Física nuclear - Nuclear physics


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A física nuclear é o campo da física que estuda os núcleos atômicos e seus constituintes e interações. Outras formas de matéria nuclear também são estudadas. A física nuclear não deve ser confundida com a física atômica , que estuda o átomo como um todo, incluindo seus elétrons .

Descobertas na física nuclear levaram a aplicações em muitos campos. Isto inclui a energia nuclear , armas nucleares , medicina nuclear e ressonância magnética , os isótopos industriais e agrícolas, implantação de íons em engenharia de materiais , e datação por radiocarbono em geologia e arqueologia . Tais aplicações são estudadas no campo da engenharia nuclear .

Física de partículas evoluiu a partir de física nuclear e os dois campos são normalmente ensinadas em estreita associação. Astrofísica nuclear , a aplicação da física nuclear para a astrofísica , é crucial para explicar o funcionamento interno de estrelas e a origem dos elementos químicos .

História

Desde 1920 câmaras nuvem desempenhou um papel importante de detectores de partículas e, eventualmente, levar à descoberta de positrões , múon e kaon .

A história da física nuclear como uma disciplina distinta da física atômica começa com a descoberta da radioatividade por Henri Becquerel em 1896, ao investigar 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. No início do século 20, o modelo aceite do átomo era de JJ Thomson modelo de "pudim de ameixa" em que o átomo era uma bola carregada positivamente com menores elétrons carregados negativamente incorporados no seu interior.

Nos anos que se seguiram, a radioactividade foi amplamente investigada, nomeadamente por Marie e Pierre Curie , bem como por Ernest Rutherford e seus colaboradores. Por sua vez, a dos físicos do século também descobriram três tipos de radiação que emana a partir de átomos, que deram o nome de alfa , beta , e gama de radiação. Experimentos de Otto Hahn em 1911 e por James Chadwick em 1914 descobriu que o decaimento beta espectro foi contínua em vez de discreta. Isto é, os electrões foram ejectado a partir do átomo com uma faixa contínua de energias, em vez das quantidades discretas de energia que foram observados na gama e alfa decai. Este era um problema para a física nuclear no momento, porque ele parecia indicar que a energia não foi conservado nestes decaimentos.

1903 Prêmio Nobel de Física foi atribuído conjuntamente a Becquerel por sua descoberta e Marie e Pierre Curie para a sua investigação posterior em radioatividade. Rutherford foi agraciado com o Prêmio Nobel de Química em 1908 por seus "investigações sobre a desintegração dos elementos ea química das substâncias radioactivas".

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 origem da energia de radioatividade teria que esperar para a descoberta de que o próprio núcleo era composto de constituintes menores, os núcleos .

A equipe de Rutherford descobre o núcleo

Em 1906, Ernest Rutherford publicou "Retardo da partícula α de Radium, de passagem, através da matéria." Hans Geiger ampliou esse trabalho em uma comunicação ao Royal Society com as experiências que ele e Rutherford tinha feito, passando partículas alfa através do ar, folha de alumínio e folha de ouro. Mais trabalho foi publicado em 1909 por Geiger e Ernest Marsden , eo trabalho ainda bastante expandido foi publicado em 1910 por Geiger. Em 1911-1912 Rutherford foi antes da Royal Society de explicar as experiências e propor a nova teoria do núcleo atômico como agora entendo.

O experimento chave por trás deste anúncio foi realizado em 1910 na Universidade de Manchester : Equipe de Ernest Rutherford realizou um notável experiência em que Geiger e Marsden sob a supervisão de Rutherford disparou partículas alfa ( hélio núcleos) em uma fina película de ouro folha. O modelo pudim de ameixa previu que as partículas alfa deve sair da folha com as suas trajectórias de ser, no máximo, ligeiramente dobrados. Mas Rutherford instruiu sua equipe a olhar para algo que chocou a observar: algumas partículas foram espalhados através de ângulos grandes, mesmo completamente para trás em alguns casos. Ele comparou a disparar uma bala no lenço de papel e tê-lo saltar fora. A descoberta, com a análise dos dados em 1911 de Rutherford, conduziu ao modelo de Rutherford do átomo, em que o átomo tinha um núcleo muito pequenas, muito densa contendo a maior parte da sua massa, e que consiste de partículas carregadas positivamente pesados com electrões incorporados em a fim de equilibrar a carga (desde o nêutron era desconhecida). Como um exemplo, neste modelo (que não é a um moderno) de azoto-14 consistiu de um núcleo com 14 protões e 7 electrões (21) partículas totais e o núcleo foi rodeado por 7 electrões mais em órbita.

Por volta de 1920, Arthur Eddington antecipou a descoberta e mecanismo de fusão nuclear processos em estrelas , em seu artigo A Constituição Interna das Estrelas . Naquele tempo, a fonte de energia estelar era um completo mistério; Eddington correctamente especulado que a fonte era de fusão de hidrogénio em hélio, libertando enorme de energia de acordo com a equao de Einstein E = mc 2 . Este foi um desenvolvimento particularmente notável já que nessa energia de fusão tempo e termonuclear, e mesmo que as estrelas são em grande parte composta de hidrogênio (ver metalicidade ), ainda não tinha sido descoberto.

O modelo de Rutherford funcionou muito bem até que estudos de spin nuclear foram realizados por Franco Rasetti no Instituto de Tecnologia da Califórnia em 1929. Em 1925 era sabido que prótons e elétrons cada tinha uma rotação de +/- 1 / 2 . No modelo de Rutherford de azoto-14, 20 do total de 21 partículas nucleares deve ter emparelhado para cancelar a rotação do outro, e a partícula estranha final deve ter deixado o núcleo com um spin líquido de 1 / 2 . Rasetti descoberto, no entanto, esse azoto-14 teve uma rotação de 1.

James Chadwick descobre o nêutron

Em 1932 Chadwick percebeu que a radiação que tinha sido observado pelos Walther Bothe , Herbert Becker , Irene e Frédéric Joliot-Curie foi, na verdade, devido a uma partícula neutro de aproximadamente a mesma massa, como o protão, que chamou a neutrões (sequência de uma sugestão de Rutherford sobre a necessidade de uma partícula tal). No mesmo ano, Dmitri Ivanenko sugeriu que não havia elétrons no núcleo - apenas prótons e nêutrons - e que nêutrons eram rotação 1 / 2 partículas que explicaram a massa não devido a prótons. A rotação de neutrões imediatamente resolvido o problema da rotação de azoto-14, como a um protão desemparelhado e um neutrão não emparelhado neste modelo cada contribuiu com uma rotação de 1 / 2 na mesma direcção, dando uma rotação total final de 1.

Com a descoberta do nêutron, os cientistas poderiam, finalmente, calcular qual é a fração de energia de ligação cada núcleo tinha, comparando a massa nuclear com a dos prótons e nêutrons que compunham. As diferenças entre as massas nucleares foram calculados desta forma. Quando reações nucleares foram medidos, estes foram encontrados para concordar com o cálculo da equivalência de massa e energia de Einstein dentro de 1% a partir de 1934.

equações de campo enorme de Higgs vector de proca

Alexandru Proca foi o primeiro a desenvolver e relatar os vector maciças boson equações de campo e uma teoria da mesonic campo de forças nucleares . Equações de proca eram conhecidos por 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 apreciado o conteúdo das equações de proca para o desenvolvimento de uma teoria do atômica núcleos em Física Nuclear.

mesões de Yukawa postulada para se ligar núcleos

Em 1935 Hideki Yukawa propôs a primeira teoria significativa da força forte para explicar como o núcleo mantém juntos. No interacção Yukawa uma partícula virtual , mais tarde denominado um mesões , mediada por uma força entre todos os núcleos, incluindo protões e neutrões. Esta força explicou por que os núcleos não se desintegram sob a influência de repulsão próton, 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 do 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 energético de hélio, ou de decaimento beta, em que se ejectar um electrão (ou de positrões ). Após um destes decaimentos o núcleo resultante pode ser deixado num estado animado, e neste caso ele decai para o estado fundamental, emitindo fotões de alta energia (decaimento gama).

O estudo das forças nucleares fortes e fracos (o último explicado por Enrico Fermi via interacção de Fermi em 1934) levou físicos para colidir núcleos e os electrões a energias cada vez mais elevados. 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 moderna

Um núcleo pesado pode conter centenas de núcleos . Isto significa que com alguma aproximação que pode ser tratada como um sistema clássico , em vez de um quantum-mecânica um. No resultante modelo líquido-gota , o núcleo tem uma energia que surge, em parte, a partir da tensão superficial e, em parte, a partir de repulsão eléctrica dos protões. O modelo líquido-drop é capaz de reproduzir muitas características de núcleos, incluindo a tendência geral de energia de ligação em relação ao número de massa, assim como o fenômeno da fissão nuclear .

Sobreposta a esta imagem clássica, contudo, são efeitos de mecânica quântica, as quais podem ser descritas usando o modelo de concha nuclear , desenvolvido em grande parte por Maria Goeppert Mayer e J. D. Hans Jensen . Núcleos com determinados números de neutrões e protões (os números mágicas 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126, ...) são particularmente estáveis, porque as suas conchas são cheias.

Outros modelos mais complicados para o núcleo também têm sido propostos, tais como o modelo de Higgs interagindo , em que pares de neutrões e protões interagir como bosões , analogamente ao pares de Cooper de electrões.

Ab initio métodos tentar resolver o problema de muitos corpos nuclear a partir do zero, a partir dos núcleos e suas interações.

Grande parte da pesquisa atual em física nuclear relaciona-se com o estudo de núcleos em condições extremas, como a alta rotação e energia de excitação. Os núcleos também podem ter formas extremas (semelhante ao de bolas de rugby ou mesmo peras ) ou relações extremas de neutrões-a-protão. Os experimentadores pode criar tais núcleos utilizando reacções de fusão ou de transferência nucleão induzidas artificialmente, utilizando feixes de iões a partir de um acelerador . Vigas com energias ainda mais altas podem ser usadas para criar núcleos a temperaturas muito elevadas, e existem indícios de que estas experiências produziram uma transição de fase a partir de matéria nuclear normal a um novo estado, o plasma quark-gluão , em que os quark se misturam com um outra, em vez de ser segregados em trigêmeos como eles estão em prótons e nêutrons.

decaimento nuclear

Oitenta elementos tem pelo menos um isótopo estável , que nunca é observada a decomposição, perfazendo um total de cerca de 254 isótopos estáveis. No entanto, milhares de isótopos têm sido caracterizadas como instáveis. Estes "radioisótopos" deterioração ao longo do tempo escalas que vão desde fracções de segundo para triliões de anos. Traçados num gráfico como uma função de número atómico e de neutrões, a energia de ligação dos nuclídeos forma o que é conhecido como o vale de estabilidade . Nuclides estáveis mentir ao longo do fundo do vale de energia, enquanto nuclides cada vez mais instáveis encontram-se as paredes vale, ou seja, tem energia de ligação mais fraca.

Os núcleos mais estáveis cair dentro de certas gamas de composição ou saldos de neutrões e protões: muito poucos ou demasiados neutrões (em relação ao número de protões) fará com que ele decai. Por exemplo, no decaimento beta um azoto átomo de -16 (7 protões, neutrões 9) é convertido a um oxigénio -16 átomo (8 protões, neutrões 8) dentro de alguns segundos depois de ser criado. Neste decaimento um neutrões no núcleo de azoto é convertido pela interacção fraca em um protão, um electrão e um antineutrino . O elemento é transmutado para outro elemento, com um número diferente de protões.

Em decaimento alfa (que, tipicamente, ocorre em núcleos mais pesadas) do elemento radioactivo decai emitindo um núcleo de hélio (2 protões e 2 neutrões), 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 (geralmente de decaimento beta) até que um elemento estável está formado.

Em decaimento gama , um núcleo decai de um estado animado para um estado de energia mais baixo, através da emissão de um raio gama . O elemento não é alterada para outro elemento no processo (sem transmutação está envolvido).

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

Fusão nuclear

Na fusão nuclear , dois núcleos de baixa massa entram em contacto muito próximo uns com os outros, de modo que a força forte funde-los. Ela exige uma grande quantidade de energia para os fortes ou forças nucleares para superar a repulsão elétrica entre os núcleos, a fim de fundi-las; Por conseguinte, a fusão nuclear só pode ter lugar a temperaturas muito elevadas ou altas pressões. Quando fusível núcleos, uma muito grande quantidade de energia é libertada e o núcleo combinado assume um nível de energia mais baixo. A energia de ligação por nucleônicas aumenta com o número de massa até níquel -62. Estrelas como o Sol são alimentados pela fusão de quatro protões em um núcleo de hélio, dois positrões e duas neutrinos . A fusão descontrolada de hidrogénio em hélio é conhecido como fugitivo termonuclear. Um fronteira na investigação actual em diversas instituições, por exemplo, o toro Comum Europeia (JET) e o ITER , é o desenvolvimento de um método economicamente viável de utilização de energia a partir de uma reacção de fusão controlada. A fusão nuclear é a origem da energia (incluindo na forma de luz e outra radiação eletromagnética), produzido pelo núcleo de todas as estrelas, incluindo o nosso próprio Sun.

Ficão nuclear

Fissão nuclear é o processo inverso ao de fusão. Para núcleos mais pesados do que o níquel-62 a energia de ligação por núcleo 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 . É 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.

A partir de alguns dos núcleos mais pesados cuja cisão produz neutrões livres, e que também facilmente absorver neutrões para iniciar a fissão, um tipo de auto-ignição de fissão iniciou-neutrões pode ser obtido, numa reacção em cadeia . Reacções em cadeia eram conhecidos em química física antes, e, de facto, muitos processos conhecidos, como incêndios e explosões químicas são reacções em cadeia químicos. A fissão ou "nuclear" reação em cadeia , usando nêutrons produzidos à cisão, é a fonte de energia para a energia nuclear plantas e bombas nucleares de tipo fissão, como os detonada em Hiroshima e Nagasaki , no Japão, no final da II Guerra Mundial . Núcleos pesados, tais como urânio e tório pode também sofrer cisão espontânea , mas são muito mais propensos a sofrer decaimento por decaimento alfa.

Para uma reacção em cadeia iniciada pelo neutrões para ocorrer, deve haver uma massa crítica do isótopo relevante presente num determinado espaço sob certas condições. As condições para a massa crítica menor exigem a conservação dos neutrões emitidos e também a sua lentidão ou moderação de modo que há uma maior secção transversal ou probabilidade de lhes dar início a outro fissão. Em duas regiões do Oklo , no Gabão, África, reatores naturais de fissão nuclear estavam ativos mais de 1,5 bilhões de anos atrás. Medições de emissão de neutrino naturais têm demonstrado que cerca de metade do calor que emana do núcleo resultados da Terra de decaimento radioativo. No entanto, não se sabe se qualquer um dos isto resulta a partir de reacções de cisão em cadeia.

Produção de elementos "pesados" (número atômico superior a cinco)

De acordo com a teoria, como o universo esfriou após o Big Bang , eventualmente, tornou-se 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 foram prótons e elétrons (em números iguais). Os protões formaria eventualmente átomos de hidrogénio. Quase todos os neutrões criados no Big Bang foram absorvidos hélio-4 nos três primeiros minutos após o Big Bang, e este hélio responsável pela maior parte do hélio no universo hoje (ver nucleossíntese do Big Bang ).

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

Uma vez que a energia de ligação por nucleônicas picos em torno de ferro (56 núcleos), a energia só é libertado nos processos de fusão que envolvem átomos menores do que isso. Desde a criação de núcleos mais pesados por fusão requer energia, resorts natureza para o processo de captura de nêutrons. Neutrões (devido à sua falta de carga) são facilmente absorvidos por um núcleo. Os elementos pesados são criadas por qualquer um lento processo de captura de neutrões (o chamado s processo) ou o rápido ou r processo. O s processo ocorre em termicamente pulsando estrelas (chamado AGB, ou assintótica estrelas do ramo gigante) e leva centenas de milhares de anos para chegar até os elementos mais pesados de chumbo e bismuto. A r processo é pensado para ocorrer em supernovas que fornecem as condições necessárias de alta temperatura, fluxo de neutrões de alta e ejectados matéria. Estas condições estelares fazer o nêutron sucessiva captura muito rápido, envolvendo espécies muito em nêutrons rica, que, em seguida, beta-decaimento de elementos mais pesados, especialmente nos chamados pontos de espera que correspondem a nuclídeos mais estáveis com conchas de nêutrons fechados (números mágicos).

Veja também

Referências

Bibliografia

links externos