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Física nuclear

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Física nuclear
NuclearReaction.png
Núcleo · Nucleons ( p , n ) · Força nuclear · Reação nuclear

A física nuclear é o campo da física que estuda os componentes e interações dos núcleos atômicos . As aplicações mais comumente conhecidas da física nuclear são a energia nuclear e geração de armas nucleares tecnologia, mas a pesquisa tem proporcionado aplicação em muitos campos, incluindo aqueles em e medicina nuclear ressonância magnética, implantação de íons em engenharia de materiais , e datação por radiocarbono em geologia e arqueologia .

O campo da física de partículas evoluiu a partir da física nuclear e geralmente é ensinado em estreita associação com a física nuclear.

História

A física moderna
{I \ hbar \ frac {\ partial} {\ partial t} \ Psi (\ mathbf {r}, \, t) = \ hat H \ Psi (\ mathbf {r}, \, t)}
Equação de Schrödinger
História da física moderna

A história da física nuclear como uma disciplina distinta da física atômica começa com a descoberta da radioatividade por Henri Becquerel em 1896, enquanto investigava fosforescência em urânio sais. A descoberta do electrão por JJ Thomson um ano mais tarde era uma indicação de que o átomo tinha estrutura interna. Na virada do século 20, o modelo aceito do átomo era JJ Thomson de modelo do pudim de ameixa em que o átomo era uma bola carregada positivamente grande com pequenos elétrons carregados negativamente embutidos dentro dele. Na virada do século os físicos tiveram também descobriram três tipos de radiação que emana de átomos, que deram o nome alfa, beta, e radiação gama. Experimentos em 1911 por Otto Hahn, e pela James Chadwick em 1914 descobriu que o decaimento beta espectro era contínua, em vez de discreta. Ou seja, os electrões foram ejectado do átomo com uma gama de energias, em vez de as quantidades discretas de energias que foram observados em gama e alfa decai. Este era um problema para a física nuclear na época, porque ele indicou que energia não foi conservado nestas decaimentos.

Em 1905, Albert Einstein formulou a idéia de equivalência massa-energia. Enquanto o trabalho sobre radioatividade por Becquerel e Marie Curie antecede isso, uma explicação sobre a fonte da energia de radioactividade teria que esperar para a descoberta de que o próprio núcleo era composta de constituintes menores, o nucleons.

A equipe de Rutherford descobre o núcleo

Ernest Rutherford é muitas vezes considerado o "pai da física nuclear"

Em 1907, Ernest Rutherford publicado "A radiação da partícula α do Radium, de passagem, através da matéria." Hans Geiger ampliou esse trabalho em uma comunicação para a Royal Society com experiências que ele e Rutherford tinham feito passando partículas α através do ar, folha de alumínio e folha de ouro. Mais trabalho foi publicado em 1909 por Geiger e Marsden e trabalhar ainda muito expandida foi publicado em 1910 por Geiger, Em 1911-2 Rutherford foi antes da Royal Society de explicar as experiências e propor a nova teoria do núcleo atômico como agora entendemos isso.

O experimento chave por trás deste anúncio aconteceu em 1910 na Universidade de Manchester, como a equipe de Ernest Rutherford realizou um notável experimento em que Hans Geiger e Ernest Marsden sob sua supervisão disparou partículas alfa (núcleos de hélio) em uma fina película de ouro folha. O ameixa pudim modelo previu que as partículas alfa deve sair da folha com suas trajetórias sendo no máximo levemente dobrados. Rutherford teve a idéia de instruir sua equipe para procurar algo que chocou a realmente observar: algumas partículas foram espalhados através de ângulos grandes, mesmo completamente para trás, em alguns casos. Ele comparou a disparar uma bala no papel de seda e tê-lo saltar fora. A descoberta, a começar com a análise dos dados em 1911, levou ao modelo de Rutherford do átomo, em que o átomo tem um núcleo muito pequenas, muito densa contendo a maioria da sua massa de Rutherford, e que consiste de partículas carregadas positivamente pesados com incorporado elétrons, a fim de equilibrar a carga (desde o nêutron era desconhecida). Como um exemplo, neste modelo (que não é um moderno) consistiu de azoto-14 de um núcleo 14 com protões e sete electrões (21) partículas totais, e o núcleo foi rodeado por mais sete electrões em órbita.

O modelo de Rutherford trabalhou muito bem até que estudos de spin nuclear foram realizadas por Franco Rasetti no California Institute of Technology, em 1929. Em 1925 já se sabia que prótons e elétrons teve um giro de 1/2, e no modelo de Rutherford de nitrogênio-14, 20 do total de 21 partículas nucleares deveria ter emparelhado para cancelar a rotação do outro , ea partícula estranha final deve ter deixado o núcleo com um spin líquido de 1/2. Rasetti descoberto, no entanto, que o azoto-14 tinha uma rotação de 1.

James Chadwick descobre o nêutron

Em 1932 Chadwick percebeu que a radiação que tinha sido observado pelos Walther Bothe, Herbert L. Becker, Irène e Frédéric Joliot-Curie foi realmente devido a uma partícula neutra de aproximadamente a mesma massa do próton, que ele chamou de nêutrons (na sequência de uma sugestão sobre a necessidade de uma tal partícula, por Rutherford). No mesmo ano Dmitri Ivanenko sugeriu que nêutrons eram de fato partículas de spin 1/2 e que o núcleo continha nêutrons para explicar a massa não devido a prótons, e que não havia elétrons nos prótons e nêutrons só de núcleo. O spin de nêutrons imediatamente resolveu o problema do spin de nitrogênio-14, como a um próton e um nêutron não pareado não pareado neste modelo, cada um contribuir um giro de 1/2 na mesma direção, para uma rodada final total de 1.

Com a descoberta do neutrão, cientistas da última podia calcular qual é a fração de energia cada núcleo tinha obrigatório, a partir da comparação da massa nuclear com a dos prótons e nêutrons que compunham. As diferenças entre as massas nucleares foram calculados desta forma e, quando reações nucleares foram medidos-foram encontrados para concordar com o cálculo da equivalência entre massa e energia para alta precisão de Einstein (dentro de 1 por cento a partir de em 1934).

Equações de campo enorme vector boson de Proca

Alexandru Proca foi o primeiro a desenvolver e comunicar o enorme vector boson equações de campo e uma teoria da campo de mesonic forças nucleares. Equações de Proca eram conhecidos Wolfgang Pauli que mencionou as equações em seu discurso do Nobel, e eles também eram conhecidos por Yukawa, Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler, e Fröhlich que apreciava o teor das equações de Proca para o desenvolvimento de uma teoria dos núcleos atômicos em Física Nuclear.

Méson de Yukawa postulada para ligar núcleos

Em 1935 Hideki Yukawa propôs a primeira teoria significativa do força forte para explicar como o núcleo mantém juntos. No Yukawa a interação partícula virtual, mais tarde chamado de méson, mediada uma força entre todos os núcleos, incluindo prótons e nêutrons. Esta força explicou por que os núcleos não se desintegraram sob a influência de protões repulsa, e também deu uma explicação de por que o atraente força forte tinha um alcance mais limitado do que a repulsão eletromagnética entre os prótons. Mais tarde, a descoberta da méson pi mostrou para ter as propriedades de partícula de Yukawa.

Com papéis de Yukawa, o modelo moderno do átomo estava completa. O centro do átomo contém uma bola de nêutrons e prótons, que é realizada em conjunto pela força nuclear forte, a menos que seja muito grande. Núcleos instáveis podem sofrer decaimento alfa, em que eles emitem um núcleo de hélio energético, ou decaimento beta, em que ejetar um elétron (ou positrões). Depois de uma dessas decaimentos do núcleo resultante pode ser deixado num estado animado, e neste caso ele decai para o estado fundamental ao emitir fotões de alta energia (decaimento gama).

O estudo das forças nucleares forte e fraca (o último explicado pela Enrico Fermi via Interação de Fermi em 1934) conduziu os físicos a colidir núcleos e elétrons a energias cada vez maiores. Esta pesquisa tornou-se a ciência da física de partículas , a jóia da coroa que é o modelo padrão da física de partículas que descreve as forças forte, fraca e eletromagnética.

Física nuclear moderno

Um núcleo pesado pode conter centenas de núcleos o que significa que com alguma aproximação que pode ser tratado como um sistema clássico , em vez de um quantum-mecânica um. Na resultante modelo líquido-drop, o núcleo tem uma energia que surge em parte da tensão superficial e em parte de repulsão elétrica dos prótons. O modelo de líquido-drop é capaz de reproduzir muitas características de núcleos, incluindo a tendência geral de energia de ligação em relação ao número de massa, bem como o fenómeno de cisão nuclear .

Sobreposta a esta imagem clássica, contudo, são efeitos de mecânica quântica, as quais podem ser descritas usando o nuclear shell modelo, desenvolvido em grande parte pela Maria Goeppert-Mayer. Núcleos com determinados números de nêutrons e prótons (o números mágicos 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126, ...) são particularmente estáveis, porque suas conchas são preenchidos.

Outros modelos mais complicados para o núcleo também têm sido propostas, tal como a interagindo modelo de Higgs, em que pares de prótons e nêutrons interagem como bósons, analogamente ao Pares de Cooper de elétrons.

Grande parte da investigação actual na física nuclear relaciona-se com o estudo de núcleos, em condições extremas, tais como alta rotação e energia de excitação. Os núcleos também podem ter formas extremas (semelhante à de Bolas de rugby) ou extremos rácios de nêutrons-a-próton. Experimentadores podem criar esses núcleos usando fusão ou de transferência nucleon reações induzidas artificialmente, utilizando feixes de íons de uma acelerador. Feixes com energias ainda mais altos podem ser usados para criar núcleos em temperaturas muito altas, e há sinais de que esses experimentos produziram um transição de fase da matéria nuclear normal a um novo estado, o plasma quark-glúon, em que os quarks se misturam uns com os outros, em vez de serem segregados em trigêmeos como eles estão em prótons e nêutrons.

Decaimento nuclear

Oitenta elementos têm pelo menos um isótopo estável não observou a decadência, perfazendo um total de cerca de 254 isótopos estáveis. No entanto, milhares de isótopos que têm sido caracterizados são instáveis. Estes radioisótopos deterioração ao longo do tempo escalas variando de frações de segundo a semanas, anos, bilhões de anos, ou mesmo trilhões de anos.

A estabilidade de um núcleo é maior quando ele cai em um determinado intervalo ou o equilíbrio da composição de prótons e nêutrons; muito poucos ou muitos nêutrons pode fazer com que a decair. Por exemplo, em decaimento beta um nitrogênio -16 átomo (7 prótons, nêutrons 9) é convertido em um oxigênio -16 átomo (8 prótons, nêutrons 8) dentro de poucos segundos de ser criado. Neste decadência um nêutron no núcleo de nitrogênio é convertido em um próton e um elétron e um antineutrino pela força nuclear fraca. O elemento é transmutada a outro elemento no através da aquisição do próton criado.

Em decaimento alfa do elemento radioativo decai pela emissão de um núcleo de hélio (dois prótons e dois nêutrons), dando um outro elemento, além de hélio-4. Em muitos casos, este processo continua através de vários passos deste tipo, incluindo outros tipos de decaimentos, até que um elemento estável está formado.

Em decaimento gama, um núcleo decai a partir de um estado animado em um estado de energia mais baixo, emitindo um raios gama. O elemento não é alterado para um outro elemento no processo (nenhuma transmutação está envolvida).

Outros decaimentos mais exóticas são possíveis (ver o artigo principal). Por exemplo, em decaimento conversão interna, a energia a partir de um núcleo animado pode ser utilizado para ejectar um dos electrões orbitais interiores do átomo, em um processo que produz electrões de alta velocidade, mas não é decaimento beta, e (ao contrário de decaimento beta) não transmutar um elemento para outro.

A fusão nuclear

Em fusão nuclear, dois núcleos de baixa massa entrar em contato muito próximo com o outro, de modo que a força forte funde-los. Ela exige uma grande quantidade de energia para superar a repulsão entre os núcleos para a forte ou forças nucleares para produzir este efeito, a fusão nuclear, por conseguinte, só pode ter lugar a temperaturas muito elevadas ou altas pressões. Uma vez que o processo for bem sucedido, uma muito grande quantidade de energia é libertada e o núcleo combinado assume um nível de energia mais baixo. A energia de ligação por nucleão aumenta com o número de massa até níquel -62. Estrelas como o Sol são alimentadas pela fusão de quatro prótons em um núcleo de hélio, dois pósitrons, e dois neutrinos. A fusão descontrolada de hidrogênio em hélio é conhecida como fugitivo termonuclear. A fronteira na pesquisa atual em diversas instituições, por exemplo, o Joint European Torus (JET) e ITER, é o desenvolvimento de um método economicamente viável a utilização de energia a partir de uma reacção de fusão controlada. Natural fusão nuclear é a origem da luz e energia produzida pelo núcleo de todas as estrelas, incluindo o nosso próprio sol .

Fissão nuclear

A fissão nuclear é o processo inverso da fusão. Para núcleos mais pesados do que o níquel-62 da energia de ligação por nucleão diminui com o número de massa. Portanto, é possível para a energia a ser lançado se um núcleo pesado se divide em dois mais leves.

O processo de decaimento alfa é em essência um tipo especial de espontânea fissão nuclear . Este processo produz uma fissão altamente assimétrico por causa das quatro partículas que formam a partícula alfa são especialmente firmemente ligados uns aos outros, fazendo com que a produção desse núcleo na fissão particularmente susceptíveis.

Para alguns dos núcleos mais pesados que produzem neutrões de fissão, e que também absorvem facilmente neutrões de fissão para iniciar, um tipo de auto-ignição da fissão de neutrões-iniciado pode ser obtido, em uma assim chamada reação em cadeia. Reações em cadeia eram conhecidos em química antes de física, e de fato muitos processos conhecidos, como incêndios e explosões químicas são reações em cadeia químicos. A cisão ou Reação em cadeia "nuclear", usando nêutrons produzidos em fissão, é a fonte de energia para a energia nuclear plantas e tipo fissão bombas nucleares, tais como os detonada pelo Estados Unidos em Hiroshima e Nagasaki, no Japão, no final da II Guerra Mundial . Núcleos pesados como o urânio e tório também podem sofrer fissão espontânea, mas eles são muito mais propensos a sofrer deterioração pelo decaimento alfa.

Para uma reacção em cadeia iniciada por neutrões de ocorrer, deve haver um massa crítica do elemento presente em um determinado espaço, em determinadas condições. As condições de menor massa crítica exigem a conservação dos neutrões emitidos e também a sua lentidão ou moderação para que haja uma maior secção transversal ou probabability deles dar início a outro fissão. Em duas regiões da Oklo, no Gabão, na África, reatores de fissão nuclear naturais estavam ativos mais de 1,5 bilhões de anos atrás. As medições da emissão de neutrinos naturais têm demonstrado que cerca de metade do calor que emana de resultados núcleo da Terra a partir de decaimento radioativo. No entanto, não é conhecido qualquer caso deste resulta da cisão da cadeia de reacções.

Produção de elementos "pesados" (número atômico maior do que cinco)

De acordo com a teoria, como o universo esfriou após o big bang que eventualmente se tornou possível para partículas subatômicas comuns como os conhecemos (nêutrons, prótons e elétrons) de existir. As partículas mais comuns criados no big bang que ainda são facilmente observáveis para nós hoje eram prótons e elétrons (em números iguais). Os prótons acabaria por formar átomos de hidrogênio. Quase todos os nêutrons criados no Big Bang foram absorvidos hélio-4 nos primeiros três minutos após o Big Bang, e este hélio contas para a maior parte do hélio no universo hoje (ver Nucleossíntese do Big Bang).

Alguns fração de elementos para além de hélio foram criados no Big Bang, como os prótons e nêutrons colidiu com o outro (lítio, berílio, e talvez algum boro), mas todos os "elementos mais pesados" (carbono, elemento número 6, e elementos de maior número atómico ) que vemos hoje, foram criadas dentro de estrelas durante uma série de estágios de fusão, tais como o cadeia próton-próton, o E o ciclo de CNO processo triplo alfa. Progressivamente elementos mais pesados são criados durante a evolução de uma estrela.

Uma vez que a energia de ligação por picos nucleônicas em torno de ferro, a energia é liberado somente em processos de fusão que ocorrem abaixo deste ponto. Desde a criação de núcleos mais pesados por fusão custos de energia, resorts natureza para o processo de captura de nêutrons. Nêutrons (devido à sua falta de carga) são facilmente absorvidos por um núcleo. Os elementos pesados são criadas por qualquer um processo de captura de neutrões lentos (o chamado processo s) ou pela, ou processo de r rápida. O processo ocorre em s pulsando termicamente estrelas (chamado AGB, ou assintótica estrelas gigantes do ramo) e leva centenas de milhares de anos para alcançar os elementos mais pesados de chumbo e bismuto. O processo de r é pensado para ocorrer em explosões de supernovas, porque as condições de alta temperatura, alta fluxo de neutrões e matéria ejetada estão presentes. Estas condições estelares fazer o nêutron sucessiva captura muito rápido, envolvendo espécies de nêutrons muito rica que então beta-decaimento de elementos mais pesados, especialmente nos chamados pontos de espera que correspondem a nuclídeos mais estáveis com conchas fechadas de nêutrons (números mágicos).

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