核 物理學 分野는 原子 物理學 分野와는 다른 分野이다. 核 物理學의 歷史는 1896年 우라늄炎에서 燐光 現象 ^[1] 을 硏究하던 앙리 베크렐이 放射線의 發見하면서 始作된다. ^[2] 톰슨 에 依한 電子 의 發見은 原子가 內部 構造를 가진다는 것을 의미했다. 20世紀의 轉換點에서 採擇된 原子의 模型은 톰슨의 原子 模型 이었다. 그 原子는 陽電荷를 띄며 陰電荷를 가진 電子를 包含한다. 轉換點에서 物理學者들은 또한 原子로부터 發散하는 세 種類의 放射線 을 發見해냈다. 그것들은 各各 알파선, 베타선, 감마선으로 命名되었다. 오토 한 의 1911年 實驗과 1914年에 제임스 채드윅 에 依해서 베타 崩壞 스펙트럼이 分離 되지 않고 連續的이라는 事實을 發見해냈다. 卽 감마선과 알파선 崩壞에서 觀測되는 分離된 에너지로 보다는 電子는 原子爐부터 특정한 範圍의 에너지로 放出된다. 이 事實은 에너지 保存 法則이 成立하지 않았기 때문에 그 當時 核 物理學界에서 問題였다.

1905年에 아인슈타인은 質量 에너지 等價性을 公式化시켰다. 앙리 베크렐 과 마리 퀴리 에 依한 放射線 硏究가 먼저 있었지만 放射線 에너지의 源泉에 對한 說明은 核 自身이 더 작은 構成要素인 核子로 構成되어있다는 發見을 기다려야만 했다.

러더퍼드의 팀의 核 發見 編輯

1907年에 어니스트 러더퍼드 는 "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter" ^[3] 을 編纂했다. 한스 가이거 는 王立 協會에서 러더퍼드와 함께 알파 粒子가 空氣, 알루미늄 호일과 金箔을 통과시키는 實驗으로 이 硏究를 擴張시켰다. ^[4] 더 많은 硏究가 1909年에 한스 가이거와 어니스트 마르스덴에 依해 編纂되었다. ^[5] 그리고 더욱 크게 擴張된 硏究가 1910年에 가이거에 依해 編纂되었다. ^[6] 1911~1912年에 러더퍼드는 한 實驗을 說明하기 위해 王立協會에 갔다. 그리고 우리가 只今 理解하고 있는 새로운 原子 核 理論을 提出했다.

이 發表에 있어서 重要한 實驗이 1910年 멘체스터 大學에서 施行되었다. 러더퍼드의 팀이 놀라운 가이거-마르스덴 實驗을 한 것이다. 이 實驗은 한스 가이거와 어니스트 마르스덴이 러더퍼드의 監督 아래에서 알파 粒子(헬륨 原子核)을 얇은 金箔에 쏘아준 實驗이었다. 톰슨의 原子 模型은 알파 粒子의 軌跡이 아주 若干 빗겨나가며 琴朴에서 나와야한다고 豫測했다. 러더퍼드는 衝擊 받을 만한 것을 그의 팀이 實際로 觀測하여 찾도록 시켰다. 若干의 粒子는 큰 角度로 産卵되었다. 甚至於는 完全히 反對인 것도 있었다. 그는 이 實驗을 티슈 페이퍼에 銃알을 쏘아서 튕겨 돌아오는 것에 比喩했다. 1911年에 러더포드 데이터의 解釋에서 始作된 그 發見은 마침내 러더퍼드 原子 模型 을 탄생시켰다. 그 原子는 아주 작고 原子의 大部分의 質量을 가진 密集된 核이다. 그리고 殿下의 均衡을 맞추기 위해 끼워진 電子를 가지며 陽電荷의 粒子로 構成되어있다. 例를 들어 이 모델에서, 窒素 14N는 14個의 陽性子와 7個의 電子를 가진 核으로 構成되었다. 그리고 核은 7個의 軌道를 도는 또 다른 電子에 依해 둘러싸여져있다.

核 스핀이 프란코 라세티에 依해 發見되기 前 까진 러더포드 모델이 主로 使用되었다. 1929年에 캘리포니아 工科 大學校에서 1925年까지는 陽性子와 電子는 1/2의 스핀을 가진다고 알려졌고 窒素 14N의 러더퍼드 模型에서, 21個의 核 粒子 中 20個는 서로 다른 것들의 스핀을 相殺하기 위해서 짝지어져야했다. 그리고 마지막 홀數의 粒子는 1/2의 純粹한 回轉의 狀態여야만 했다. 그러나 라세티는 窒素14N는 1의 스핀을 가졌다는 것을 알아냈다.

채드윅이 中性子 發見 編輯

1932年에 제임스 채드윅 (Sir James Chadwick)과 발터 보테 (Walther Bothe)와 Herbert Becker, 이렌 졸리오퀴리 (Irene Joliot-Curie), 프레데리크 졸리오퀴리 (Jean Frederic Joliot-Curie)에 依해 觀測되었다는 放射線이 事實은 陽性子와 거의 같은 質量을 가진 中性의 粒子에 依한 것임을 깨달았다. 그것은 中性子 라고 命名되었다. 같은 해에 러시아의 理論物理學者人 이바넨코는 中性子들이 事實 1/2 粒子의 스핀이고 核은 中性子를 包含한다고 主張했다. 陽性子에 依한 質量이 아님을 說明하기 위해서 그리고 中性子와 陽性子에는 電子가 없다고 主張했다. 中性子의 스핀은 卽時 窒素 14N의 스핀 問題를 解決했다. 이 모델에서 한 짝지어지지 않은 陽性子와 한 짝지어지지 않은 中性子 各各이 같은 方向으로 1/2의 스핀을 했고 全體 스핀이 1이 되었다.

中性子의 發見으로 科學者들은 마침내 各 核이 가진 結合 에너지 의 部分을 計算 할 수 있게 되었다. 그것을 構成한 陽性子와 中性子를 利用해서. 이 方法으로 計算된 核質量과 核 反應이 測定되었을 때의 差異點은 아인슈타인의 質量 에너지 等價와 誤差 1퍼센트 以內의 높은 正確性으로 一致하였다.

유카와의 中間者 (核을 結合시킨다고 家庭) 編輯

1935年 유카와 히데키 는 核이 서로를 어떻게 끌어당기는지 說明하기 위해 처음으로 强한 相互作用 에 關한 重要한 理論을 提案했다. 유카와 相互 作用에서, 나중에 中間子라고 불린 假想의 粒子는 中性子와 陽性子를 包含하는 모든 核子 사이에서 힘을 仲介한다. 이 힘이 왜 核들이 陽性子의 電氣的 反撥에 依해 分離되지 않는지를 說明한다. 그리고 또한 왜 陽性子間에서 剛한 相互作用力이 電磁氣 相互作用力보다 더 制限된 範圍를 가지는 것을 說明 해준다. 나중에 中間者 中의 하나인 파이온 의 發見이 유카와의 粒子의 性質을 가진다는 것을 보여줬다.

유카와의 論文에서, 原子의 현대 모델은 完璧했다. 原子의 中心에는 强力에 依해 묶인 中性子 와 陽性子 의 단단한 句體가 있다. 너무 크거나 陽性子와 中性子의 個數의 비가 不安定 하다면 核은 崩壞하려 한다. 不安定한 核은 3가지의 崩壞方法 使用하여 安定된 狀態로 移動한다. 陽性子2個와 中性子2個의 짝인 헬륨原子核을 放出하는 알파 崩壞 를 하거나, 또는 核에 있는 陽性子를 中性子로 轉換 하거나 中性子를 陽性子로 轉換하는 베타 崩壞 를 한다. 또한 特定 核種들의 境遇 粒子線을 排出하는 境遇가 아닌 감마선 을 放出하여 安定된 狀態로 가려하는 감마 崩壞 現象이 나타난다.

强한 相互作用과 弱한 相互作用 의 理解를 위한 硏究에서 物理學者들은 核과 電子를 아주 높은 에너지에서 衝突시켰다. 이 硏究는 略歷, 强力, 電磁氣力을 說明하는 標準 模型의 크라운 쥬웰인 素粒子 物理學이 되었다.

重核子는 數百 個의 核子를 가질 수 있다. 推測해보면, 兩者 力學 보단 뉴턴 力學으로써 看做 될 수 있다. 물방울 模型에서, 核은 表面 張力과 陽性子의 電氣的 反撥으로부터 部分的으로 增加하는 에너지를 가지고 있다. 물방울 模型은 核 分裂의 現象뿐만 아니라 質量數와 關聯된 一般的인 結合 에너지의 傾向을 包含하여 核의 여러 特徵들을 說明할 수 있다.

그러나 兩者 力學 效果는 이 古典的인 그림에 重疊 되어 있다. 그것은 마리아 메이어의 큰 部分이 發達된 核 껍질 모델을 使用함으로써 說明되었다. 中性子와 陽性子의 특정한 數字를 가진 核은 그들의 껍질이 채워져 있기 때문에 特히 더 安定하다.

다른 더 精巧한 核 모델도 提案되었다. 例를 들면, 電子의 쿠퍼 雙과 類似하게 中性子와 陽性子의 雙이 보손처럼 相互作用 한다는 相互 作用 保存 모델이 있다.

核 物理學에서 現在 硏究의 많은 部分은 極限 狀況에서의 核의 硏究와 關聯이 있다. 例를 들면 들뜸 에너지와 높은 回轉이 있다. 核은 또한 럭비 功過 비슷한 極端的인 模樣과 中性子-陽性子 比率을 가질 수 있다. 硏究者들은 이온 빔을 粒子 加速器에서 使用하여 人工的으로 誘導된 分裂 또는 核者 變換 反應으로 그러한 核을 만들어 낼 수 있다.

훨씬 더 높은 에너지를 가진 빔은 아주 높은 溫度에서 核을 만드는데 使用될 수 있다. 그리고 이 實驗이 보통의 核 物質로부터 相轉移와 새로운 狀態인 쿼크-글루온 플라즈마 狀態를 만들었다는 證據가 있다. 거기서 쿼크들은 中性子와 陽性子에 있는 것처럼 세 個로 分離되는 것 보다는 다른 것과 섞이게 된다.

核 崩壞 編輯

80個의 元素는 絶對로 崩壞한다고 觀測되지 않는 적어도 하나의 安定한 同位元素를 가지고 있다. 그 數는 全體 約 254個이다. 하지만 數 千 個의 同位元素들은 不安定한 特徵을 가지고 있다. 이 放射性 同位元素는 數千分의 1秒에서 몇 週, 몇 年, 數 百 萬年 或은 數 億 年에 걸쳐 崩壞된다. 核의 安定性은 그것이 中性子와 陽性子 比率이 특정한 比率에 있을 때 가장 安定하다. 너무 적거나 너무 많은 中性子는 오히려 原子를 붕괴시킬 수 있다. 例를 들어 베타 崩壞에서 窒素16N 原子 (7個의 陽性子와 9個의 中性子)는 生成된지 數 秒만에 酸素16N으로 바뀐다. (8中性子와 8陽性子). 이 崩壞에서 窒素 核 안에 있는 中性子는 陽性子, 電子와 反中性微子로 弱한 相互作用에 依해 轉換된다. 元素는 새로 生成된 陽性子를 얻음으로써 다른 元素로 變形된다.

알파 崩壞에서 放射性 元素는 헬륨 原子核(2陽性子와 2中性子)를 放出함으로써 崩壞한다. 많은 境遇에 이 過程은 다른 타입의 崩壞를 包含하여 安定한 元素가 生成 될 때까지 이러한 種類의 몇몇의 過程을 거쳐서 進行된다.

감마 崩壞에서, 들뜬 狀態에서 더 낮은 에너지 狀態로 감마선을 放出함으로써 核은 崩壞한다. 元素는 감마 崩壞 過程에서 다른 元素로 바뀌지 않는다( 核 變換 過程이 包含되어있지 않다)

더 많은 다른 崩壞도 可能하다. 例를 들어 內部 轉換 崩壞에서 들뜬 狀態의 核에서 나오는 에너지는 軌道 안쪽의 電子를 原子로부터 떼어내는데 使用될 수 있다. 그 過程에서 베타 崩壞와는 달리 높은 速度의 電子를 生産한다. 또한 베타 崩壞와는 달리 한 元素가 다른 것으로 바뀌지는 않는다.

核 融合 過程에서, 두 個의 낮은 質量의 核은 서로 아주 가깝게 接觸하게 된다. 그리고 剛力이 이 둘을 融合시킨다. 이 때 두 核 사이의 反撥力을 이겨내기 위해서 큰 에너지를 必要로 한다. 그리하여 核 融合은 오직 아주 높은 溫度나 높은 壓力에서만 일어날 수 있다. 過程이 一旦 繼續되기만 하면, 큰 量의 에너지는 放出되고 結合된 核은 더 낮은 에너지 準位를 가지게 된다. 核子 黨 結合 에너지는 質量數가 올라감에 따라 增加한다. (니켈62N까지)

太陽 같은 恒星은 4個의 陽性子가 헬륨 核으로 되는 融合 過程을 통해 에너지를 供給받는다. 水素가 헬륨으로 될 때 統制 되지 않는 核融合은 熱核 暴走라고 알려져 있다. 自然的인 核 融合의 起源은 太陽을 包含한 모든 恒星들의 核에서 生成되는 에너지와 빛이다.

核 分裂 編輯

核分裂은 核融合 過程의 反對이다. 核이 니켈62N보다 무겁다면 核者 黨 結合 에너지는 質量數가 올라감에 따라 減少한다. 그리하여 무거운 核이 두 個의 더 가벼운 것들로 分裂 될 때 에너지가 放出되는 것이 可能하다.

알파 崩壞의 過程은 本質的으로 自發的인 核分裂의 특별한 境遇이다. 이 分裂 過程은 아주 不均衡하다. 왜냐하면 알파 粒子를 構成하는 네 個의 粒子는 特히 서로에 束縛되어 있기 때문에 核 分裂中인 이 核의 生産 確率을 높게 만든다. 分裂 過程 中에 中性子를 生産하며 核分裂을 始作하기 위해서 쉽게 中性子를 吸收하는 特定한 가장 무거운 核들에서는 스스로 불을 붙이는 中性子 始作 分裂이 일어난다. 이는 所謂 連鎖 反應 이라고 불린다. 連鎖 反應은 物理에서 보다 化學에서 먼저 알려졌다. 그리고 事實 우리에게 많은 親近한 過程들인 不過 化學 爆發等은 化學的 連鎖 反應이다. 分裂에서 生成된 中性子를 使用하는 核 連鎖 反應은 核 發電所와 分列 타입의 核 爆彈의 에너지의 源泉이다. 우라늄과 토륨과 같은 무거운 核들은 또한 自發的인 分裂過程을 겪을 수 있다 그러나 自發的인 分裂 過程 보다는 알파 崩壞를 겪을 可能性이 훨씬 더 높다.

中性子 始作 連鎖 反應이 일어나기 위해서 특정한 條件 , 특정한 空間에 存在하는 元素의 臨界 質量 이 있어야 한다. 가장 작은 臨界 質量의 條件은 放出 中性子와 中性子 減速材의 保存이다. 그래서 더 큰 中性子 斷面的 또는 다른 分裂을 始作하는 可能性이 있다. 아프리카의 가봉에서, 自然的인 核 分裂 原子爐가 150萬年 前부터 稼動 中이었다. ^[7] 自然的인 中性子 放出의 測定이 地球 코어로부터 發生하는 熱意 거의 折半이 放射性 崩壞로부터 온다는 事實을 立證했다. 그러나 이러한 結果가 核 分裂 連鎖 反應으로부터 온지 아닌지는 알려져 있지 않다. ^{[ 出處 必要 ]}

무거운 元素의 生産(原子 番號 5보다 큼) 編輯

빅뱅 後에 宇宙가 冷却 되었다는 理論에 따르면, 結局 요즘 흔한 아원자 粒子들(中性子 陽性子와 電子)가 存在하는 것이 可能해졌다. 아직까지 쉽게 觀測可能하고 가장 흔한 粒子 빅뱅에서 生産된 것은 陽性子와 電子이다.(같은 數이다) 陽性子는 結局에 水素 原子核을 形成한다. 빅뱅 後 첫 3分 만에 빅뱅에서 生産된 거의 모든 中性子는 헬륨4N에 吸收된다. 그리고 이 헬륨은 오늘날 宇宙에서 發見되는 大部分의 헬륨의 理由를 說明해준다.

中性子와 陽性子가 서로에게 衝突하면서 (리튬, 베릴륨, 그리고 아마 若干의 보론)이 生成되었다. 그러나 모든 “더 무거운 元素” (元素 番號 6以上)은 一連의 融合 過程을 거쳐서 별 內部에서 生成되었다. 例를 들어 陽性子-陽性子 連鎖反應, CNO 사이클 그리고 triple-alpha process 같은 것에서, 漸漸 더 무거운 元素들이 별의 進化 過程에서 生成되었다.

核子 黨 結合 에너지가 鐵 附近에서 最高値를 찍기 때문에 이 地點 아래에서 일어나는 核 分裂 過程에서 에너지가 放出된다. 核 融合에 依한 더 무거운 核의 生成이 에너지를 必要로 하기 때문에 自然에서는 中性子 捕獲 過程이 일어난다. 中性子는 電荷의 不足 때문에 쉽게 核에 依해 吸收될 수 있다. 무거운 元素는 느린 中性子 捕獲 過程(所謂 s 過程이라고 불린다) 또는 빠른 中性子 捕獲 過程 (r 過程이라고 불린다) 둘中 하나에 依해 生成된다. s 過程은 덥고 고동치는 恒星에서 일어난다. (AGB 또는 asymptotic giant branch stars 라고 불림) 그리고 가장 무거운 元素인 납과 비스무트에 到達하는데까지 數百~ 數 千年이 걸린다. r課程은 超新星 暴發에서 生成된다. 왜냐하면 超新星 暴發에서 높은 溫度와 높은 中性子 流入이 있고 放出되는 物質의 狀態가 存在하기 때문이다. 이러한 恒星의 狀態는 連續的인 中性子 捕獲을 아주 빠르게 만들어준다.

• 核化學

• Nuclear Physics by Irving Kaplan 2nd edition, 1962 Addison-Wesley
• General Chemistry by Linus Pauling 1970 Dover Pub. ISBN  0-486-65622-5
• Introductory Nuclear Physics by Kenneth S. Krane Pub. Wiley
• N.D. Cook (2010). 《Models of the Atomic Nucleus》 2板. Springer . xvi & 324쪽. ISBN  978-3-642-14736-4 . 2012年 4月 22日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2014年 3月 25日에 確認함 .  
• Ahmad, D.Sc., Ishfaq ; American Institute of Physics (1996). 《Physics of particles and nuclei》. 1-3 27 3板. University of California: American Institute of Physics Press. 209쪽.   더 以上 支援되지 않는 變數를 使用함 ( 도움말 )

• (英語) American Physical Society Division of Nuclear Physics
• (英語) American Nuclear Society
• (英語) Boiling Water Reactor Plant, BWR Simulator Program
• (英語) Annotated bibliography on nuclear physics from the Alsos Digital Library for Nuclear Issues
• (英語) Nucleonica ..web driven nuclear science
• (英語) Nuclear science wiki
• (英語) Nuclear Data Services - IAEA