原子核物理学

原子核物理学は、原子核とその構成要素および相互作用、さらに他の形態の核物質を研究する物理学の分野です。

原子核物理学は、電子を含む原子全体を研究する原子物理学と混同してはならない。

原子核物理学における発見は、原子力、核兵器、核医学および磁気共鳴画像、工業および農業の同位体、材料工学におけるイオン注入、地質学および考古学における放射性炭素年代測定など、多くの分野への応用につながっています。このような応用は、原子核工学の分野で研究されています。

素粒子物理学は原子核物理学から発展したものであり、この 2 つの分野は通常密接に関連して教えられています。原子核物理学を天体物理学に応用した原子核天体物理学は、星の内部の仕組みや化学元素の起源を説明する上で非常に重要です。

原子物理学とは異なる学問としての核物理学の歴史は、1896年にアンリ・ベクレルがウラン塩のリン光を研究しているときに放射能を発見したことから始まります。 ^{[1] [ 2] 1年後の}JJトムソンによる電子の発見^[3]は、原子が内部構造を持っていることを示唆しました。20世紀初頭に受け入れられた原子モデルは、JJトムソンの「プラムプディング」モデルであり、原子は正に帯電したボールで、その中に小さな負に帯電した電子が埋め込まれていました。

その後の数年間、放射能は、旧姓スクウォドフスカであるポーランドの物理学者マリー・キュリー、ピエール・キュリー、アーネスト・ラザフォードらによって広く研究されました。世紀の変わり目までには、物理​​学者らは原子から発せられる3種類の放射線も発見し、アルファ線、ベータ線、ガンマ線と名付けました。 1911年のオットー・ハーンと1914年のジェームズ・チャドウィックの実験により、ベータ崩壊スペクトルは離散的ではなく連続的であることが発見されました。つまり、ガンマ崩壊やアルファ崩壊で観測された離散的な量のエネルギーではなく、連続的な範囲のエネルギーで電子が原子から放出されたということです。これは当時の原子物理学にとって問題でした。なぜなら、これらの崩壊ではエネルギーが保存されないことを示しているように思われたからです。

1903 年のノーベル物理学賞は、その発見によりベクレルに、その後の放射能研究によりマリーとピエール キュリー夫妻に共同で授与されました。ラザフォードは、1908 年に「元素の崩壊と放射性物質の化学に関する研究」によりノーベル化学賞を受賞しました。

1905年、アルバート・アインシュタインは質量とエネルギーの等価性という概念を定式化しました。ベクレルとマリー・キュリーによる放射能に関する研究はこれより古いものですが、放射能のエネルギー源の説明は、原子核自体がより小さな構成要素である核子で構成されているという発見を待たなければなりませんでした。

1906年、アーネスト・ラザフォードは「ラジウムからのα粒子が物質を通過する際の遅延」を発表しました。^[4] ハンス・ガイガーは、王立協会への論文^{[5]でこの研究を拡張し、彼とラザフォードが行った、空気、アルミホイル、金箔を通過するα粒子の実験を取り上げました。1909年にはガイガーと}アーネスト・マースデンによってさらなる研究が発表され、^[6] 1910年にはガイガーによってさらに大幅に拡張された研究が発表されました。[ ^7] 1911年から1912年にかけて、ラザフォードは王立協会で実験について説明し、現在私たちが理解しているような原子核の新しい理論を提唱しました。

1909年に発表され^[8] 、最終的にラザフォードによる古典的な分析が1911年5月に発表され^{[9] [10] [11] [12]、}重要な先制実験が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・ガイガー教授^{[15]と「ハンス」・ガイガー学部長[ 14] 、および学部生のマースデン[15]は}、ラザフォードの監督の下、ガイガーとマースデンがアルファ粒子（ヘリウム4原子核^{[16] ）を}金箔の薄膜に向けて発射する実験を行った。プラムプディングモデルでは、アルファ粒子の軌道はせいぜいわずかに曲がった状態で箔から出てくると予測されていた。しかしラザフォードは、自分が観察して衝撃を受けるようなものを探すようチームに指示した。いくつかの粒子が大きな角度で散乱し、場合によっては完全に逆方向に散乱していたのだ。彼はそれをティッシュペーパーに弾丸を発射して跳ね返ることに例えた。この発見と、1911年にラザフォードがデータを分析した結果から、原子のラザフォードモデルが生まれた。このモデルでは、原子には非常に小さく高密度の核があり、その中に原子の質量のほとんどが含まれており、重い正に帯電した粒子と、電荷を均衡させるための電子が埋め込まれている（中性子は未知数だったため）という。例えば、このモデル（現代のものではない）では、窒素14は14個の陽子と7個の電子（合計21個の粒子）を持つ核で構成され、核はさらに7個の軌道電子に囲まれている。

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、恒星における核融合プロセスの発見とメカニズムを予見していた。^{[17] [18]}当時、恒星のエネルギー源は完全に謎だった。エディントンは、その源は水素がヘリウムに融合して、アインシュタインの方程式E = mc ²に従って莫大なエネルギーを放出することであると正しく推測した。当時は核融合や熱核エネルギー、さらには恒星が主に水素で構成されている（金属量を参照）という事実さえも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歩であった。

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は非常に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±のスピンを持っていることがわかっていました。+1 ⁄ 2。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、最後の奇数粒子は正味スピン1 ⁄ 2で核から出るはずであった。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た。

1932年、チャドウィックは、ヴァルター・ボーテ、ハーバート・ベッカー、イレーヌ、フレデリック・ジョリオ＝キュリーらが観測した放射線が、実は陽子とほぼ同じ質量の中性粒子によるものであることに気づき、ラザフォードからそのような粒子の必要性についての示唆を受けて、この粒子を中性子と名付けた。 ^[19]同年、ドミトリ・イヴァネンコは、原子核には電子は存在せず、陽子と中性子のみであり、中性子はスピン1 ⁄ 2粒子であると示唆し、質量が陽子によるものではないことを説明した。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、最終的に合計スピンが1になるからである。

中性子の発見により、科学者は、原子核の質量とそれを構成する陽子と中性子の質量を比較することで、各原子核が持つ結合エネルギーの割合をようやく計算できるようになりました。原子核の質量の差は、このようにして計算されました。原子核反応を測定すると、1934 年の時点で、質量とエネルギーの等価性に関するアインシュタインの計算と 1% 以内で一致することがわかりました。

アレクサンドル・プロカは、質量を持つベクトルボソン 場方程式と核力の中間子場理論を初めて開発し報告した人物である。プロカの方程式は、ノーベル賞受賞演説でその方程式に言及したヴォルフガング・パウリ^[20]にも知られており、また、湯川、ウェンツェル、竹谷、坂田、ケマー、ハイトラー、フレーリッヒにも知られており、彼らは原子核物理学における原子核理論の発展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と中性子を含むすべての核子間の力を媒介した。この力は、原子核が陽子の反発の影響下で崩壊しない理由を説明し、また、強い引力の範囲が陽子間の電磁気反発よりも限定されている理由も説明した。その後、パイ中間子が発見され、それが湯川粒子の特性を持つことが示された。

湯川の論文によって、原子の現代モデルは完成した。原子の中心には中性子と陽子の密集した球があり、大きすぎない限りは強い核力によって結合している。不安定な原子核は、エネルギーの高い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可能性がある。これらの崩壊のいずれかの後、結果として生じた原子核は励起状態のままになる可能性があり、この場合は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相互作用によって説明した）の研究により、物理学者は原子核と電子をより高いエネルギーで衝突させるようになりました。この研究は素粒子物理学の科学となり、その中でも最高傑作は強い力、弱い力、電磁力を説明する素粒子物理学の標準モデルです。

重い原子核は数百の核子を含むことができる。これは、ある程度の近似により、量子力学的システムではなく古典的システムとして扱うことができることを意味する。結果として得られる液滴モデル^[27]では、原子核は表面張力と陽子の電気的反発から生じるエネルギーを持つ。液滴モデルは、質量数に対する結合エネルギーの一般的な傾向や核分裂現象など、原子核の多くの特徴を再現することができる。

しかし、この古典的な図には量子力学的効果が重ね合わされており、これは主にマリア・ゲッパート・マイヤー^[28]とJ・ハンス・D・ジェンセン^{[29]によって開発された}原子核殻モデルを使用して記述することができます。中性子と陽子の特定の「魔法」数を持つ原子核は、殻が満たされているため特に安定しています。

中性子と陽子のペアがボソンとして相互作用する相互作用ボソンモデルなど、原子核に関する他のより複雑なモデルも提案されています。

第一原理法は、核子とそれらの相互作用から始めて、核多体問題を根本から解こうとする。^[30]

原子核物理学における現在の研究の多くは、高スピンや励起エネルギーなどの極限条件下の原子核の研究に関連している。原子核は、極端な形状（ラグビーボールや洋ナシのような形状）や、極端な中性子対陽子比を持つこともある。実験者は、加速器からのイオンビームを用いて人工的に誘発された核融合反応や核子移行反応を利用して、そのような原子核を作り出すことができる。さらに高エネルギーのビームを使用して、非常に高温で原子核を作り出すことも可能であり、これらの実験によって、通常の原子核物質から、中性子や陽子のように三重項に分離しているクォークが互いに混ざり合う、 クォーク・グルーオン・プラズマという新しい状態への相転移が生じた兆候がある。

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 つあり、合計で約 251 種類の安定核種があります。ただし、数千種類の同位体は不安定であるとされています。これらの「放射性同位体」は、1 秒の何分の 1 かから数兆年にわたる時間スケールで崩壊します。原子と中性子の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沿って位置し、谷の壁に沿って上に行くほど不安定核種が大きくなり、結合エネルギーが弱くなります。

最も安定した原子核は、中性子と陽子の組成の一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）、原子核は崩壊します。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）^[31]に変換されます。この崩壊では、窒素原子核内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、典型的には最も重い原子核で発生し、放射性元素はヘリウム原子核（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、このプロセスは、他の種類の崩壊（通常はベータ崩壊）を含むこの種のいくつかのステップを経て、安定した元素が形成されるまで継続されます。

ガンマ崩壊では、原子核はガンマ線を放出して励起状態からより低いエネルギー状態に崩壊します。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（核変換は行われません）。

他にももっと変わった崩壊が考えられます (最初のメイン記事を参照)。たとえば、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部軌道電子の 1 つが放出されることがあります。このプロセスは高速電子を生成しますが、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はありません。

核融合では、2 つの低質量の原子核が互いに非常に接近し、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、つまり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です。そのため、核融合は非常に高い温度または高圧でのみ発生します。 原子核が融合すると、大量のエネルギーが放出され、結合した原子核のエネルギー レベルが低下します。 核子あたりの結合エネルギーは、質量数とともに増加し、最大で -62 になります。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でエネルギーを得ています。 制御されていない水素のヘリウムへの融合は、熱核融合暴走として知られています。欧州共同トーラス（JET）やITERなど、さまざまな機関におけ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利用する経済的に実行可能な方法の開発です。核融合は、太陽を含むすべての恒星の中心核によって生成されるエネルギー（光やその他の電磁放射の形態を含む）の起源です。

核分裂は核融合の逆のプロセスです。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します。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ります。

アルファ崩壊のプロセスは、本質的には、特別なタイプの自発的核分裂です。アルファ粒子を構成する 4 つの粒子が互いに特に強く結合しているため、この核分裂で生成される可能性が非常に高く、非常に非対称な核分裂です。

核分裂により自由中性子を生成し、また容易に中性子を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、連鎖反応で自己発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前から化学で知られており、実際、火災や化学爆発などの多くの身近なプロセスは化学連鎖反応である。核分裂により生成された中性子を使用する核分裂または「核」連鎖反応は、原子力発電所や、第二次世界大戦の終わりに日本の広島と長崎で爆発した核爆弾などの核分裂型核爆弾のエネルギー源である。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。

中性子による連鎖反応が起こるには、特定の条件下で特定の空間に、関連する同位体の臨界質量が存在する必要があります。最小の臨界質量の条件では、放出された中性子の保存と、より大きな断面積または別の核分裂を引き起こす確率が得られるようにそれらの減速または減速が必要です。アフリカのガボンのオクロの2つの地域では、15億年以上前に天然の核分裂炉が稼働していました。 ^[32]天然ニュートリノ放出の測定により、地球の中心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実証されています。ただし、このうちのいずれかが核分裂連鎖反応によるものであるかどうかはわかっていません。^[33]

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一般的な素粒子（中性子、陽子、電子）が存在するようになった。ビッグバンで作られた最も一般的な粒子で、今日でも簡単に観察できるのは陽子と電子（同数）である。陽子は最終的に水素原子を形成する。ビッグバンで作られた中性子のほぼすべては、ビッグバン後の最初の3分間にヘリウム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）。

ヘリウム以外の比較的少量の元素（リチウム、ベリリウム、そしておそらくホウ素）は、ビッグバンで陽子と中性子が衝突したときに生成されましたが、今日見られる「より重い元素」（炭素、元素番号6、およびより大きな原子番号の元素）はすべ​​て、陽子-陽子連鎖、CNOサイクル、トリプルアルファ過程などの一連の核融合段階で恒星内部で生成されました。恒星の 進化の過程で、次第に重い元素が生成されます。

エネルギーは、鉄よりも小さな原子が関与する核融合プロセスでのみ放出される。これは、核子あたりの結合エネルギーが鉄（核子 56 個）付近でピークに達するためである。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利用される。中性子は（電荷がないため）原子核に容易に吸収される。重い元素は、遅い中性子捕獲プロセス（いわゆる s 過程）または急速な r 過程 によって生成される。s過程は、熱的に脈動する星（AGB または漸近巨星分枝星と呼ばれる）で発生し、鉛やビスマスなどの最も重い元素に達するまでに数百年から数千年かかる。r過程は、高温、高中性子束、および放出物質という必要条件が揃う超新星爆発で発生すると考えられている。これらの恒星の条件により、中性子が非常に多く含まれる種が、特に中性子殻が閉じたより安定した核種（魔法数）に対応するいわゆる待機点において、連続的な中性子捕獲が非常に速くなり、その後、より重い元素にベータ崩壊します。

• Semat, H. および Albright, John R. (1972)。 原子核物理学入門。Springer。ISBN 978-0-412-15670-0。
• Littlefield, TA および Thorley, N. (1979)原子核物理学入門Springer US ISBN 978-0-442-30190-3 .
• Belyaev, Alexander; Ross, Douglas (2021). 原子核および粒子物理学の基礎。物理学の学部テキスト。Cham: Springer International Publishing。Bibcode : 2021bnpp.book.....B。doi : 10.1007 / 978-3-030-80116-8。ISBN 978-3-030-80115-1. 2023年2月19日閲覧。
• Povh, Bogdan; Rith, Klaus; Scholz, Christoph; Zetsche, Frank; Rodejohann, Werner (2015). 粒子と核: 物理的概念への入門. 物理学大学院テキスト. ベルリン、ハイデルベルク: Springer Berlin Heidelberg. doi :10.1007/978-3-662-46321-5. ISBN 978-3-662-46320-8. 2024年5月27日閲覧。

• 核物理学のハンドブック。谷畑功、土岐宏、梶野敏隆（編）シンガポール：シュプリンガー・ネイチャー・シンガポール。 2020.土井：10.1007/978-981-15-8818-1。ISBN 9789811588181. 2023年5月31日閲覧。{{cite book}}: CS1 maint: others (link)

• コーエン、バーナード L、(1971) . 核物理学の概念、 McGraw-Hill、Inc .
• ボーア、アーゲ; モッテルソン、ベン R (1998) [1969]. 核構造: (全2巻). ワールドサイエンティフィック. doi :10.1142/3530. ISBN 978-981-02-3197-2. 2023年1月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2023年4月19日閲覧。
• Greiner, Walter; Maruhn, Joachim A. and Bromley, DA (1996) Nuclear Models. Springer ISBN 9783540591801 . * Paetz gen. Schieck, Hans (2014). Nuclear Reactions: An Introduction. Lecture Notes in Physics. Vol. 882. ベルリン、ハイデルベルク: Springer Berlin Heidelberg. doi :10.1007/978-3-642-53986-2. ISBN 978-3-642-53985-5. 2023年4月4日閲覧。

• フェルミ, E. (1950) . 核物理学. シカゴ大学出版局
• Mott, NF; Massey, HSW (1949)。原子衝突の理論。国際物理学モノグラフシリーズ (第 2 版)。オックスフォード: Calrendon Press (OUP)。
• ブラット、ジョン・M.; ワイスコフ、ビクター・F. (1979) [1952]. 理論核物理学. ニューヨーク、NY: シュプリンガー・ニューヨーク. doi :10.1007/978-1-4612-9959-2. ISBN 978-1-4612-9961-5. 2023年2月22日閲覧。
• ベーテ、ハンス A.; モリソン、フィリップ (2006) [1956].初等核理論. ミネオラ、ニューヨーク: ドーバー出版. ISBN 978-0-486-45048-3。

• アメリカ物理学会におけるアーネスト・ラザフォードの伝記 2016-07-30ウェイバックマシンにアーカイブ
• アメリカ物理学会原子核物理学部 2017-09-20ウェイバックマシンにアーカイブ
• アメリカ原子力学会 2008-12-02ウェイバックマシンにアーカイブ
• 核問題に関するアルソスデジタル図書館の核物理学に関する注釈付き書誌
• 核科学ウィキ 2013-10-21 にWayback Machineでアーカイブされました
• 核データサービス – IAEA 2021-03-18 にWayback Machineでアーカイブ
• 核物理学は2017年12月23日にWayback Machineにアーカイブされました。BBCラジオ4のジム・アル＝カリリ、ジョン・グリビン、キャサリン・サットンとの討論（In Our Time、2002年1月10日）