Nukleární fyzika - Nuclear physics

Jaderná fyzika je obor fyziky, který kromě studia dalších forem jaderné hmoty studuje atomová jádra a jejich složky a interakce .

Jaderná fyzika by neměla být zaměňována s atomovou fyzikou , která studuje atom jako celek, včetně jeho elektronů .

Objevy v jaderné fyzice vedly k uplatnění v mnoha oblastech. To zahrnuje jadernou energii , jaderné zbraně , nukleární medicínu a zobrazování magnetickou rezonancí , průmyslové a zemědělské izotopy, iontovou implantaci v materiálovém inženýrství a radiokarbonové datování v geologii a archeologii . Takové aplikace jsou studovány v oblasti jaderného inženýrství .

Fyzika částic se vyvinula z jaderné fyziky a tyto dva obory se obvykle vyučují v těsném spojení. Jaderná astrofyzika , aplikace jaderné fyziky na astrofyziku , je zásadní pro vysvětlení vnitřního fungování hvězd a původu chemických prvků .

Dějiny

Od 20. let 20. století hrály cloudové komory důležitou roli detektorů částic a nakonec vedly k objevu pozitronu , mionu a kaonu .

Historie jaderné fyziky jako disciplíny odlišnou od atomové fyziky startů s objevem radioaktivity od Henri Becquerel v roce 1896, také při vyšetřování fosforescence v uranových solí. Objev elektronu u JJ Thomson rok později bylo známkou toho, že atom měl vnitřní strukturu. Na počátku 20. století byl přijatým modelem atomu model „švestkového pudinku“ JJ Thomsona, ve kterém byl atom kladně nabitá koule s menšími záporně nabitými elektrony uloženými uvnitř.

V následujících letech byla radioaktivita rozsáhle zkoumána, zejména Marie Curie , Pierre Curie , Ernest Rutherford a dalšími. Na přelomu století objevili fyzici také tři druhy záření vycházejícího z atomů, které pojmenovali alfa , beta a gama záření. Experimenty Otto Hahna v roce 1911 a Jamese Chadwicka v roce 1914 odhalily, že spektrum rozpadu beta bylo spíše kontinuální než diskrétní. To znamená, že elektrony byly vysunuty z atomu spojitým rozsahem energií, spíše než diskrétní množství energie, která byla pozorována při rozpadu gama a alfa. To byl v té době problém jaderné fyziky, protože to zřejmě naznačovalo, že energie v těchto rozpadech nebyla zachována .

Nobelova cena za fyziku z roku 1903 byla společně udělena Becquerel, za jeho objev a Marie a Pierre Curie za jejich následný výzkum radioaktivity. Rutherford získal Nobelovu cenu za chemii v roce 1908 za „vyšetřování rozpadu prvků a chemie radioaktivních látek“.

V roce 1905 Albert Einstein formuloval myšlenku ekvivalence hmotné energie . Zatímco práce na radioaktivitě Becquerelem a Marie Curieovou tomu předcházejí, vysvětlení zdroje energie radioaktivity by muselo počkat na objev, že samotné jádro bylo složeno z menších složek, nukleonů .

Rutherford objevuje jádro

V roce 1906 vydal Ernest Rutherford „Retardaci částice α z radia při průchodu hmotou“. Hans Geiger tuto práci rozšířil ve sdělení Královské společnosti s experimenty, které spolu s Rutherfordem provedli, a procházel částicemi alfa vzduchem, hliníkovou fólií a zlatým listem. Další práce byla publikována v roce 1909 Geigerem a Ernestem Marsdenem a dále značně rozšířená práce byla publikována v roce 1910 Geigerem. V letech 1911–1912 šel Rutherford před Královskou společnost, aby vysvětlil experimenty a navrhl novou teorii atomového jádra, jak ji nyní chápeme.

Publikoval v roce 1909, s případnou klasickou analýzou Rutherforda publikovanou v květnu 1911, klíčový preventivní experiment byl proveden v průběhu roku 1909 na univerzitě v Manchesteru . Asistent Ernesta Rutherforda, profesor Johannes „Hans“ Geiger, a vysokoškolák Marsden provedli experiment, při kterém Geiger a Marsden pod Rutherfordovým dohledem vypálili částice alfa ( 4 jádra helia ) na tenký film ze zlaté fólie. Model švestkového pudinku předpovídal, že částice alfa by měly vycházet z fólie s maximálně ohnutými trajektoriemi. Rutherford ale nařídil svému týmu, aby hledal něco, co by ho šokovalo, aby to pozoroval: několik částic bylo rozptýleno ve velkých úhlech, v některých případech dokonce zcela dozadu. Přirovnal to k vystřelení střely na hedvábný papír a jeho odrazení. Objev s Rutherfordovou analýzou dat v roce 1911 vedl k Rutherfordovu modelu atomu, ve kterém měl atom velmi malé, velmi husté jádro obsahující většinu své hmotnosti a skládající se z těžkých kladně nabitých částic s vloženými elektrony v za účelem vyrovnání náboje (protože neutron nebyl znám). Například v tomto modelu (který není moderní) se dusík-14 skládal z jádra se 14 protony a 7 elektrony (celkem 21 částic) a jádro bylo obklopeno dalšími 7 obíhajícími elektrony.

Eddington a hvězdná jaderná fúze

Kolem roku 1920, Arthur Eddington předvídal objev a mechanismus fúzních jaderných procesů v hvězd , v jeho papíru Vnitřní Constitution of the Stars . V té době byl zdroj hvězdné energie úplnou záhadou; Eddington správně spekuloval, že zdrojem byla fúze vodíku do hélia, uvolňující obrovskou energii podle Einsteinovy ​​rovnice E = mc 2 . To byl obzvláště pozoruhodný vývoj, protože v té době nebyla dosud objevena fúze a termonukleární energie, a dokonce ani to, že hvězdy jsou z velké části složeny z vodíku (viz metaličnost ).

Studie jaderného spinu

Model Rutherford pracoval docela dobře, dokud studie jaderné spinové byly prováděny Franco Rasetti na California Institute of Technology v roce 1929. Od roku 1925 bylo známo, že protony a elektrony z nichž každá měla rotace ±+1 / 2 . V modelu Rutherford dusíku-14, 20 z celkových 21 jaderných částic měl spárován zrušit navzájem rotaci, a konečný zvláštní částic by měla opustilo jádro o čisté spinu 1 / 2 . Rasetti však zjistil, že dusík-14 měl spin 1.

James Chadwick objevuje neutron

V roce 1932 si Chadwick uvědomil, že záření, které pozorovali Walther Bothe , Herbert Becker , Irène a Frédéric Joliot-Curie, bylo ve skutečnosti kvůli neutrální částici přibližně stejné hmotnosti jako proton, kterou nazval neutronem (na základě doporučení Rutherforda) o potřebě takové částice). Ve stejném roce Dmitri Ivanenko naznačuje, že bylo v jádře žádné elektrony - pouze protony a neutrony - a že neutrony byly spin 1 / 2 částice, které je vysvětleno hmotnost není v důsledku protonů. Neutron odstřeďování ihned vyřešen problém roztočením dusík-14, jak je na jedné nepárové protonu a jednoho nepárové neutronu v tomto modelu každý přispěl k rotaci 1 / 2 ve stejném směru, což je konečný celkový spin 1.

S objevem neutronu mohli vědci konečně vypočítat, jaký podíl vazebné energie mělo každé jádro, porovnáním jaderné hmoty s hmotou protonů a neutronů, které ji tvořily. Tímto způsobem byly vypočteny rozdíly mezi jadernými hmotami. Když byly měřeny jaderné reakce, bylo zjištěno, že souhlasí s Einsteinovým výpočtem ekvivalence hmotnosti a energie do 1% od roku 1934.

Procaovy rovnice masivního vektorového bosonového pole

Alexandru Proca byl první vyvinout a oznámit masivní vektor boson polních rovnic a teorii Mesonic oblasti jaderných sil . Procaovy rovnice byly známy Wolfgangu Paulimu, který tyto rovnice zmínil ve své Nobelově adrese, a byly známy také Yukawě, Wentzelovi, Taketanimu, Sakatovi, Kemmerovi, Heitlerovi a Fröhlichovi, kteří ocenili obsah Procových rovnic pro rozvoj teorie atomů jádra v jaderné fyzice.

Předpokládá se, že mezon Yukawa váže jádra

V roce 1935 Hideki Yukawa navrhl první významnou teorii silné síly, která měla vysvětlit, jak jádro drží pohromadě. V interakci Yukawa zprostředkovala virtuální částice , později nazývaná mezon , sílu mezi všemi nukleony, včetně protonů a neutronů. Tato síla vysvětlila, proč se jádra nerozpadla pod vlivem odpuzování protonů, a také vysvětlila, proč měla atraktivní silná síla omezenější dosah než elektromagnetické odpuzování mezi protony. Později objev mezonu pí ukázal, že má vlastnosti částice Yukawy.

S Yukawovými papíry byl moderní model atomu kompletní. Střed atomu obsahuje těsnou kouli neutronů a protonů, kterou drží pohromadě silná jaderná síla, pokud není příliš velká. Nestabilní jádra mohou podléhat alfa rozpadu, ve kterém vyzařují energetické jádro hélia, nebo beta rozpadu, ve kterém vysunou elektron (nebo pozitron ). Po jednom z těchto rozpadů může být výsledné jádro ponecháno ve vzrušeném stavu a v tomto případě se rozpadne do základního stavu vyzařováním vysokoenergetických fotonů (rozpad gama).

Studium silných a slabých jaderných sil (druhé vysvětlil Enrico Fermi prostřednictvím Fermiho interakce v roce 1934) vedlo fyziky ke srážení jader a elektronů při stále vyšších energiích. Tento výzkum se stal vědou o částicové fyzice , jejímž korunním klenotem je standardní model částicové fyziky , který popisuje silné, slabé a elektromagnetické síly .

Moderní jaderná fyzika

Těžké jádro může obsahovat stovky nukleonů . To znamená, že s určitou aproximací může být považován za klasický systém , nikoli za kvantově mechanický . Ve výsledném modelu kapalných kapek má jádro energii, která částečně vzniká povrchovým napětím a částečně elektrickým odpuzováním protonů. Model s kapalnými kapkami je schopen reprodukovat mnoho vlastností jader, včetně obecného trendu vazebné energie s ohledem na hmotnostní číslo, jakož i fenoménu jaderného štěpení .

Na tento klasický obrázek jsou však navršeny kvantově mechanické efekty, které lze popsat pomocí modelu jaderného obalu , který z velké části vytvořili Maria Goeppert Mayer a J. Hans D. Jensen . Jádra s určitým „ magickým “ počtem neutronů a protonů jsou obzvláště stabilní, protože jejich skořápky jsou vyplněny.

Byly také navrženy další komplikovanější modely pro jádro, jako například interagující bosonový model , ve kterém páry neutronů a protonů interagují jako bosony .

Metody Ab initio se snaží vyřešit jaderný problém mnoha těl od základů, počínaje nukleony a jejich interakcemi.

Velká část současného výzkumu jaderné fyziky se týká studia jader za extrémních podmínek, jako je vysoká rotace a excitační energie. Jádra mohou mít také extrémní tvary (podobné jako u ragbyových míčků nebo dokonce hrušek ) nebo extrémní poměry neutronů k protonům. Experimentátoři mohou taková jádra vytvářet pomocí uměle indukovaných fúzních nebo nukleonových přenosových reakcí za použití iontových paprsků z urychlovače . Paprsky s ještě vyšší energií lze použít k vytvoření jader při velmi vysokých teplotách a existují náznaky, že tyto experimenty vytvořily fázový přechod z normální jaderné hmoty do nového stavu, kvark -gluonového plazmatu , ve kterém se kvarky mísí s jedním další, než aby byli rozděleni do trojic, protože jsou v neutronech a protonech.

Jaderný rozklad

Osmdesát prvků má alespoň jeden stabilní izotop, u kterého se nikdy nepozoruje rozpad, což představuje celkem asi 252 stabilních nuklidů. Tisíce izotopů však byly charakterizovány jako nestabilní. Tyto „radioizotopy“ se v průběhu času rozpadají od zlomků sekundy po biliony let. Vazební energie nuklidů, vynesená na grafu jako funkce atomových a neutronových čísel, tvoří to, co je známé jako údolí stability . Stabilní nuklidy leží na dně tohoto energetického údolí, zatímco stále nestabilnější nuklidy leží po stěnách údolí, to znamená, že mají slabší vazebnou energii.

Nejstabilnější jádra spadají do určitých rozsahů nebo rovnováh složení neutronů a protonů: příliš málo nebo příliš mnoho neutronů (v poměru k počtu protonů) způsobí jeho rozpad. Například při rozpadu beta se atom dusíku -16 (7 protonů, 9 neutronů) během několika sekund po vytvoření převede na atom kyslíku -16 (8 protonů, 8 neutronů). Při tomto rozpadu je neutron v jádru dusíku přeměněn slabou interakcí na proton, elektron a antineutrino . Prvek je přeměněn na jiný prvek s jiným počtem protonů.

Při rozpadu alfa , který se typicky vyskytuje v nejtěžších jádrech, se radioaktivní prvek rozpadá emitováním jádra helia (2 protony a 2 neutrony), čímž vzniká další prvek plus helium-4 . V mnoha případech tento proces pokračuje několika kroky tohoto druhu, včetně jiných typů rozpadů (obvykle beta rozpad), dokud se nevytvoří stabilní prvek.

Při rozpadu gama se jádro rozpadá z excitovaného stavu do stavu s nižší energií vyzařováním gama paprsku . Prvek není v procesu změněn na jiný prvek (není zahrnuta žádná jaderná transmutace ).

Jsou možné i další exotičtější rozpady (viz první hlavní článek). Například při vnitřním rozpadu přeměny může energie z excitovaného jádra vysunout jeden z vnitřních orbitálních elektronů z atomu v procesu, který produkuje vysokorychlostní elektrony, ale není rozpadem beta a (na rozdíl od rozpadu beta) netransmutuje jeden prvek jinému.

Jaderná fůze

Při jaderné fúzi se dvě jádra s nízkou hmotností dostanou do velmi těsného kontaktu, takže je silná síla spojí. Aby silné nebo jaderné síly překonaly elektrický odpor mezi jádry, aby je spojily, vyžaduje velké množství energie ; jaderná fúze proto může probíhat pouze při velmi vysokých teplotách nebo vysokých tlacích. Když se jádra spojí, uvolní se velmi velké množství energie a spojené jádro předpokládá nižší energetickou hladinu. Vazebná energie na nukleon se zvyšuje s hmotností až na nikl -62. Hvězdy jako Slunce jsou poháněny fúzí čtyř protonů do jádra helia, dvou pozitronů a dvou neutrin . Nekontrolovaná fúze vodíku do hélia je známá jako termonukleární únik. Hranicí současného výzkumu v různých institucích, například Joint European Torus (JET) a ITER , je vývoj ekonomicky životaschopného způsobu využití energie z reakce řízené fúze. Jaderná fúze je původem energie (včetně ve formě světla a jiného elektromagnetického záření) produkované jádrem všech hvězd včetně našeho vlastního Slunce.

Jaderné štěpení

Jaderné štěpení je opačný proces k fúzi. U jader těžších než nikl-62 vazebná energie na nukleon klesá s hmotnostním číslem. Je tedy možné, aby se energie uvolnila, pokud se těžké jádro rozpadne na dvě lehčí.

Proces rozpadu alfa je v podstatě zvláštním typem spontánního jaderného štěpení . Jedná se o vysoce asymetrické štěpení, protože čtyři částice, které tvoří částici alfa, jsou k sobě obzvláště pevně vázány, což činí produkci tohoto jádra při štěpení obzvláště pravděpodobnou.

Z několika nejtěžších jader, jejichž štěpení produkuje volné neutrony a která také snadno absorbují neutrony k zahájení štěpení, lze v řetězové reakci získat samovznětlivý typ neutronem iniciovaného štěpení . Řetězové reakce byly v chemii známy před fyzikou a ve skutečnosti mnoho známých procesů, jako jsou požáry a chemické výbuchy, jsou chemické řetězové reakce. Štěpení neboli „nukleární“ řetězová reakce využívající neutrony vyráběné štěpením je zdrojem energie pro jaderné elektrárny a jaderné bomby štěpného typu, jako například ty , které byly na konci druhé světové války odpáleny v japonské Hirošimě a Nagasaki . Těžká jádra, jako je uran a thorium, mohou také podléhat spontánnímu štěpení , ale je mnohem pravděpodobnější, že budou procházet rozpadem alfa.

Aby došlo k řetězové reakci iniciované neutrony, musí být v určitém prostoru za určitých podmínek přítomna kritická hmotnost příslušného izotopu. Podmínky pro nejmenší kritické množství vyžadují zachování emitovaných neutronů a také jejich zpomalení nebo umírnění , aby došlo k většímu průřezu nebo pravděpodobnosti, že zahájí další štěpení. Ve dvou regionech Oklo , Gabon, Afrika, byly aktivní jaderné štěpné reaktory před více než 1,5 miliardami let. Měření přirozených emisí neutrin ukázalo, že přibližně polovina tepla vycházejícího z jádra Země pochází z radioaktivního rozpadu. Není však známo, zda něco z toho vyplývá ze štěpných řetězových reakcí.

Výroba „těžkých“ prvků

Podle teorie, když se vesmír po Velkém třesku ochladil, bylo nakonec možné, aby existovaly běžné subatomární částice, jak je známe (neutrony, protony a elektrony). Nejběžnějšími částicemi vytvořenými ve Velkém třesku, které jsou pro nás stále snadno pozorovatelné, byly protony a elektrony (ve stejném počtu). Protony by nakonec vytvořily atomy vodíku. Téměř všechny neutrony vytvořené ve Velkém třesku byly absorbovány do helia-4 v prvních třech minutách po Velkém třesku a toto helium dnes tvoří většinu helia v dnešním vesmíru (viz nukleosyntéza Velkého třesku ).

Ve Velkém třesku bylo vytvořeno několik relativně malých množství prvků mimo helium (lithium, berylium a možná i nějaký bór), protože protony a neutrony se navzájem střetly, ale všechny „těžší prvky“ (uhlík, prvek číslo 6, a prvky většího atomového čísla ), které dnes vidíme, byly vytvořeny uvnitř hvězd během řady fází fúze, jako je řetězec proton-proton , cyklus CNO a proces triple-alfa . Během vývoje hvězdy vznikají postupně těžší prvky .

Vzhledem k tomu, že vazebná energie na nukleon vrcholí kolem železa (56 nukleonů), energie se uvolňuje pouze ve fúzních procesech zahrnujících menší atomy. Protože vytváření těžších jader fúzí vyžaduje energii, příroda se uchýlí k procesu zachycování neutronů. Neutrony (kvůli jejich nedostatku náboje) jsou snadno absorbovány jádrem. Těžké prvky jsou vytvářeny buď pomalým procesem zachycování neutronů (takzvaný s -proces ), nebo rychlým nebo r -procesem . Proces s probíhá v tepelně pulzujících hvězdách (nazývaných AGB, neboli asymptotické hvězdy s obřími větvemi) a trvá stovky až tisíce let, než dosáhne nejtěžších prvků olova a vizmutu. Předpokládá se, že r -proces se vyskytuje při explozích supernov , které zajišťují nezbytné podmínky vysoké teploty, vysokého toku neutronů a vyvržené hmoty. Díky těmto hvězdným podmínkám je postupné zachycování neutronů velmi rychlé a zahrnuje velmi bohaté druhy bohaté na neutrony, které se následně rozpadají na těžší prvky, zejména v takzvaných čekacích bodech, které odpovídají stabilnějším nuklidům s uzavřenými neutronovými obaly (magická čísla).

Viz také

Reference

Bibliografie

  • Obecná chemie od Linuse Paulinga (Dover 1970) ISBN  0-486-65622-5
  • Úvodní jaderná fyzika od Kennetha S.Kranea (3. vydání, 1987) ISBN  978-0471805533 [vysokoškolská učebnice]
  • Teoretická jaderná a subnukleární fyzika od Johna D. Walecka (2. vydání, 2004) ISBN  9812388982 [absolventská učebnice]
  • Nukleární fyzika v kostce od Carlose A. Bertulaniho (Princeton Press 2007) ISBN  978-0-691-12505-3

externí odkazy