核物理

核物理从原子物理学中脱离称为一门独立的学科始于1896年亨利·贝克勒尔^[2]在研究铀盐中的磷光现象时对放射性的发现^[3]。一年后约瑟夫·汤姆孙对电子的发现^[4]预示着原子具有内部结构。20世纪初，公认的原子模型是约瑟夫·汤姆孙的“葡萄干布丁”模型，在该模型中原子是一个带正电荷的球，较小的带负电荷的电子像葡萄干一样嵌入其中。

在随后的几年中，放射性得到了广泛的研究，特别是玛丽和皮埃尔·居里以及欧内斯特·卢瑟福和他的合作者。在20世纪初，物理学家们就发现了三种从原子发出的辐射，他们将其命名为α、β和γ辐射。1911年奥托·哈恩和1914年詹姆斯·查德威克的实验发现β衰变光谱是连续的而不是离散的。这意味着原子发射的电子具有连续的能量范围，而不是在伽马衰变和阿尔法衰变中观察到的具有离散的能量值。这是当时核物理研究中的一个问题，因为它似乎表明在这些衰变中能量不守恒。

1903年的诺贝尔物理学奖同时授予贝克勒尔、玛丽·居里和皮埃尔·居里，以表彰贝克勒尔对放射性的发现以及玛丽·居里和皮埃尔·居里对放射性现象的后续研究工作。卢瑟福因“对元素分解和放射性物质化学的研究”而获得1908年诺贝尔化学奖。

1905年，阿尔伯特·爱因斯坦提出了质能公式。虽然贝克勒尔和玛丽·居里在此之前就已经对放射性进行了研究，但对放射性能量来源的解释必须等到发现原子核本身由更小的组分——核子——组成。

1.1 卢瑟福团队发现原子核

1906年，欧内斯特·卢瑟福发表了《镭的α射线在通过物质时的阻滞现象》^[5] 汉斯·盖革在给皇家学会的信中详述了这项工作^[6]。他和卢瑟福在实验中使α粒子穿过空气、铝箔和金箔。盖革和欧内斯特·马斯登在1909年发表了更多的研究成果，^[7]1910年，盖革进一步发表其研究成果的详细论述。^[8]1911-1912年，卢瑟福向皇家学会解释了这些实验，并提出了我们现在所了解的关于原子核的新理论。

这项工作背后的关键实验于1910年在曼彻斯特大学进行：欧内斯特·卢瑟福团队进行了一项引人注目的实验，其中盖革和马斯登在卢瑟福的指导下，向一层薄金箔上发射α粒子(氦核)。葡萄干布丁模型预测α粒子会从金箔另一侧射出，其运动轨迹最多稍微弯曲。但是卢瑟福的团队观察到一些令人震惊的现象：一些出射粒子分散在很大的角度上，在某些情况下甚至完全反向。卢瑟福将其比作向薄纸发射子弹并让它弹开。1911年，卢瑟福通过对数据的分析提出了原子的卢瑟福模型，在该模型中，原子有一个非常小而致密的核，包含其大部分质量，由带正电荷的较重粒子组成，其上嵌入带负电的电子以平衡原子核整体电荷(因为当时尚未发现中子)。例如，按照这个模型(注意这并不是现代的模型)中，氮-14的原子核中有14个质子和7个电子(总共21个粒子)，原子核周围还有7个轨道电子。

大约在1920年，亚瑟·爱丁顿在他的论文《恒星的内部结构》中预言了恒星中核聚变过程及其机制。^[9][10]当时，恒星能量的来源完全是个谜；爱丁顿正确地推测能量来源是氢聚变为氦的过程，根据爱因斯坦的智能方程（E = mc²），该过程将放出巨大的能量。这是一个非常重要的发现，因为当时人们对聚变和热核能，甚至恒星的主要成分是氢的事实都缺乏了解。

在1929年佛朗哥·拉塞蒂在加州理工学院进行核自旋研究之前，卢瑟福的原子模型一直运转良好。到1925年，人们知道质子和电子分别具有+/- ¹⁄₂的自旋。在卢瑟福模型中，氮-14的21个核粒子中的20个应该配对以抵消彼此的自旋，因此具有奇数个核粒子的原子核应该具有自旋¹⁄₂。然而，拉塞蒂发现氮-14的自旋为1。

1.2 詹姆斯·查德威克发现中子

1932年，查德威克意识到，瓦尔特·博特、赫伯特·贝克尔、伊莲娜和弗雷德里克·约里奥-居里观察到的辐射实际上是一个与质子质量大约相同的中性粒子，他称之为中子(根据卢瑟福的相关建议)。^[11]同年，德米特里·伊万内柯提出原子核中没有电子——只有质子和中子——中子具有自旋¹⁄₂，这说明原子核的质量不全由质子贡献。中子的引入立即解决了氮-14的自旋问题，因为在这个模型中，一个不成对的质子和一个不成对的中子各自贡献了一个具有相同方向的¹⁄₂自旋，最终总自旋为1。

随着中子的发现，科学家们终于能够计算出每个原子核的结合能，只需通过将原子核质量与组成原子核的质子和中子的质量进行比较。不同核之间的质量差被计算出来。当对发生核反应时的质量和能量进行测量发现，这些反应与爱因斯坦的质能方程相比较误差在1%以内。

1.3 重矢量玻色子场的Proca方程

亚历山德鲁·普鲁卡是第一个建立并发表重矢量玻色子场方程以及核力的介子场理论的人。Proca方程为沃尔夫冈·泡利所知^[12]他在他的诺贝尔奖致辞中提到了这个理论。汤川、文采尔、竹谷、坂田、凯末尔、海特勒和弗洛里西也知道该方程，他们很欣赏普鲁卡因方程的内容。^{[13][14][15][16][17]}

1.4 汤川秀树的介子假说

1935年，汤川秀树^[18]首次提出了关于强力的重要理论来解释原子核是如何结合在一起的。在汤川耦合中，虚拟粒子，后来被称为介子，传递着包括质子和中子在内的所有核子之间的力。这种力解释了为什么原子核在质子之间的电磁斥力的影响下不会分裂，也解释了为什么强力的作用范围比质子之间的电磁排斥更小。后来，π介子的发现表明它具有汤川粒子的性质。

通过汤川的论文，原子的现代模型理论得以完备。原子的中心包含一个由中子和质子组成的致密核，由强力保持在一起。不稳定的原子核可能经历α衰变而发射高能氦核，或者经历β衰变而发射电子(或正电子)。发生衰变后，原子核可能处于激发态，在这种情况下，它通过发射高能光子衰变(γ衰变)回到基态。

对强核力和弱核力的研究(后者在1934年由恩里克·费米通过费米相互作用解释)引导物理学家不断以更高的能量轰击原子核和电子。这项研究发展成为粒子物理学，其中最重要的的发现是描述强、弱和电磁力的粒子物理学标准模型。

重核可以包含数百个核子。这意味着在某种程度上，它可以被视为一个经典系统，而不是一个量子力学系统。在液滴模型中，^[19]原子核的能量部分来自于表面张力，部分来自于质子间的电排斥。液滴模型能够再现原子核的许多特征，包括结合能相对于质量数的变化趋势，以及核裂变现象。

然而，在这张经典图景上的是量子力学效应，可以用核壳层模型来描述，该模型主要由玛丽亚·格佩特·梅耶开发的^[20]和约翰内斯·延森提出。^[21]具有特定数量中子和质子的原子核(被称为幻数，幻树有 2，8，20，28，50，82，126，...)特别稳定，因为它们的壳层被填充。

科学家们还提出了另一些更复杂的原子核模型，例如相互作用玻色子模型，其中中子和质子对整体作为玻色子相互作用，类似于电子的库珀对。

从头计算方法试图从第一性原理出发，从核子及其相互作用开始解决原子核的多体问题，。^[22]

当前核物理的许多研究都与极端条件下的原子核研究有关，例如高自旋和激发能。原子核也可能具有极端的形状(类似于橄榄球或甚至梨形)或极端的中子质子比。实验人员可以使用人工诱导的聚变或核子转移反应，使用来自加速器的离子束来制造这样的原子核。具有更高能量的光束可以制造具有极高温度d原子核，有迹象表明，这些实验已经产生了从正常核物质到新状态的相变，即夸克胶子等离子体，其中夸克相互混合，而不是像中子和质子中的夸克一样被分成三重态。

2.1 核衰变

有八十个元素存在至少一个从未被观察到衰变的稳定同位素，总计约有254种稳定同位素。然而，成千上万同位素是不稳定的。这些“放射性同位素”的衰变时间范围从几分之一秒到几万亿年不等。以原子序数和中子数作为自变量绘图，核素的结合能形成了所谓的稳定谷。稳定核素位于这个能量谷的底部，沿谷壁向上分布着越来越不稳定的同位素，它们具有更弱的结合能。

最稳定的原子核属于中子和质子组成的特定平衡范围中：中子太少或太多(相对于质子数)将导致它衰变。例如，在β衰变中，氮 -16原子(7个质子，9个中子)在产生出来的几秒钟内就会转化为氧 -16原子(8个质子，8个中子)^[23]。在这种衰变中，氮核中的中子通过弱相互作用转化为质子、电子和反中微子。该元素转化为质子数不同的另一种元素。

在α衰变(通常发生在最重的原子核中)中，放射性元素发生衰变发射氦核(2个质子和2个中子)，并产生另一种元素及氦-4。在许多情况下，这个过程会多次发生，其中也包括其他类型的衰变(通常是β衰变)，直到形成稳定的核素。

在γ衰变中，原子核通过发射γ射线从激发态衰变到低能态。该过程中元素种类不发生变化(不产生核嬗变)。

其他更奇特的衰变也是可能的。例如，在内部转换衰变中，受激发的原子会弹出一个内部轨道电子从而产生高速电子，但这不是β衰变，其(不同于β衰变)不会将一种元素转化为另一种元素。

2.2 核聚变

在核聚变中，两个较轻的原子核彼此非常紧密地接触，使强相互作用力发生作用将它们融合到一起。强核力需要大量的能量来克服原子核之间的电磁排斥以便融合它们；因此核聚变只能在非常高的温度或压力下进行。当原子核聚变时，会释放出大量的能量，产生的新原子核会具有较低的能量。原子核的比结合能随着质量数的增加而增加，直到镍62。类似太阳的恒星能量源于是由四个质子聚变为一个氦核、两个正电子和两个中微子的过程。氢不受控制地融聚变成氦被称为热核剧涨。开发一种经济可行的利用受控聚变反应产生能量的方法，是很多研究机构当前的研究前沿，例如欧共体联合聚变中心(JET)和国际热核聚变实验堆（ITER）。核聚变是包括太阳在内的所有恒星核心产生的能量(包括光和其他电磁辐射)的来源。

2.3 核裂变

核裂变是与核聚变相反的过程。对于比镍-62重的原子核，原子核的比结合能随着质量数的增加而降低。因此，如果一个重核分裂成两个轻核，就有可能释放能量。

α衰变的过程本质上是一种特殊类型的自发核裂变。这是一种高度不对称的裂变，因为组成α粒子的四个粒子彼此特别紧密地结合在一起，使得裂变中产生这种核的可能性特别大。

某些重原子核的裂变产生自由中子，同时它们也容易吸收中子产生裂变，此时就可获得自点火类型的中子诱发裂变，这就是链式反应。链式反应此前在化学中是已知的，事实上，许多常见的过程，如火灾和化学爆炸，都是化学链式反应。裂变过程中产生的中子的核裂变链式反应是核能发电厂和裂变型核弹（如第二次世界大战末期在日本广岛和长崎投放的两枚核弹）的能量来源。重核，如铀和钍也可能发生自发裂变，但它们更有可能通过α衰变进行衰变。

为了产生中子引发的链式反应，在一定条件下相关同位素存在一个临界质量。最小临界质量的条件要求较好的保存发射的中子并使适度慢化以便核素有更大的中子吸收截面而引发另一次裂变。在非洲加蓬奥克洛的两个地区，发现了已存在15亿年的天然核裂变反应堆。^[24]对天然中微子发射的测量表明，从地心发出的热量约有一半来自放射性衰变。然而，尚不清楚这些是否由裂变链式反应引起的。

2.4 “重”元素的产生

随着宇宙在大爆炸后的冷却，我们所知的普通亚原子粒子(中子、质子和电子)的产生成为可能。今天仍然很容易观察到在大爆炸中产生的最常见的粒子是质子和电子(它们的数量相等)。质子最终会形成氢原子。在大爆炸后的前三分钟，几乎所有在大爆炸中产生的中子都被吸收到了氦-4 中，这种氦构成了今天宇宙中的大部分氦元素。

在大爆炸中通过质子和中子的相互碰撞产生了一些相对少量的氦以外的元素(锂、铍，也许还有一些硼)，但是我们今天看到的所有“较重的元素”(碳以及原子序数大于碳的元素)都是在恒星内部的一系列聚变中产生的，例如质子-质子链反应、碳氮氧循环和3氦过程。恒星的演化过程中不断产生越来越重的元素。

由于原子的比结合能在铁(56个核子)附近达到峰值，只有比铁轻的原子的聚变过程中才能释放能量。通过核聚变产生更重的原子核需要大量能量，因此更重的核的产生更多来自中子俘获过程。中子(由于缺乏电荷)很容易被原子核吸收。重元素是由慢中子俘获过程(称为s-过程)或快中子俘获过程（称为r-过程)产生。s过程发生在热脉动的恒星(称为AGB或渐近巨星分支)，并且需要数百至数千年才能产生最重的铅和铋元素。r-过程被认为发生在超新星爆炸中，超新星爆炸提供了高温、高中子通量和喷射物质的必要条件，这些条件使得连续的中子捕获非常快，产生了富含中子的物质，然后这些物质通过β衰变为重元素，特别对应于具有封闭中子壳层（中子数为幻数）的较稳定核素。