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原子核物理學

原子核物理學（簡稱核物理學，核物理或核子物理）是研究原子核及其成分和交互作用的物理學領域，此外還研究其他形式的核物質。這是研究遵循強交互作用的粒子的多體問題的學科。主要研究原子核的核結構和核反應（核分裂反應、核融合反應）的領域。 研究原子核和強子材料特性的強子物理學(Hadron physics)也是該領域的一部分。 實驗原子核物理學建議研究非常高能的現象（所涉及的能量範圍從幾電子伏特(eV)到幾吉電子伏特(GeV)）並且在空間中非常局限化（距離的數量級為10-12cm）。

同位素與半衰期。N-Z 圖表示原子核物理學中每個原子的同位素。

原子核物理學不應與原子物理學相混淆，原子物理學研究整個原子，包括其電子。

雖然有兩種成分（註：超核添加了幾種成分），但其特點是根據質子和中子的數量以及激發方法的不同而具有各種結構。 作為核子的主要交互作用的「強交互作用」尚未完全闡明，物理性質理論中的構成粒子無限大的近似是不允許的，表面效應很重要。自發現以來已近一個世紀，未知部分仍然存在，兩項理論實驗都在積極研究中。

它主要有三大領域：研究各類次原子粒子與它們之間的關係、分類與分析原子核的結構並帶動相應的核子技術進展。原子核物理學最常見的和有名的應用是核能發電的和核武器的技術，但研究還提供了在許多領域的應用，包括核醫學和核磁共振成像，材料工程的離子注入，以及地質學和考古學中的放射性碳定年法。粒子物理學領域是從原子核物理學演變出來的，並且通常被講授與原子核物理學密切相關。

歷史

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物理學家亨利·貝克勒 (Henri Becquerel)
 
自1920年代以來，雲室在粒子探測器中發揮了重要作用，並最終導致了正電子、Μ子、和K介子的發現。

原子核物理學作為一門不同於原子物理學的學科的歷史始於1896年亨利·貝克勒 (Henri Becquerel)[1]在研究鈾鹽中的磷光時發現的放射性[2]。 一年後，約瑟夫·湯木生 (J. J. Thomson)發現了電子[3]，這表明原子具有內部結構。 在20世紀初，公認的原子模型是約瑟夫·湯木生的「梅子布丁模型 (湯木生模型)」模型，其中原子是一個帶正電的球，其中嵌入了較小的帶負電的電子。

在隨後的幾年裡，放射性得到了廣泛的研究，特別是瑪麗·居禮、皮耶·居禮、歐尼斯特·拉塞福和其他人。到世紀之交，物理學家還發現了三種從原子發出的輻射，他們將其命名為 阿爾法α衰變、β衰變和伽馬γ輻射。 奧托·哈恩(Otto Hahn)在1911年和詹姆斯·查兌克在1914年的實驗發現β衰變光譜是連續的而不是離散的。 也就是說，電子以連續的能量範圍從原子中射出，而不是在伽馬和阿爾法衰變中觀察到的離散能量。 這在當時是原子核物理學的一個問題，因為它似乎表明在這些衰變中能量不守恆。

1903年諾貝爾物理學獎因貝克勒的發現和瑪麗·居禮和皮耶·居禮後來對放射性的研究而共同獲得。 拉塞福因「對元素分解和放射性物質化學的研究」而於1908年獲得諾貝爾化學獎。

1905年，阿爾伯特·愛因斯坦提出了質能等價的概念。 雖然貝克勒和居禮夫人對放射性的研究早於此，但對放射性能量來源的解釋必須等待發現原子核本身是由較小的成分——核子組成。

拉塞福的研究小組發現了原子核

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1907年歐尼斯特·拉塞福發表了論文「來自鐳輻射的α粒子穿過物質。」[4] 漢斯·蓋格（Hans Geiger）在與英國皇家學會的交流中擴展了這項工作，他和拉塞福做了實驗，讓阿爾法粒子穿過空氣、鋁箔和金箔[5]。 蓋格和歐尼斯特·馬斯登（Ernest Marsden）於1909年發表了更多成果[6]， 並且蓋格於1910年發表了進一步極大擴展的成果[7]。 1911年至1912年，拉塞福在皇家學會面前解釋了這些實驗，並提出了我們現在所理解的原子核新理論。

愛丁頓和恆星核融合

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大約在1920年，亞瑟·愛丁頓在他的論文《恆星的內部構成》(Internal Constitution of the Stars)中預測了恆星核融合過程的發現和機制[8][9]。那時，恆星能量的來源完全是個謎。 愛丁頓正確地推測，來源是氫聚變成氦，根據愛因斯坦的方程式E = mc2釋放出巨大的能量。 這是一個特別顯著的發展，因為當時還沒有發現核融合和熱核能，甚至恆星主要由氫組成（參見金屬豐度）。

核自旋研究

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拉塞福模型運行良好，直到1929年加州理工學院的佛朗哥·拉塞蒂 (Franco Dino Rasetti)對核自旋進行了研究。到 1925 年，人們知道質子和電子的自旋為±+1⁄2。 在氮-14的拉塞福模型中，在總共21個核粒子中的20個應該配對以抵消彼此的自旋，最後一個奇數粒子應該以1⁄2的淨自旋離開原子核。 然而，拉塞蒂發現氮-14的自旋為1。

詹姆斯·查兌克發現中子

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參見：中子發現史

1932年查兌克意識到被瓦爾特·博特，赫伯特·貝克爾，伊雷娜和弗雷德里克·約里奧-居禮觀察到的輻射，實際上是因為與質子有著相同質量的中性粒子，他稱之為中子（由拉塞福建議需要這樣的粒子）[10]。同年，德米特里·伊萬年科（英語：Dmitri Ivanenko） (Dmitri Ivanenko)提出原子核中沒有電子——只有質子和中子——中子是自旋1⁄2的粒子，這解釋了質量不是由質子引起的。 中子自旋立即解決了氮-14自旋的問題，因為該模型中的一個不成對的質子和一個不成對的中子在同一方向上各自貢獻了1⁄2的自旋，最終總自旋為1。

同時，海森堡提出原子核實際上是由一組質子和中子組成的。

隨著中子的發現，科學家們終於可以通過將核質量與構成它的質子和中子的質量進行比較，計算出每個原子核的結合能比例。 以這種方式計算核質量之間的差異。當測量核反應時，發現這些與愛因斯坦計算的質量和能量的當量在1934年的1%以內是一致的。

湯川秀樹的介子假設綁定原子核

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1935年湯川秀樹提出的強作用力的第一個顯著理論來解釋如何原子核保持在一起。在湯川耦合虛擬粒子，後來被稱為介子，介導所有的核子之間的力，包括質子和中子。

現代原子核物理學

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主條目：液滴模型和核殼層模型

一個重核可以包含數百個核子。 這意味著通過某種近似，它可以被視為古典力學系統，而不是量子力學系統。 在由此產生的液滴模型(Liquid-drop model)中[11]， 原子核的能量部分來自表面張力，部分來自質子的電排斥。 液滴模型能夠再現原子核的許多特徵，包括結合能相對於質量數的總體趨勢，以及核分裂現象。

然而，疊加在這張古典圖片上的是量子力學效應，可以使用核殼層模型來描述，該模型在很大程度上由德國物理學家瑪麗亞·格佩特-梅耶 (Maria Goeppert Mayer)[12]和約翰內斯·延森 (J. Hans D. Jensen)[13]開發。 具有一定「神奇」數量的中子和質子的原子核特別穩定，因為它們的殼被填滿了。

目前原子核物理學的大部分研究都與極端條件下的原子核研究有關，例如高自旋和激發能。原子核也可能具有極端的形狀（類似於橄欖球甚至梨的形狀）或極端的中子質子比。 實驗者可以使用來自粒子加速器的離子束，使用人工誘導的聚變或核子轉移反應來創建這樣的原子核。 具有更高能量的光束可用於在非常高的溫度下產生原子核，並且有跡象表明，這些實驗已經產生了從正常核物質到新狀態的相變，即夸克-膠子電漿狀態，其中的一個夸克與另一個夸克混合，而不是像在中子和質子中那樣被分離成三重態。

重要應用

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原子核物理學研究組織

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參見

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參考文獻

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  1. ^ B. R. Martin. Nuclear and Particle Physics. John Wiley & Sons, Ltd. 2006. ISBN 978-0-470-01999-3. 
  2. ^ Henri Becquerel. Sur les radiations émises par phosphorescence. Comptes Rendus. 1896, 122: 420–421 [2022-02-19]. （原始內容存檔於2017-09-04）. 
  3. ^ Thomson, Joseph John. Cathode Rays. Proceedings of the Royal Institution of Great Britain. 1897, XV: 419–432. 
  4. ^ Rutherford, Ernest. On the retardation of the α particle from radium in passing through matter. Philosophical Magazine. 1906, 12 (68): 134–146 [2022-02-21]. doi:10.1080/14786440609463525. （原始內容存檔於2022-03-31）. 
  5. ^ Geiger, Hans. On the scattering of α-particles by matter. Proceedings of the Royal Society A. 1908, 81 (546): 174–177. Bibcode:1908RSPSA..81..174G. doi:10.1098/rspa.1908.0067. 
  6. ^ Geiger, Hans; Marsden, Ernest. On the diffuse reflection of the α-particles. Proceedings of the Royal Society A. 1909, 82 (557): 495. Bibcode:1909RSPSA..82..495G. doi:10.1098/rspa.1909.0054. 
  7. ^ Geiger, Hans. The scattering of the α-particles by matter. Proceedings of the Royal Society A. 1910, 83 (565): 492–504. Bibcode:1910RSPSA..83..492G. doi:10.1098/rspa.1910.0038. 
  8. ^ Eddington, A. S. The Internal Constitution of the Stars. The Scientific Monthly. 1920, 11 (4): 297–303. Bibcode:1920SciMo..11..297E. JSTOR 6491. 
  9. ^ Eddington, A. S. On the radiative equilibrium of the stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1916, 77: 16–35. Bibcode:1916MNRAS..77...16E. doi:10.1093/mnras/77.1.16. 
  10. ^ Chadwick, James. The existence of a neutron. Proceedings of the Royal Society A. 1932, 136 (830): 692–708. Bibcode:1932RSPSA.136..692C. doi:10.1098/rspa.1932.0112. 
  11. ^ J.M.Blatt and V.F.Weisskopf, Theoretical Nuclear Physics, Springer, 1979, VII.5
  12. ^ Mayer, Maria Goeppert. On Closed Shells in Nuclei. II. Physical Review. 1949, 75 (12): 1969–1970. Bibcode:1949PhRv...75.1969M. doi:10.1103/PhysRev.75.1969. 
  13. ^ Haxel, Otto; Jensen, J. Hans D; Suess, Hans E. On the "Magic Numbers" in Nuclear Structure. Physical Review. 1949, 75 (11): 1766. Bibcode:1949PhRv...75R1766H. doi:10.1103/PhysRev.75.1766.2. 
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