirkning af proton frastødning, og det gav også en forklaring på, hvorfor den attraktive stærke kraft havde et mere begrænset område end den elektromagnetiske frastødning mellem protoner. Senere viste opdagelsen af pi meson, at den havde egenskaberne ved Yukawa's partikel.

Med Yukawa's papirer var den moderne model af atomet komplet. Atomets centrum indeholder en stram kugle af neutroner og protoner, som holdes sammen af den stærke atomkraft, medmindre den er for stor. Ustabile kerner kan undergå alfa -henfald, hvor de udsender en energisk heliumkerne eller beta -henfald, hvor de skubber en elektron (eller positron ) ud. Efter et af disse henfald kan den resulterende kerne efterlades i en ophidset tilstand, og i dette tilfælde henfalder den til sin jordtilstand ved at udsende højenergifotoner (gammaforfald).

Undersøgelsen af de stærke og svage atomkræfter (sidstnævnte forklaret af Enrico Fermi via Fermis interaktion i 1934) førte til, at fysikere kolliderede kerner og elektroner ved stadig højere energier. Denne forskning blev videnskaben om partikelfysik , hvis kronjuvel er standardmodellen for partikelfysik , der beskriver de stærke, svage og elektromagnetiske kræfter .

Moderne atomfysik

En tung kerne kan indeholde hundredvis af nukleoner . Det betyder, at det med en vis tilnærmelse kan behandles som et klassisk system frem for et kvantemekanisk system . I den resulterende væskedråbsmodel har kernen en energi, der dels opstår ved overfladespænding og dels ved elektrisk frastødning af protonerne. Væskedråbsmodellen er i stand til at gengive mange træk ved kerner, herunder den generelle tendens til bindende energi med hensyn til masseantal, samt fænomenet nuklear fission .

Overlejret på dette klassiske billede er imidlertid kvantemekaniske virkninger, som kan beskrives ved hjælp af atomskalsmodellen , der i vid udstrækning er udviklet af Maria Goeppert Mayer og J. Hans D. Jensen . Kerner med et bestemt " magisk " antal neutroner og protoner er særligt stabile, fordi deres skaller er fyldt.

Andre mere komplicerede modeller for kernen er også blevet foreslået, såsom den interagerende bosonmodel , hvor par neutroner og protoner interagerer som bosoner .

Ab initio-metoder forsøger at løse det nukleare mangekroppsproblem fra bunden fra nukleoner og deres interaktioner.

Meget af den nuværende forskning inden for kernefysik vedrører undersøgelse af kerner under ekstreme forhold såsom høj spin- og excitationsenergi. Nuclei kan også have ekstreme former (svarende til Rugbybolde eller endda pærer ) eller ekstreme neutron-til-proton-forhold. Eksperimenter kan skabe sådanne kerner ved hjælp af kunstigt fremkaldte fusions- eller nukleonoverførselsreaktioner ved at anvende ionstråler fra en accelerator . Stråler med endnu højere energier kan bruges til at skabe kerner ved meget høje temperaturer, og der er tegn på, at disse forsøg har frembragt en faseovergang fra normalt atomstof til en ny tilstand, kvark -gluonplasma , hvor kvarkerne blander sig med en en anden, frem for at blive adskilt i trillinger, som de er i neutroner og protoner.

Nuklear forfald

80 elementer har mindst en stabil isotop, som aldrig observeres at henfalde, hvilket udgør i alt ca. 252 stabile nuklider. Imidlertid er tusinder af isotoper blevet karakteriseret som ustabile. Disse "radioisotoper" henfalder over tidsskalaer, der spænder fra brøkdele af et sekund til billioner af år. Plottet på et diagram som en funktion af atom- og neutrontal, danner bindingsenergien for nukliderne det, der er kendt som stabilitets dal . Stabile nuklider ligger langs bunden af denne energidal, mens stadig mere ustabile nuklider ligger op ad dalvæggene, det vil sige har svagere bindingsenergi.

De mest stabile kerner falder inden for bestemte områder eller balancer for sammensætning af neutroner og protoner: for få eller for mange neutroner (i forhold til antallet af protoner) får det til at forfalde. For eksempel, ved beta -henfald , omdannes et nitrogen -16 atom (7 protoner, 9 neutroner) til et oxygen -16 atom (8 protoner, 8 neutroner) inden for få sekunder efter oprettelsen. I dette henfald omdannes en neutron i nitrogenkernen ved den svage interaktion til en proton, en elektron og en antineutrino . Elementet transmuteres til et andet element med et andet antal protoner.

Ved alfa-henfald , som typisk forekommer i de tungeste kerner, henfalder det radioaktive element ved at udsende en heliumkerne (2 protoner og 2 neutroner), hvilket giver et andet element plus helium-4 . I mange tilfælde fortsætter denne proces gennem flere af denne slags trin , herunder andre former for henfald (normalt beta -henfald), indtil der dannes et stabilt element.

Ved gammaforfald henfalder en kerne fra en ophidset tilstand til en lavere energitilstand ved at udsende en gammastråle . Elementet ændres ikke til et andet element i processen (ingen atomtransmutation er involveret).

Andre mere eksotiske henfald er mulige (se den første hovedartikel). For eksempel ved indre omdannelsesforfald kan energien fra en ophidset kerne skubbe en af de indre orbitalelektroner ud af atomet i en proces, der producerer højhastighedselektroner, men ikke er beta -henfald og (i modsætning til beta -henfald) ikke transmuterer et element til en anden.

Kernefusion

I atomfusion kommer to lavmassekerner i meget tæt kontakt med hinanden, så den stærke kraft smelter dem sammen. Det kræver en stor mængde energi for de stærke eller atomkræfter at overvinde den elektriske frastødning mellem kernerne for at fusionere dem; derfor kan atomfusion kun finde sted ved meget høje temperaturer eller høje tryk. Når kerner smelter, frigives en meget stor mængde energi, og den kombinerede kerne antager et lavere energiniveau. Bindingsenergien pr. Nukleon stiger med massetal op til nikkel -62. Stjerner som Solen drives af sammensmeltning af fire protoner til en heliumkerne, to positroner og to neutrinoer . Den ukontrollerede sammensmeltning af hydrogen til helium er kendt som termonukleær løbsk. En grænse for aktuel forskning på forskellige institutioner, f.eks. Joint European Torus (JET) og ITER , er udviklingen af en økonomisk levedygtig metode til brug af energi fra en kontrolleret fusionsreaktion. Kernefusion er oprindelsen til energien (herunder i form af lys og anden elektromagnetisk stråling) produceret af kernen af alle stjerner inklusive vores egen sol.

Nuklear fission

Nuklear fission er den omvendte proces til fusion. For kerner, der er tungere end nikkel-62, falder bindingsenergien pr. Nukleon med massetallet. Det er derfor muligt for energi at blive frigivet, hvis en tung kerne går i stykker i to lettere.

Processen med alfa -henfald er i det væsentlige en særlig type spontan nuklear fission . Det er en meget asymmetrisk fission, fordi de fire partikler, der udgør alfa -partiklen, er særligt tæt bundet til hinanden, hvilket gør produktionen af denne kerne i fission særlig sandsynlig.

Fra flere af de tungeste kerner, hvis fission producerer frie neutroner, og som også let absorberer neutroner for at starte fission, kan der opnås en selvantændelig type neutroninitieret fission i en kædereaktion . Kædereaktioner var kendt inden for kemi før fysik, og faktisk er mange velkendte processer som brande og kemiske eksplosioner kemiske kædereaktioner. Fission eller "nukleare" kædereaktion ved hjælp af fissionproducerede neutroner er energikilden til atomkraftværker og atombomber af fissionstype, som dem, der detonerede i Hiroshima og Nagasaki , Japan, i slutningen af Anden Verdenskrig . Tunge kerner som uran og thorium kan også undergå spontan fission , men de er meget mere tilbøjelige til at undergå forfald ved alfa -henfald.

For at en neutron-initieret kædereaktion kan forekomme, skal der være en kritisk masse af den relevante isotop til stede i et bestemt rum under visse betingelser. Betingelserne for den mindste kritiske masse kræver bevarelse af de udsendte neutroner og også deres bremsning eller moderering, så der er et større tværsnit eller sandsynlighed for, at de starter en anden fission. I to regioner i Oklo , Gabon, Afrika var naturlige atomfissionsreaktorer aktive for over 1,5 milliarder år siden. Målinger af naturlig neutrino -emission har vist, at omkring halvdelen af varmen fra jordens kerne skyldes radioaktivt henfald. Det vides imidlertid ikke, om noget af dette skyldes fissionskædereaktioner.

Produktion af "tunge" elementer

Ifølge teorien blev universet afkølet efter Big Bang i sidste ende muligt for almindelige subatomære partikler, som vi kender dem (neutroner, protoner og elektroner) til at eksistere. De mest almindelige partikler skabt i Big Bang, som stadig er let observerbare for os i dag, var protoner og elektroner (i lige store mængder). Protonerne ville til sidst danne hydrogenatomer. Næsten alle de neutroner, der blev skabt i Big Bang, blev absorberet i helium-4 i de første tre minutter efter Big Bang, og dette helium tegner sig for det meste af helium i universet i dag (se Big Bang-nukleosyntese ).

Nogle relativt små mængder grundstoffer ud over helium (lithium, beryllium og måske noget bor) blev skabt i Big Bang, da protoner og neutroner kolliderede med hinanden, men alle de "tungere grundstoffer" (kulstof, element nummer 6, og elementer med større atomnummer ), som vi ser i dag, blev skabt inde i stjerner under en række fusionstrin, såsom proton-protonkæden , CNO-cyklussen og triple-alfa-processen . Der udvikles gradvist tungere elementer under udviklingen af en stjerne.

Da bindingsenergien pr. Nukleon spidser omkring jern (56 nukleoner), frigives energi kun i fusionsprocesser, der involverer mindre atomer end det. Da oprettelsen af tungere kerner ved fusion kræver energi, tyer naturen til processen med neutronopsamling. Neutroner (på grund af deres mangel på ladning) absorberes let af en kerne. De tunge elementer er skabt af enten en langsom neutronoptagelsesproces (den såkaldte s -proces ) eller den hurtige eller r -proces . Den s proces sker i termisk pulserende stjerner (kaldet AGB, eller asymptotiske giant gren stjerner) og tager flere hundrede til tusinder af år at nå de tungeste elementer af bly og bismuth. Den r -processen menes at opstå i supernovaeksplosioner , som tilvejebringer de nødvendige betingelser med høj temperatur, høj neutronstrøm og udkastede materiale. Disse stjerneforhold gør, at de successive neutronoptagelser meget hurtigt involverer meget neutronrige arter, som derefter beta-henfalder til tungere elementer, især ved de såkaldte ventepunkter, der svarer til mere stabile nuklider med lukkede neutronskaller (magiske tal).

Se også

Isomert skift
Neutrondegeneret stof
Atomkemi
Nukleart stof
Atommodel
Nuklear spektroskopi
Nucleonica , web -drevet atomvidenskabelig portal
QCD spørgsmål

Referencer

Bibliografi

General Chemistry af Linus Pauling (Dover 1970) ISBN 0-486-65622-5
Introductory Nuclear Physics af Kenneth S. Krane (3. udgave, 1987) ISBN 978-0471805533 [Undervisningslærebog]
Theoretical Nuclear And Subnuclear Physics af John D. Walecka (2. udgave, 2004) ISBN 9812388982 [Graduate textbook]
Nuclear Physics in a Nutshell af Carlos A. Bertulani (Princeton Press 2007) ISBN 978-0-691-12505-3

eksterne links

Ernest Rutherfords biografi ved American Institute of Physics
American Physical Society Division of Nuclear Physics
American Nuclear Society
Kommenteret bibliografi om atomfysik fra Alsos Digital Library for Nuclear Issues
Nuklear videnskab wiki
Nukleare datatjenester - IAEA
Nuclear Physics , BBC Radio 4-diskussion med Jim Al-Khalili, John Gribbin og Catherine Sutton ( In Our Time , 10. januar 2002)

Languages

In other projects