Введение

Область физики, изучающая атомные ядра – это изучение атомных ядер.

Ядерная физика – это раздел физики, изучающий атомные ядра, их составные части и взаимодействия, а также 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 нашли применение во многих сферах, включая ядерную энергетику, ядерное оружие, ядерную медицину и магнитно-резонансную томографию, промышленные и сельскохозяйственные изотопы, ионную имплантацию в материаловедении и радиоуглеродный анализ в геологии и археологии. Эти применения изучаются в области ядерной инженерии. Физика частиц выделилась из ядерной физики, и обе эти области обычно преподаются совместно. Ядерная астрофизика, применение ядерной физики к астрофизике, играет ключевую роль в понимании процессов, происходящих внутри звезд, и происхождения химических элементов.

История

История ядерной физики как дисциплины, отличной от атомной физики, начинается с открытия радиоактивности Анри Беккерелем в 1896 году, сделанного при исследовании фосфоресценции солей урана. Открытие электрона Дж. Дж. Томсоном годом позже стало указанием на то, что атом имеет внутреннее строение. В начале XX века общепринятой моделью атома была модель «сливочного пудинга» Дж. Дж. Томсона, в которой атом представлял собой положительно заряженный шар, внутри которого находились более мелкие отрицательно заряженные электроны. В последующие годы радиоактивность была всесторонне исследована, в частности, Марией Кюри, польским физиком по фамилии Склодовская, Пьером Кюри, Эрнестом Резерфордом и другими. К началу века физики также обнаружили три типа излучения, испускаемого атомами, которые они назвали альфа-, бета- и гамма-излучением. Эксперименты Отто Хана в 1911 году и Джеймса Чедвика в 1914 году показали, что спектр бета-распада непрерывен, а не дискретен. То есть электроны выбрасывались из атома с непрерывным диапазоном энергий, а не дискретными значениями, как наблюдалось при альфа- и гамма-распадах. Это представляло собой проблему для ядерной физики того времени, поскольку казалось, что в этих распадах не соблюдается закон сохранения энергии. Нобелевская премия по физике 1903 года была присуждена совместно Беккерелю за его открытие и Марии и Пьеру Кюри за их дальнейшие исследования радиоактивности. В 1908 году Резерфорд был удостоен Нобелевской премии по химии 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 ждать открытия того, что ядро само состоит из более мелких составляющих – нуклонов.

Резерфорд открывает ядро

В 1906 году Эрнест Резерфорд опубликовал работу «Замедление α-частиц от радия при прохождении через вещество». Ганс Гайгер развил эту работу в сообщении Королевскому обществу, представив эксперименты, которые он и Резерфорд провели, пропуская альфа-частицы через воздух, алюминиевую фольгу и золотую фольгу. Дополнительные работы были опубликованы в 1909 году Гейгером и Эрнестом Марсденом, а в 1910 году Гейгер опубликовал еще более масштабное исследование. В 1911–1912 годах Резерфорд выступил перед Королевским обществом, чтобы объяснить эксперименты и представить новую теорию атомного ядра, как мы его понимаем сегодня. Ключевой эксперимент, опубликованный в 1909 году, с окончательным классическим анализом Резерфорда, опубликованным в мае 1911 года, был проведен в 1909 году в Манчестерском университете. Помощник Эрнеста Резерфорда, профессор ) направлял пучок альфа-частиц на тонкую золотую фольгу. Модель «сливового пудинга» предсказывала, что альфа-частицы должны выходить из фольги с траекториями, отклоняющимися максимум лишь незначительно. Однако Резерфорд поручил своей команде искать то, что его шокировало: некоторые частицы рассеивались под большими углами, в некоторых случаях даже полностью назад. Он сравнил это с выстрелом из пули по тонкой бумаге, от которой она отскакивает. Открытие, вместе с анализом данных Резерфордом в 1911 году, привело к модели атома Резерфорда, в которой атом имеет очень маленькое, очень плотное ядро, содержащее большую часть его массы, и состоящее из тяжелых положительно заряженных частиц с внедренными электронами для балансировки заряда (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), вокруг которого вращались еще 7 электронов.

Эддингтон и звездной ядерный синтез

Около 1920 года Артур Эддингтон предсказал открытие и механизм процессов ядерного синтеза в звездах в своей работе "Внутренняя конституция звезд". В то время источник звездной энергии оставался полной загадкой; Эддингтон верно предположил, что этот источник – синтез водорода в гелий, высвобождающий колоссальную энергию в соответствии с уравнением Эйнштейна E = mc². Это было особенно выдающимся достижением, поскольку на тот момент ядерный синтез и термоядерная энергия, а также сам факт преобладающего состава звезд из водорода (см. металличность), еще не были открыты.

Исследования ядерного спина

Модель Резерфорда работала достаточно хорошо, пока исследования ядерного спина не были проведены Франко Расетти в Калифорнийском технологическом институте в 1929 году. К 1925 году было известно, что протоны и электроны каждый обладал спином ± 1/2. В модели Резерфорда азота-14, 20 из общего числа 21 ядерных частиц должны были образовать пары, чтобы компенсировать спин друг друга, и последняя нечетная частица должна была оставить ядро с результирующим спином 1/2. Однако Расетти обнаружил, что азот-14 имеет спин 1.

Джеймс Чедвик открывает нейтрон

В 1932 году Чедвик понял, что излучение, наблюдаемое Уолтером Боте, Гербертом Беккером, Ирен и Фредериком Жолио-Кюри, на самом деле было вызвано нейтральной частицей, масса которой примерно соответствовала массе протона. Он назвал эту частицу нейтроном (по предложению Резерфорда, который указывал на необходимость существования такой частицы). В том же году Дмитрий Иваненко предположил, что ядро состоит только из протонов и нейтронов, и что нейтроны являются частицами со спином 1/2, что объясняло часть массы, не связанную с протонами. Спин нейтрона сразу же решил проблему спина ядра азота-14, поскольку один неспаренный протон и один неспаренный нейтрон в этой модели вносили вклад в спин 1/2 в одном и том же направлении, что давало общий спин, равный 1. С открытием нейтрона ученые наконец получили возможность вычислять долю энергии связи каждого ядра, сравнивая его ядерную массу с суммой масс составляющих его протонов и нейтронов. Различия в ядерных массах рассчитывались таким образом. При измерении ядерных реакций было установлено, что они соответствуют расчетам Эйнштейна об эквивалентности массы и энергии с точностью до 1% к 1934 году.

Уравнения Проки массивного векторного бозонового поля

Александру Прока первым разработал и опубликовал уравнения поля массивных векторных бозонов и теорию мезонного поля ядерных сил. Уравнения Проки были известны Вольфгангу Паули, который упомянул их в своей Нобелевской лекции, а также Юкаве, Вентцелю, Такетани, Сакате, Кеммеру, Гейтлеру и Фрёлиху, которые высоко оценили значимость уравнений Проки для развития теории атомных ядер в ядерной физике.

Мезон Юкава, предполагаемый для связывания ядер

В 1935 году Хидеки Юкава предложил первую значимую теорию сильного взаимодействия, чтобы объяснить, как удерживается ядро. В взаимодействии Юкава виртуальная частица, впоследствии названная мезоном, передавала силу между всеми нуклонами, включая протоны и нейтроны. Эта сила объясняла, почему ядра не распадаются под действием отталкивания протонов, а также почему дальность действия сильного притяжения была меньше, чем дальность электромагнитного отталкивания между протонами. Позже открытие пи-мезона подтвердило, что он обладает свойствами, предсказанными Юкавой. Работы Юкавы завершили формирование современной модели атома. В центре атома находится плотное скопление нейтронов и протонов, удерживаемое вместе сильным ядерным взаимодействием, если только ядро не слишком велико. Нестабильные ядра могут подвергаться альфа-распаду, при котором они испускают энергичное ядро гелия, или бета-распаду, при котором они вылетают электрон (или позитрон). После одного из этих распадов образовавшееся ядро может оказаться в возбужденном состоянии, и в этом случае оно переходит в основное состояние, испуская фотоны высокой энергии (гамма-распад). Изучение сильного и слабого ядерных взаимодействий (последнее было объяснено Энрико Ферми посредством взаимодействия Ферми в 1934 году) привело физиков к столкновению ядер и электронов на всё более высоких энергиях. Это исследование стало наукой физики элементарных частиц, вершиной которой является Стандартная модель физики элементарных частиц, описывающая сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия.

Современная ядерная физика

Тяжелое ядро может содержать сотни нуклонов. Это означает, что при некотором приближении его можно рассматривать как классическую систему, а не квантовомеханическую. В результирующей модели жидкой капли ядро обладает энергией, которая частично обусловлена поверхностным натяжением, а частично – электрическим отталкиванием протонов. Модель жидкой капли способна воспроизводить многие характеристики ядер, включая общую тенденцию энергии связи в зависимости от массового числа, а также явление ядерного деления. Однако на эту классическую картину накладываются квантовомеханические эффекты, которые можно описать, используя ядерную оболочечную модель, разработанную в значительной степени Марией Гёпперт-Майер и Й. Гансом Д. Йенсеном. Ядра с определенным "магическим" числом нейтронов и протонов особенно стабильны, поскольку их оболочки заполнены. Были предложены и другие, более сложные модели ядра, такие как модель взаимодействующих бозонов, в которой пары нейтронов и протонов взаимодействуют как бозоны. Методы ab initio стремятся решить задачу о многих телах в ядре с нуля, исходя из нуклонов и их взаимодействий. Значительная часть современных исследований в области ядерной физики посвящена изучению ядер в экстремальных условиях, таких как высокий спин и энергия возбуждения. Ядра также могут иметь экстремальные формы (подобные форме мячей для регби или даже груш) или экстремальные отношения числа нейтронов к числу протонов. Экспериментаторы могут создавать такие ядра, используя искусственно индуцированный синтез или реакции переноса нуклонов, применяя ионные пучки из ускорителя. Пучки с еще более высокой энергией могут быть использованы для создания ядер при очень высоких температурах, и есть признаки того, что эти эксперименты привели к фазовому переходу от обычной ядерной материи к новому состоянию – кварк-глюонной плазме, в которой кварки смешиваются друг с другом, а не остаются в тройках, как в нейтронах и протонах.

Ядерный распад

Восемьдесят элементов имеют по крайней мере один стабильный изотоп, который никогда не наблюдается в процессе распада, что составляет в общей сложности около 251 стабильного нуклида. Однако тысячи изотопов были охарактеризованы как нестабильные. Эти "радиоизотопы" распадаются в течение промежутков времени от долей секунды до триллионов лет. Если изобразить связующую энергию нуклидов на графике в зависимости от числа протонов и нейтронов, то получится то, что известно как долина стабильности. Стабильные нуклиды расположены вдоль дна этой энергетической долины, а все более нестабильные – на ее склонах, то есть обладают меньшей энергией связи. Наиболее стабильные ядра соответствуют определенным диапазонам или соотношениям числа нейтронов и протонов: слишком малое или слишком большое количество нейтронов (по отношению к числу протонов) приводит к 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 образования. В этом распаде нейтрон в ядре азота посредством слабого взаимодействия превращается в протон, электрон и антинейтрино. Элемент трансмутируется в другой элемент с иным числом протонов. При альфа-распаде, который обычно происходит в тяжелых ядрах, радиоактивный элемент распадается, испуская альфа-частицу (ядро гелия, состоящее из 2 протонов и 2 нейтронов), образуя другой элемент и гелий-4. Во многих случаях этот процесс продолжается через несколько последовательных стадий, 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-квант. В этом процессе элемент не превращается в другой (ядерная трансмутация не происходит). Возможны и другие, более экзотические типы распадов (см. основную статью). Например, при внутреннем преобразовании энергия возбужденного ядра может выбить один из электронов внутренних орбиталей атома, что приводит к образованию быстрых электронов, но этот процесс не является бета-распадом и (в отличие от бета-распада) не трансмутирует один элемент в другой.

Ядерный синтез

При ядерном синтезе два ядра малой массы сближаются настолько, что сильное взаимодействие заставляет их слиться. Для преодоления электростатического отталкивания между ядрами и осуществления слияния требуется значительная энергия, поэтому ядерный синтез возможен только при очень высоких температурах или давлениях. При слиянии ядер выделяется огромное количество энергии, а образовавшееся ядро переходит на более низкий энергетический уровень. Удельная энергия связи на нуклон возрастает с увеличением массового числа до никеля-62. Звезды, такие как Солнце, получают энергию в результате слияния четырех протонов в ядро гелия, два позитрона и два нейтрино. Неуправляемое слияние водорода в гелий называется термоядерным взрывом. Разработка экономически эффективного способа получения энергии из управляемой реакции ядерного синтеза является актуальной задачей современных исследований, проводимых в различных институтах, таких как Joint European Torus (JET) и ITER. Ядерный синтез – источник энергии (включая энергию света и другого электромагнитного излучения), генерируемой в ядрах всех звезд, в том числе и нашего Солнца.

Ядерное деление

Ядерное деление – процесс, обратный синтезу. Для ядер тяжелее никеля-62 энергия связи на нуклон уменьшается с увеличением массового числа. Поэтому возможно выделение энергии, если тяжелое ядро распадается на два более легких. Альфа-распад по сути является особым видом спонтанного ядерного деления. Это сильно асимметричное деление, поскольку четыре частицы, составляющие альфа-частицу, особенно прочно связаны между собой, что делает образование этого ядра при делении особенно вероятным. Из ряда самых тяжелых ядер, деление которых приводит к образованию свободных нейтронов, и которые также легко поглощают нейтроны для инициирования деления, можно получить самоподдерживающийся тип деления, инициированного нейтронами, в цепной реакции. Цепные реакции были известны в химии задолго до физики, и многие известные процессы, такие как горение и химические взрывы, фактически являются химическими цепными реакциями. Цепная реакция деления, или "ядерная" реакция, использующая нейтроны, образующиеся при делении, является источником энергии для атомных электростанций и ядерных бомб деления типа, таких как те, что были взорваны в Хиросиме и Нагасаки (Япония) в конце Второй мировой войны. Тяжелые ядра, такие как уран и торий, также могут подвергаться спонтанному делению, но гораздо чаще они распадаются посредством альфа-распада. Для возникновения цепной реакции, инициированной нейтронами, необходимо наличие критической массы соответствующего изотопа в определенном объеме и при определенных условиях. Условия для достижения минимальной критической массы требуют сохранения испускаемых нейтронов, а также их замедления или модерации, чтобы увеличить вероятность их инициирования нового деления. В двух районах Окло (Габон, Африка) естественные ядерные реакторы функционировали более 1,5 миллиарда лет назад. Измерения естественного потока нейтрино показали, что около половины тепла, исходящего из ядра Земли, является результатом радиоактивного распада. Однако неизвестно, является ли какая-либо часть этого тепла результатом цепных реакций деления.

Производство "тяжелых" элементов

Согласно теории, по мере охлаждения Вселенной после Большого взрыва в конечном итоге стало возможным существование обычных субатомных частиц, известных нам (нейтронов, протонов и электронов). Наиболее распространенными частицами, образовавшимися в Большом взрыве и до сих пор легко наблюдаемыми, были протоны и электроны (в равных количествах). Протоны в конечном итоге сформировали атомы водорода. Почти все нейтроны, образовавшиеся в Большом взрыве, были поглощены в ядра гелия-4 в первые три минуты после Большого взрыва, и этот гелий составляет основную часть гелия во Вселенной сегодня (см. нуклеосинтез Большого взрыва). Небольшое количество элементов тяжелее гелия (литий, бериллий и, возможно, бор) образовалось в Большом взрыве в результате столкновений протонов и нейтронов, однако все "тяжелые элементы" (углерод, элемент под номером 6 и элементы с большим атомным номером), которые мы наблюдаем сегодня, были созданы внутри звезд в ходе ряда стадий термоядерного синтеза, таких как протон-протонный цикл, CNO-цикл и тройной альфа-процесс. Постепенно более тяжелые элементы образуются в процессе эволюции звезды. Энергия выделяется только в реакциях термоядерного синтеза с участием атомов, легче железа, поскольку энергия связи на нуклон достигает максимума вблизи железа (56 нуклонов). Поскольку для создания более тяжелых ядер посредством термоядерного синтеза требуется энергия, природа использует процесс захвата нейтронов. Нейтроны (из-за отсутствия заряда) легко поглощаются ядрами. Тяжелые элементы образуются либо в результате медленного захвата нейтронов (так называемый s-процесс), либо в результате быстрого захвата нейтронов (r-процесс). S-процесс происходит в теплопульсирующих звездах (называемых AGB-звездами, или звездами асимптотической гигантской ветви) и занимает от сотен до тысяч лет для достижения самых тяжелых элементов – свинца и висмута. Считается, что r-процесс происходит во время взрывов сверхновых, которые обеспечивают необходимые условия: высокую температуру, высокий поток нейтронов и выброс вещества. Эти звездные условия делают последовательные захваты нейтронов очень быстрыми, вовлекая виды, сильно обогащенные нейтронами, которые затем подвергаются бета-распад, образуя более тяжелые элементы, особенно в так называемых "точках ожидания", соответствующих более стабильным нуклидам с заполненными нейтронными оболочками (магическими числами).