原子核

構成

原子の原子核は、陽子と中性子（2種類のバリオン）が核の力で結合してできています。これらのバリオンは、さらに強い相互作用によって結合したクォークと呼ばれる素粒子で構成されています。原子核は多かれ少なかれ球体であり、やや突起状（長い）、扁平状（平ら）である場合もあれば、完全に丸くない場合もあります。

同位体と核種

原子の同位体は、原子核に含まれる中性子の数に基づいています。同じ元素の異なる同位体は、化学的性質が非常に似ています。化学物質のサンプル中の異なる同位体は、遠心分離機を使ったり、質量分析計を使ったりして分離することができます。前者の方法は通常のウランから濃縮ウランを作る際に、後者の方法は炭素年代測定に用いられます。

陽子と中性子を合わせた数によって、核種（原子核の種類）が決まります。陽子と中性子はほぼ同じ質量を持ち、その結合数である質量数は原子の質量とほぼ同じです。電子の質量は原子核の質量に比べて非常に小さく、陽子と中性子の重さは電子の約2000倍です。

歴史

J.J.トムソンによる電子の発見は、原子が内部構造を持っていることを示す最初の兆候でした。20世紀の変わり目には、原子のモデルはJ.J.トムソンの「プラムプディング」と呼ばれるモデルで、原子は正に帯電した大きな玉と、その中に負に帯電した小さな電子が埋め込まれたものであると考えられていました。世紀の変わり目までに、物理学者たちは原子から発生する３種類の放射線を発見していました。1911年にライズ・マイトナーとオットー・ハーン、1914年にジェームズ・チャドウィックが行った実験では、ベータ線の崩壊スペクトルが離散的ではなく連続的であることを発見しました。つまり、電子はガンマ線やアルファ線の崩壊で観測されたような離散的なエネルギー量ではなく、様々なエネルギーで原子から放出されたのです。このことは、これらの崩壊ではエネルギーが保存されていないことを示していたため、当時の原子核物理学にとっては問題でした。この問題は後にニュートリノの発見につながりました。

1906年、アーネスト・ラザフォードは「物質を通過する際のラジウムからのα粒子の放射」を発表した。ガイガーは、ラザフォードと一緒にα粒子を空気、アルミ箔、金箔を通過させる実験を行い、この研究を英国王立協会に発表した。1911-2年にはラザフォードが王立協会の前に出て実験を説明し、現在理解している原子核の新しい理論を提唱した。

これと同じ頃（1909年）、アーネスト・ラザフォードは、ハンス・ガイガーとアーネスト・マースデンの指導の下、金箔の薄い膜にアルファ粒子（ヘリウム核）を発射するという注目すべき実験を行った。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金箔から出てくると予測していたが、ラザフォードは、アルファ粒子が金箔から出てくることに衝撃を受けた。彼は、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ることを発見して衝撃を受けました。この発見は、1911年にラザフォードがデータを分析したことに始まり、最終的には原子のラザフォードモデルへと発展しました。例えば、このモデルでは、窒素14は14個の陽子と7個の電子を持つ原子核で構成されており、その周りをさらに7個の軌道電子が取り囲んでいました。

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・ラセッティによって核スピンの研究が行われるまでは非常によく機能していた。1925年までに陽子と電子のスピンは1/2であることが知られており、窒素-14のラザフォードモデルでは、14個の陽子と6個の電子が対になってお互いのスピンを打ち消し合い、最後の電子は1/2のスピンで原子核を離れたはずであった。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。

1930年、ヴォルフガング・パウリはテュービンゲンの会議に出席できず、代わりに「親愛なる放射性物質のご婦人方へ」という古典的な紹介文で有名な手紙を送りました。手紙の中でパウリは、原子核の中に第三の粒子があるのではないかと提案し、それを「中性子」と名付けました。彼は、それは非常に軽く（電子よりも軽い）、電荷を持たず、物質と容易に相互作用しないことを提案しました（それがまだ検出されていない理由です）。この絶望的な方法は、エネルギー保存の問題と窒素14のスピンの問題の両方を解決しました。第一に、パウリの"中性子"が余分なエネルギーを持ち去り、第二に、余分な"中性子"が窒素14核内の電子と対になってスピン1を与えたからです。パウリの「中性子」は1931年にエンリコ・フェルミによってニュートリノ（イタリア語でリトルニュートラルワンの意）と改名され、約30年の歳月を経て、ベータ崩壊の際に本当にニュートリノが放出されることがついに証明されました。

1932年にチャドウィックは，ワルテル・ボテ，ヘルベルト・L・ベッカー，イレーヌ，フレデリック・ジョリオ＝キュリーによって観測されていた放射線が，実際には中性子と呼ばれる巨大な粒子によるものであることに気付きました。同じ年にドミトリ・イヴァネンコは、中性子は実際にはスピン1/2粒子であり、原子核には中性子が含まれていて電子は存在しないことを示唆し、フランシス・ペランは、ニュートリノは核粒子ではなく、ベータ崩壊の過程で生成されたものであることを示唆しました。この年の締めくくりとして，フェルミはニュートリノの理論をネイチャー誌に投稿しました（編集者は「あまりにも現実からかけ離れている」として却下しました）。フェルミは理論の研究を続け，1934年にニュートリノを確固たる理論的根拠に基づいた論文を発表しました。同じ年に湯川秀樹は，原子核がどのようにして結合しているかを説明するための最初の重要な強い力の理論を提案しました。

フェルミと湯川の論文によって、原子の現代的なモデルが完成しました。原子の中心には中性子と陽子の固まった玉があり、それは強い核の力によって支えられています。不安定な原子核には、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と、電子（または陽電子）を放出するベータ崩壊があります。これらの崩壊のいずれかを行った後、結果として原子核が励起状態のままになることがありますが、この場合、高エネルギーの光子を放出して基底状態に崩壊します（ガンマ崩壊）。

強い核の力と弱い核の力の研究は、物理学者たちに原子核と電子をこれまで以上に高いエネルギーで衝突させることにつながりました。この研究は素粒子物理学の科学となり、最も重要な素粒子物理学の標準モデルは、強い力、弱い力、電磁力を統合したものです。

現代の核物理学

原子核は数百個の核子を含むことができますが、これは量子力学的なものではなく古典系として扱うことができることを意味します。結果として得られる液滴モデルでは、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っています。この液滴モデルは、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の現象など、原子核の多くの特徴を再現することができます。

しかし、この古典的なイメージの上には量子力学的な効果が重なっており、これはマリア・ゲッパート＝マイヤーによって開発された「核殻モデル」を使って記述することができます。中性子と陽子の数が一定の原子核（魔法の数である2、8、20、50、82、126、...）は、殻が満たされているので、特に安定しています。

現在の原子核物理学の研究の多くは、高スピンや励起エネルギーなどの極端な条件下での原子核の研究に関連しています。原子核は、アメリカのフットボールのような極端な形をしていたり、中性子と陽子の比が極端だったりすることもあります。このような原子核は、加速器からのイオンビームを利用して、人為的に核融合や核子移動反応を起こして作ることができます。さらに高いエネルギーのビームを使えば、非常に高温で原子核を作ることができますが、これらの実験によって、通常の核物質からクォークが中性子や陽子のように三重に偏析するのではなく、クォーク同士が混ざり合った新しい状態であるクォーク・グルオンプラズマへの相転移の兆しが見えてきています。

核物理学の話題

核崩壊

中性子が少なすぎたり多すぎたりすると、原子核は不安定になり、一定の時間が経つと崩壊してしまいます。例えば、窒素-16原子（陽子7個、中性子9個）のベータ崩壊は、原子ができてから数秒で酸素-16原子（陽子8個、中性子8個）になります。この崩壊では、窒素原子核の中の中性子が弱い核の力で陽子と電子に変わります。原子の元素が変わるのは、以前は7個の陽子（窒素）を持っていたのが、現在は8個の陽子（酸素）を持つようになったからです。多くの元素は、数週間、数年、あるいは数十億年にわたって安定している複数の同位体を持っています。

核融合

2つの軽い原子核が互いに非常に近いところで接触すると、強い力で2つの原子核を融合させることができます。強い力が効果を発揮するためには、原子核を十分に近づけるのに膨大なエネルギーを必要とするため、核融合は非常に高い温度や密度でしか起こらないのです。原子核が十分に近くなると、強い力が電磁反発を克服して、新しい原子核に押しつぶされます。核子1個あたりの結合エネルギーはニッケル-62までの質量数に応じて大きくなるため、軽い核が融合すると非常に大きなエネルギーが放出されます。太陽のような星は、4つの陽子がヘリウム原子核、2つの陽電子、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。この水素とヘリウムの無秩序な融合は、熱核の暴走として知られています。現在、制御された核融合反応のエネルギーを経済的に利用できる方法を見つけるための研究が、様々な研究機関で行われています（JETやITERを参照）。

核分裂

ニッケル-６２より重い原子核では、核子１個あたりの結合エネルギーが質量数に応じて減少します。そのため、重い原子核が2つの軽い原子核に分裂すると、エネルギーを放出することができます。この原子が分裂することを核分裂といいます。

アルファ崩壊の過程は、自然核分裂の特殊なタイプと考えてよいでしょう。この過程では、アルファ粒子を構成する4つの粒子が特に強固に結合しているため、核分裂でこの核が生成される可能性が高く、非常に非対称な核分裂が起こります。

核分裂時に中性子を発生させ、中性子を吸収して核分裂を起こしやすい重い原子核の中には、いわゆる連鎖反応で自己着火型の中性子誘起核分裂が得られるものがあります。連鎖反応は物理学よりも前から化学で知られており、火事や化学爆発のような身近なプロセスの多くは化学的な連鎖反応である。核分裂で生成された中性子を利用した核分裂または「核」の連鎖反応は、原子力発電所のエネルギー源であり、第二次世界大戦末期に米国が広島・長崎に対して使用した2つの核分裂型核爆弾のような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核は自然核分裂を起こすこともあるが、アルファ崩壊による崩壊の方がはるかに多い。

中性子による連鎖反応が起こるためには、ある空間にある条件（これらの条件は反応のために中性子を減速させ、保存する）の下で臨界質量の元素が存在しなければならない。15億年以上前にアフリカのガボンのオクロの2つの地域で活動していた自然核分裂炉の知られている例があります。自然発生のニュートリノ放出の測定により、地球のコア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示されています。しかし、そのうち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。

重元素の生産

ビッグバンの後に宇宙が冷やされるにつれて、それは最終的に私たちが知っているように粒子が存在することが可能になりました。ビッグバンで誕生した最も一般的な粒子で、現在でも簡単に観測できるものは、陽子（水素）と電子（同数）でした。一部の重い元素は陽子同士が衝突してできたものもありますが、現在私たちが目にする重い元素のほとんどは、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の過程で星の内部で作られました。重元素は、星の進化の過程で徐々に作られていきます。

核子一個あたりの結合エネルギーは鉄の周りにピークがあるため、それ以下の核融合過程でしかエネルギーが放出されません。核融合で重い原子核を作るにはエネルギーが必要なので、自然界では中性子捕獲という方法をとっています。中性子は（電荷を持たないため）原子核に容易に吸収されます。重元素は、ゆっくりとした中性子捕獲過程（いわゆるs過程）か、急速なr過程のいずれかによって生成されます。s過程は、熱的に脈動する星（AGB、または漸近的巨大枝星と呼ばれる）で発生し、鉛とビスマスの最も重い元素に到達するまでに数百年から数千年かかります。超新星爆発では、高温・高中性子束・放出物質という条件が存在するため、r過程が発生すると考えられています。これらの恒星の条件は、中性子捕獲を非常に高速にし、非常に中性子を多く含む種がβ崩壊して重い元素になり、特に、閉じた中性子殻(マジックナンバー)を持つより安定な核種に対応する、いわゆる待機点での捕獲を可能にします。rプロセスの持続時間は通常数秒の範囲である。

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