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、電子を含めた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法、産業および農業における同位体、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。こうした応用は、原子力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、星の内部構造や化学元素の起源を説明する上で非常に重要です。

歴史

アンリ・ベクレル
1920 年代以降、霧箱は粒子検出器として重要な役割を果たし、最終的には陽電子、ミューオン、K 中間子の発見につながりました。

原子物理学とは異なる学問分野としての原子核物理学の歴史は、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た際に放射能を発見したことに始まる[1] 。 [2]翌年、J・J・トムソンが電子を発見したこと[3]は、原子に内部構造があることを示唆するものである。20世紀初頭には、原子は正に帯電した球体で、その中に負に帯電した小さな電子が埋め込まれているというJ・J・トムソンの「プラムプディング」モデルが広く受け入れられていた。

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調査されました。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る離散的なエネルギー量ではなく、連続的な範囲のエネルギーで電子が原子から放出されます。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、ベクレルの発見と、その後の放射能研究でマリー・キュリーとピエール・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提唱しました。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くから行われていましたが、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。

ラザフォードが原子核を発見

1906年、アーネスト・ラザフォードは「ラジウムからのα粒子の物質通過の遅延」[4]を発表しました。 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α粒子が通過する実験を引用しました。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]、さらに大幅に拡張された研究が1910年にガイガーによって発表されました[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の説明を行い、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ました。

1909年に発表された[8]、そして最終的にラザフォードが1911年5月に発表した古典的な解析[9] [10] [11] [12]とともに、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]と学部生のマースデン[15]は、ラザフォードの監督の下、薄い金箔に向けてアルファ粒子（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では、アルファ粒子の軌道はせいぜいわずかに曲がる程度と予測されていた。しかしラザフォードはチームに、彼自身が観察して衝撃を受ける何かを探すように指示した。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後ろ向き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撃ち込んで跳ね返らせることに例えた。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、原子はほとんどの質量を含む非常に小さく高密度の原子核を持ち、重い正に帯電した粒子と、電荷を釣り合わせるために埋め込まれた電子で構成される（中性子は未知数だったため）。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）を持つ原子核で構成され、その原子核はさらに7個の電子で周回していた。

エディントンと恒星核融合

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そのメカニズムを予見していました。[17] [18]当時、恒星のエネルギー源は完全に謎に包まれていました。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式E = mc 2に従って莫大なエネルギーを放出することだと正しく推測しました。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という事実（金属量を参照）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した。

核スピンの研究

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知られていました。+1 ⁄ 2。窒素14のラザフォードモデルでは、全21個の核粒子のうち20個が互いのスピンを打ち消すように対になり、最後の奇数粒子は正味スピン1 ⁄ 2で核から離脱するはずであった。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。

ジェームズ・チャドウィックが中性子を発見

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、チャドウィックはその粒子を中性子と名付けた（ラザフォードからのそのような粒子の必要性についての示唆を受けて）。[19]同年、ドミトリ・イヴァネンコは、原子核には電子は存在せず、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、質量が陽子によるものではないことを説明した。中性子のスピンにより窒素14のスピンの問題は直ちに解決された。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となるためである。

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計算できるようになりました。このようにして、原子核の質量差が計算されました。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分かりました。

質量を持つベクトルボソン場のプロカ方程式

アレクサンドル・プロカは、質量を持つベクトルボソン 場の方程式と核力の中間子場の理論を初めて開発・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言及したヴォルフガング・パウリ[20]にも知られており、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おいてプロカの方程式の内容を高く評価した。[21] [22] [23] [24] [25]

湯川中間子は原子核に結合すると仮定されている

1935年、湯川秀樹[26]は、原子核がどのように結合し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ました。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ました。この力は、原子核が陽子の反発力の影響下で崩壊しない理由を説明するとともに、強い引力の作用範囲が陽子間の電磁気的反発よりも限定されている理由も説明しました。その後、パイ中間子の発見により、パイ中間子が湯川粒子の性質を持つことが示されました。

湯川の論文によって、現代の原子モデルは完成しました。原子の中心には中性子と陽子が密集した球状構造があり、大きすぎない限りは強い核力によって結合しています。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ことがあります。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となることがあり、この場合は高エネルギー光子を放出して基底状態に戻ります（ガンマ崩壊）。

強い力と弱い力（後者は1934年にエンリコ・フェルミによってフェルミ相互作用によって説明された）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きっかけとなった。この研究は素粒子物理学の科学となり、その最高峰は強い力、弱い力、そして電磁力を記述する素粒子物理学の標準モデルである。

現代の核物理学

重い原子核は数百個の核子を含むことができる。これは、ある程度の近似を行えば、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間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、この古典的な図式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っ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。

第一原理計算法は、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、高スピンおよび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。原子核はまた、極端な形状（ラグビーボールや洋ナシのような）や極端な中性子対陽子比をとることがある。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または核子移行反応により、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すれば、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され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。

原子核崩壊

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、合計で約251種類の安定核種があります。しかし、数千種類の同位体は不安定であると特徴付けられています。これらの「放射性同位体」は、数分の1秒から数兆年にわたる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、谷の壁に沿って上昇するにつれて不安定核種は増加します。つまり、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が特定の範囲またはバランス内に収まります。中性子が（陽子の数に対して）少なすぎたり多すぎたりすると、崩壊を引き起こします。例えば、ベータ崩壊では、窒素原子核（陽子7個、中性子9個）は生成後数秒以内に酸素原子核（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。元素は陽子数の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起こり、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段階を経て、安定した元素が形成されるまで続きます。

ガンマ崩壊では、原子核はガンマ線を放出しながら励起状態からより低いエネルギー状態へと崩壊します。この過程で元素は別の元素に変化しません（核変換は行われません）。

他にも、より特異な崩壊が考えられます（最初の主要記事を参照）。例えば、内部転換崩壊では、励起された原子核のエネルギーによって内軌道電子の1つが原子から放出されます。これは高速電子を生成する過程ですが、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転換されることはありません。

核融合

核融合では、2 つの低質量の原子核が非常に接近し、強い力によって融合します。強い力、つまり核力が原子核間の電気的反発力を克服して融合するには、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解放され、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、最大で-62まで増加します。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でエネルギーを供給されています。制御され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。欧州共同トーラス核融合炉（JET）やITERなど、様々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得られるエネルギーを経済的に実現可能な方法で利用する手法の開発です。核融合は、私たちの太陽を含むすべての恒星の中心核で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

核分裂は核融合の逆の過程です。ニッケル62よりも重い原子核では、核子1個あたりの結合エネルギーは質量数の増加とともに減少します。そのため、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。

アルファ崩壊の過程は、本質的には自発的な核分裂の特殊なタイプです。アルファ粒子を構成する4つの粒子が互いに非常に強く結合しているため、この核分裂によってこの原子核が生成されやすいという、極めて非対称な核分裂です。

核分裂によって自由中性子を生成し、また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、連鎖反応として、自己発火型の中性子開始核分裂を得ることができます。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、身近なプロセスの多くは化学連鎖反応です。核分裂によって生成された中性子を使用する核分裂、つまり「核」連鎖反応は、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核分裂型核爆弾のエネルギー源です。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りますが、アルファ崩壊によって崩壊する可能性がはるかに高くなります。

中性子による連鎖反応が発生するには、特定の条件下で特定の空間に、関連する同位体が臨界質量以上存在する必要があります。臨界質量が最小となる条件では、放出された中性子の保存と、それらの減速または減速によって、より大きな断面積、すなわち新たな核分裂を引き起こす確率が生まれます。アフリカのガボン、オクロの2つの地域では、 15億年以上前から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、地球の核から放出される熱の約半分は放射性崩壊によるものであることが実証されています。しかし、この熱のどれかが核分裂連鎖反応によるものかどうかは分かっていません。[33]

「重い」元素の生成

この理論によれば、ビッグバン後、宇宙が冷えるにつれて、私たちが知る一般的な素粒子（中性子、陽子、電子）が存在するようになったとされています。ビッグバンで生成された最も一般的な粒子で、今日でも容易に観測できるのは、陽子と電子（同数）です。陽子は最終的に水素原子を形成します。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3分間でヘリウム4に吸収され、このヘリウムが今日の宇宙に存在するヘリウムの大部分を占めています（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、ビッグバンにおいて陽子と中性子の衝突によって生成されました。しかし、今日私たちが目にする「より重い元素」（元素番号6の炭素および原子番号より大きい元素）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といった一連の核融合段階において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）付近で最大になるためである。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用いられる。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）か、速いr過程 のいずれか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、および放出物質の必要条件を提供する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連続的に非常に速く捕獲され、特に閉じた中性子殻（魔法数）を持つより安定した核種に対応するいわゆる待機点において、より重い元素にベータ崩壊します。

参照

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参考文献

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クラシックまたは歴史的

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  • アメリカ物理学会原子核物理学部 2017年9月20日アーカイブ - Wayback Machine
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  • 核物理学に関する注釈付き書誌（アルソス核問題デジタル図書館所蔵）
  • 核科学ウィキ 2013年10月21日アーカイブ - Wayback Machine
  • 核データサービス – IAEA 2021年3月18日アーカイブ - Wayback Machine
  • 核物理学、BBCラジオ4、ジム・アル＝ハリーリ、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）