핵물리학: 두 판 사이의 차이
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{{출처 필요|날짜=2013-05-15}}
{{핵물리학}}
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==역사==
[[원자 물리학]]으로 부터의 구별되는 지식 분야로써 핵 물리학의 역사는 1896년 베크렐의 방사선의 발견으로 시작된다. ,<ref name=brm>{{
|
|author=B. R. Martin
|publisher=John Wiley & Sons, Ltd.
|year=2006
|isbn=0-470-01999-9
}}</ref> while investigating [[phosphorescence]] in [[uranium]] salts.<ref>{{
|author=Henri Becquerel
|
|journal=Comptes Rendus
|volume = 122
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=== 러더포드의 팀의 핵 발견 ===
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1907년에 러더포드는 "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter."<ref>''Philosophical Magazine'' ('''12''', p 134-46)</ref>을 편찬했다. 한스 가이거는 왕립 협회에서 러더퍼드와 함께 알파입자가 공기, 알루미늄 호일과 금박을 통과시키는 실험으로 이 연구를 확장시켰다. <ref>''Proc. Roy. Soc.'' July 17, 1908</ref> 더 많은 연구가 1909년에 한스 가이거와 어니스트 마르스덴 에 의해 편찬되었다. <ref>''Proc. Roy. Soc.'' '''A82''' p 495-500</ref> 그리고 더욱 크게 확장된 연구가 1910년에 가이거에 의해 편찬되었다. <ref>''Proc. Roy. Soc.'' Feb. 1, 1910</ref> 1911~1912년에 러더퍼드는 한 실험을 설명하기 위해 왕립협회에 갔다. 그리고 우리가 지금 이해하고 있는 새로운 원자 핵 이론을 제출했다.
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핵 융합 과정에서, 두 개의 낮은 질량의 핵은 서로 아주 가깝게 접촉하게 된다. 그리고 강력이 이 둘을 융합시킨다. 이 때 두 핵 사이의 반발력을 이겨내기 위해서 큰 에너지를 필요로 한다. 그리하여 핵 융합은 오직 아주 높은 온도나 높은 압력에서만 일어날 수 있다. 과정이 일단 계속되기만 하면, 큰 양의 에너지는 방출되고 결합된 핵은 더 낮은 에너지 준위를 가지게 된다. 핵자 당 결합 에너지는 질량수가 올라감에 따라 증가한다. (니켈62N까지)
태양 같은 항성은 4개의 양성자가 헬륨 핵으로 되는 융합 과정을 통해 에너지를 공급받는다. 수소가 헬륨으로 될 때 통제 되지 않는 핵융합은 열핵 폭주라고 알려져 있다. 자연적인 핵 융합의 기원은 태양을 포함한 모든 항성들의 핵에서 생성되는 에너지와 빛이다.
===핵 분열===
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알파 붕괴의 과정은 본질적으로 자발적인 핵분열의 특별한 경우이다. 이 분열 과정은 아주 불균형하다. 왜냐하면 알파 입자를 구성하는 네 개의 입자는 특히 서로에 속박되어 있기 때문에 핵 분열중인 이 핵의 생산 확률을 높게 만든다. 분열 과정 중에 중성자를 생산하며 핵분열을 시작하기 위해서 쉽게 중성자를 흡수하는 특정한 가장 무거운 핵들에서는 스스로 불을 붙이는 중성자 시작 분열이 일어난다. 이는 소위 [[연쇄 반응]]이라고 불린다. 연쇄 반응은 물리에서 보다 화학에서 먼저 알려졌다. 그리고 사실 우리에게 많은 친근한 과정들인 불과 화학 폭발등은 화학적 연쇄 반응이다. 분열에서 생성된 중성자를 사용하는 핵 연쇄 반응은 핵 발전소와 분열 타입의 핵 폭탄의 에너지의 원천이다. 우라늄과 토륨과 같은 무거운 핵들은 또한 자발적인 분열과정을 겪을 수 있다 그러나 자발적인 분열 과정 보다는 알파 붕괴를 겪을 가능성이 훨씬 더 높다.
중성자 시작 연쇄 반응이 일어나기 위해서 특정한 조건 , 특정한 공간에 존재하는 원소의 [[임계 질량]]이 있어야 한다. 가장 작은 임계 질량의 조건은 방출 중성자와 중성자 감속재의 보존이다. 그래서 더 큰 중성자 단면적 또는 다른 분열을 시작하는 가능성이 있다. 아프리카의 가봉에서, 자연적인 핵 분열 원자로가 150만년 전부터 가동 중이었다. <ref>{{
▲중성자 시작 연쇄 반응이 일어나기 위해서 특정한 조건 , 특정한 공간에 존재하는 원소의 [[임계 질량]]이 있어야 한다. 가장 작은 임계 질량의 조건은 방출 중성자와 중성자 감속재의 보존이다. 그래서 더 큰 중성자 단면적 또는 다른 분열을 시작하는 가능성이 있다. 아프리카의 가봉에서, 자연적인 핵 분열 원자로가 150만년 전부터 가동 중이었다. <ref>{{cite journal |last=Meshik |first=A. P. |authorlink= |coauthors= |year=2005 |month=November |title=The Workings of an Ancient Nuclear Reactor |journal=Scientific American |volume= |issue= |pages= |url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=ancient-nuclear-reactor |accessdate=2014-01-04 }}</ref> 자연적인 중성자 방출의 측정이 지구 코어로부터 발생하는 열의 거의 절반이 방사성 붕괴로부터 온다는 사실을 입증했다. 그러나 이러한 결과가 핵 분열 연쇄 반응으로부터 온지 아닌지는 알려져 있지 않다..{{citation needed|date=March 2013}}
===무거운 원소의 생산(원자 번호 5보다 큼)===
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핵자 당 결합 에너지가 철 부근에서 최고치를 찍기 때문에 이 지점 아래에서 일어나는 핵 분열 과정에서 에너지가 방출된다. 핵 융합에 의한 더 무거운 핵의 생성이 에너지를 필요로 하기 때문에 자연에서는 중성자 포획 과정이 일어난다. 중성자는 전하의 부족 때문에 쉽게 핵에 의해 흡수될 수 있다. 무거운 원소는 느린 중성자 포획 과정(소위 s 과정이라고 불린다) 또는 빠른 중성자 포획 과정 (r 과정이라고 불린다) 둘중 하나에 의해 생성된다. s 과정은 덥고 고동치는 항성에서 일어난다. (AGB 또는 asymptotic giant branch stars 라고 불림) 그리고 가장 무거운 원소인 납과 비스무트에 도달하는데 까지 수백~ 수 천년이 걸린다. r과정은 초신성 폭발에서 생성된다. 왜냐하면 초신성 폭발에서 높은 온도와 높은 중성자 유입이 있고 방출되는 물질의 상태가 존재하기 때문이다. 이러한 항성의 상태는 연속적인 중성자 포획을 아주 빠르게 만들어준다.
== 참조 ==
{{Reflist|2}}
==
* Nuclear Physics by Irving Kaplan 2nd edition, 1962 Addison-Wesley
* General Chemistry by Linus Pauling 1970 Dover Pub. ISBN 0-486-65622-5
* Introductory Nuclear Physics by Kenneth S. Krane Pub. Wiley
* {{
|author=N.D. Cook
|year=2010
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== 외부 링크 ==
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* {{언어고리|en}} [http://dnp.aps.org American Physical Society Division of Nuclear Physics]
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* {{언어고리|en}} [http://www.acme-nuclear.com Boiling Water Reactor Plant, BWR Simulator Program]▼
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▲*[http://www.acme-nuclear.com Boiling Water Reactor Plant, BWR Simulator Program]
* {{언어고리|en}} [http://www.nucleonica.net Nucleonica ..web driven nuclear science]
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* {{언어고리|en}} [http://www.nucleonica.net
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