原子核物理学

1906年、アーネスト・ラザフォードは「物質を通過する際のラジウムからのα粒子の減速」を発表した。^{[ 4 ]}ハンス・ガイガーは、ラザフォードと共に行った実験、すなわちアルファ粒子を空気、アルミ箔、金箔に通す実験を王立協会に発表し、この研究を発展させた。 ^{[ 5 ]} 1909年にはガイガーとアーネスト・マースデンがさらに研究を発表し、^{[ 6 ]} 1910年にはガイガーがさらに大幅に発展させた研究を発表した。^{[ 7 ]} 1911年から1912年にかけて、ラザフォードは王立協会に出席し、実験について説明し、現在私たちが理解している原子核の新しい理論を提唱した。

1909 年に発表された^{[ 8 ]}最終的にラザフォードによる古典的な解析が 1911 年 5 月に発表された^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]}重要な先制実験は 1909 年にマンチェスター大学で行われた^{[ 9 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]}。アーネスト・ラザフォードの助手であるヨハネス^{[ 14 ] 「}ハンス」ガイガー教授と学部生のマースデン^{[ 15 ]は、ラザフォードの監督の下、}金箔の薄膜にアルファ粒子 (ヘリウム 4 原子核^{[ 16 ]} ) を発射する実験を行った。プラムプディングモデルは、アルファ粒子は箔から出る際に軌道がせいぜいわずかに曲がるだけだと予測していた。しかしラザフォードは、チームに、自身を驚かせるような現象を探すよう指示した。それは、いくつかの粒子が大きな角度で散乱され、場合によっては完全に逆方向に散乱されるというものだった。彼はそれを、ティッシュペーパーに弾丸を撃ち込んで跳ね返らせるようなものだと例えた。この発見と、1911年のラザフォードによるデータ分析が、ラザフォードの原子模型につながった。この模型では、原子は質量の大部分を占める非常に小さく密度の高い原子核を持ち、電荷のバランスを取るために電子が埋め込まれた重い正電荷粒子から構成されている（中性子は未知だったため）。例えば、この模型（現代の模型とは異なる）では、窒素14は14個の陽子と7個の電子（合計21個の粒子）からなる原子核と、その周りを回る7個の電子から構成されていた。

1920 年頃、アーサー・エディントンは論文「星の内部構造」の中で、星における核融合過程の発見とメカニズムを予見した。^{[ 17 ] [ 18 ]}当時、恒星のエネルギー源は全くの謎であった。エディントンは、その源が水素からヘリウムへの融合であり、アインシュタインの方程式E = mc²^に従って膨大なエネルギーを放出すると正しく推測した。当時、核融合や熱核エネルギー、さらには星が主に水素で構成されている（金属量を参照）ことさえまだ発見されていなかったため、これは特に注目すべき進展であった。

ラザフォードモデルは、1929年にカリフォルニア工科大学のフランコ・ラセッティが核スピンの研究を行うまで、かなりうまく機能していました。 1925年までに、陽子と電子はそれぞれ± + 1 / 2のスピンを持っていることが知られていました。窒素14のラザフォードモデルでは、合計21個の核粒子のうち20個がペアになって互いのスピンを打ち消し、最後の奇数粒子が正味のスピン1/2で原子核から出るはずでした。しかし、ラセッティは窒素14のスピンが1であることを発見しました。

1932年、チャドウィックは、ヴァルター・ボーテ、ヘルベルト・ベッカー、イレーヌ・ジョリオ＝キュリー、フレデリック・ジョリオ＝キュリーらが観測した放射線は、実際には陽子とほぼ同じ質量の電気的に中性の粒子によるものであることに気づき、それを中性子と名付けた（ラザフォードがそのような粒子の必要性を示唆したことを受けて）。^{[ 19 ]}同年、ドミトリ・イヴァネンコは、原子核には電子はなく、陽子と中性子のみが存在し、中性子はスピン1/2の粒子であると提唱し、陽子に起因しない質量を説明した。中性子のスピンは、窒素14のスピンの問題を即座に解決した。このモデルでは、1つの不対陽子と1つの不対中性子がそれぞれ同じ方向に1/2のスピンを寄与し、最終的な合計スピンは1となる。

中性子の発見により、科学者たちはついに、原子核の質量をそれを構成する陽子と中性子の質量と比較することで、各原子核が持つ結合エネルギーの割合を計算できるようになった。このようにして原子核の質量の差が計算された。核反応を測定したところ、1934年時点でアインシュタインが計算した質量とエネルギーの等価性と1%以内の誤差で一致することがわかった。

アレクサンドル・プロカは、質量ベクトルボソン場方程式と核力のメソン場の理論を最初に開発し報告した人物である。プロカの方程式はヴォルフガング・パウリ^{[ 20 ]}にも知られており、彼はノーベル賞受賞講演でその方程式に言及している。また、湯川、ヴェンツェル、竹谷、坂田、ケマー、ハイトラー、フローリッヒらもプロカの方程式の内容を知っており、彼らは原子核物理学における原子核の理論の開発にプロカの方程式の内容を高く評価した^{[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] 。}

1935年、湯川秀樹^{[ 26 ]}は、原子核がどのようにしてまとまっているかを説明する最初の重要な強い力の理論を提唱した。湯川相互作用では、後に中間子と呼ばれる仮想粒子が、陽子や中性子を含むすべての核子の間に力を媒介した。この力は、陽子の反発力の影響下で原子核が崩壊しない理由を説明し、また、引力的な強い力が陽子間の電磁反発力よりも範囲が狭い理由も説明した。後に、パイ中間子の発見により、それが湯川粒子の性質を持っていることが示された。

湯川氏の論文によって、原子の現代モデルが完成した。原子の中心には、中性子と陽子が密集した球体があり、大きすぎない限り強い核力によって結合している。不安定な原子核は、高エネルギーのヘリウム原子核を放出するアルファ崩壊、または電子（または陽電子）を放出するベータ崩壊を起こすことがある。これらの崩壊のいずれかの後、生成された原子核は励起状態になることがあり、この場合、高エネルギー光子を放出して基底状態に崩壊する（ガン​​マ崩壊）。

強い核力と弱い核力（後者は1934年にエンリコ・フェルミがフェルミの相互作用によって説明した）の研究は、物理学者たちが原子核と電子をより高いエネルギーで衝突させる研究へと発展した。この研究は素粒子物理学という学問分野となり、その集大成が素粒子物理学の標準模型である。標準模型は、強い力、弱い力、そして電磁力を記述するものである。

80種類の元素には、崩壊が観測されない安定同位体が少なくとも1つ存在し、安定核種は合計で約251種類に上ります。しかし、数千種類もの同位体が不安定であるとされています。これらの「放射性同位体」は、数分の1秒から数兆年という時間スケールで崩壊します。原子番号と中性子数の関数としてグラフにプロットすると、核種の結合エネルギーは「安定性の谷」と呼ばれる領域を形成します。安定核種はこのエネルギーの谷の底に位置し、不安定な核種は谷の壁に沿って、つまり結合エネルギーが弱くなるにつれて上方に位置します。

最も安定した原子核は、中性子と陽子の組成の特定の範囲またはバランス内に収まります。中性子が少なすぎたり多すぎたりすると（陽子の数に対して）、崩壊します。たとえば、ベータ崩壊では、窒素-16原子（陽子7個、中性子9個）は、生成されてから数秒以内に酸素-16原子（陽子8個、中性子8個）^{[ 30 ]}に変換されます。この崩壊では、窒素原子核の中性子が弱い相互作用によって陽子、電子、反ニュートリノに変換されます。元素は、陽子の数が異なる別の元素に変換されます。

アルファ崩壊は、通常、最も重い原子核で起こり、放射性元素がヘリウム原子核（陽子2個と中性子2個）を放出して崩壊し、別の元素とヘリウム4を生成します。多くの場合、この過程は、安定な元素が形成されるまで、他の種類の崩壊（通常はベータ崩壊）を含む、このような段階を複数回繰り返します。

ガンマ崩壊では、原子核が励起状態からより低いエネルギー状態へと、ガンマ線を放出して崩壊します。この過程で元素が別の元素に変化することはありません（核変換は起こりません）。

他にも、より特殊な崩壊が起こり得る（最初の主要記事を参照）。例えば、内部転換崩壊では、励起された原子核からのエネルギーによって、原子の内殻軌道電子の一つが放出されることがある。この過程では高速電子が生成されるが、これはベータ崩壊ではなく、（ベータ崩壊とは異なり）ある元素が別の元素に変換されることもない。

核融合では、2 つの低質量原子核が非常に接近し、強い力によって融合します。原子核を融合させるには、強い力または核力が原子核間の電気的反発力を克服するために大量のエネルギーが必要となるため、核融合は非常に高い温度または高圧でのみ起こります。原子核が融合すると、非常に大量のエネルギーが放出され、結合した原子核はより低いエネルギーレベルになります。核子あたりの結合エネルギーは、ニッケル-62 まで質量数とともに増加します。太陽のような恒星は、4 つの陽子がヘリウム原子核、2 つの陽電子、および 2 つのニュートリノに融合することによってエネルギーを得ています。水素がヘリウムに制御されずに融合することは、熱核暴走として知られています。共同欧州トーラス(JET) やITERなど、さまざまな機関で行われている現在の研究の最前線は、制御された核融合反応からのエネルギーを経済的に実行可能な方法で利用する方法の開発です。核融合は、私たちの太陽を含むすべての恒星の中心部で生成されるエネルギー（光やその他の電磁波の形を含む）の起源である。

核分裂は核融合の逆過程である。ニッケル62より重い原子核の場合、核子あたりの結合エネルギーは質量数とともに減少する。したがって、重い原子核が2つの軽い原子核に分裂すると、エネルギーが放出される可能性がある。

アルファ崩壊の過程は、本質的には特殊なタイプの自発的核分裂である。アルファ粒子を構成する4つの粒子は互いに非常に強く結合しているため、この核分裂は非常に非対称であり、核分裂においてこの原子核が生成されやすい。

自由中性子を生成し、かつ中性子を容易に吸収して核分裂を開始させる最も重い原子核のいくつかからは、連鎖反応で自己点火型の中性子開始核分裂が得られる。連鎖反応は物理学よりも先に化学で知られており、実際、火災や化学爆発など、身近な多くのプロセスは化学連鎖反応である。核分裂、すなわち「核」連鎖反応は、核分裂によって生成された中性子を利用して、原子力発電所や、第二次世界大戦末期に日本の広島と長崎で爆発したような核爆弾のエネルギー源となっている。ウランやトリウムなどの重い原子核も自発核分裂を起こすことがあるが、アルファ崩壊によって崩壊する可能性の方がはるかに高い。

中性子開始連鎖反応が起こるためには、特定の空間に特定の条件下で関連する同位体の臨界質量が存在しなければならない。最小臨界質量の条件は、放出された中性子の保存と、それらが減速または減速されて、別の核分裂を開始する断面積または確率が大きくなることを必要とする。アフリカのガボン、オクロの2つの地域では、 15億年以上前に天然の核分裂炉が活動していた。 ^{[ 31 ]}天然ニュートリノ放出の測定により、地球の核から放出される熱の約半分が放射性崩壊によるものであることが示されている。しかし、これが核分裂連鎖反応によるものかどうかはわかっていない。^{[ 32 ]}

この理論によれば、ビッグバン後に宇宙が冷えるにつれて、私たちが知っているような一般的な素粒子（中性子、陽子、電子）が存在することが可能になった。ビッグバンで生成され、今日でも容易に観測できる最も一般的な粒子は陽子と電子（同数）である。陽子はやがて水素原子を形成する。ビッグバンで生成された中性子のほぼすべては、ビッグバン後最初の3分以内にヘリウム4に吸収され、このヘリウムが今日の宇宙のヘリウムの大部分を占めている（ビッグバン元素合成を参照）。

ヘリウムより重い元素（リチウム、ベリリウム、そしておそらくホウ素）は、陽子と中性子が衝突したビッグバンで比較的少量生成されましたが、今日見られる「より重い元素」（炭素、原子番号6の元素、および原子番号の大きい元素）はすべ​​て、陽子-陽子連鎖反応、CNOサイクル、トリプルアルファ反応などの一連の核融合段階中に恒星内部で生成されました。恒星の進化の過程で、より重い元素が徐々に生成されていきます。

核融合反応では、鉄よりも小さい原子が関与する場合にのみエネルギーが放出されます。これは、核子あたりの結合エネルギーが鉄（56個の核子）付近で最大になるためです。核融合によってより重い原子核を生成するにはエネルギーが必要なため、自然界では中性子捕獲のプロセスが用いられます。中性子は（電荷を持たないため）原子核に容易に吸収されます。重元素は、遅い中性子捕獲プロセス（いわゆるsプロセス）または速いrプロセスのいずれかによって生成されます。sプロセスは、熱的に脈動する恒星（漸近巨星分枝星、AGBと呼ばれる）で発生し、鉛やビスマスといった最も重い元素に到達するまでに数百年から数千年かかります。rプロセスは、高温、高中性子束、放出物質といった必要な条件を提供する超新星爆発で発生すると考えられています。こうした恒星の条件により、連続的な中性子捕獲が非常に速く起こり、中性子を非常に多く含む核種が関与し、その後ベータ崩壊してより重い元素になる。特に、閉じた中性子殻（魔法数）を持つより安定な核種に対応するいわゆる待機点において、この現象が顕著になる。

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