परमाणु भौतिकी

परमाणु भौतिकी भौतिकी का क्षेत्र है जो परमाणु पदार्थ के अन्य रूपों के अध्ययन के अलावा, परमाणु नाभिक और उनके घटकों और बातचीत का अध्ययन करता है।

परमाणु भौतिकी को परमाणु भौतिकी के साथ भ्रमित नहीं किया जाना चाहिए, जो इसके इलेक्ट्रॉनों सहित एक पूरे के रूप में परमाणु का अध्ययन करता है।

परमाणु भौतिकी में खोजों ने कई क्षेत्रों में आवेदन किया है।इसमें परमाणु ऊर्जा, परमाणु हथियार, परमाणु चिकित्सा और चुंबकीय अनुनाद इमेजिंग, औद्योगिक और कृषि समस्थानिक, सामग्री इंजीनियरिंग में आयन आरोपण और भूविज्ञान और पुरातत्व में रेडियोकार्बन डेटिंग शामिल हैं।इस तरह के अनुप्रयोगों का अध्ययन परमाणु इंजीनियरिंग के क्षेत्र में किया जाता है।

कण भौतिकी परमाणु भौतिकी से विकसित हुई और दो क्षेत्रों को आमतौर पर करीबी संघ में पढ़ाया जाता है।परमाणु खगोल भौतिकी, खगोल भौतिकी के लिए परमाणु भौतिकी का अनुप्रयोग, सितारों के आंतरिक कामकाज और रासायनिक तत्वों की उत्पत्ति को समझाने में महत्वपूर्ण है।

इतिहास
परमाणु भौतिकी से अलग एक अनुशासन के रूप में परमाणु भौतिकी का इतिहास, 1896 में हेनरी बेकरेल द्वारा रेडियोधर्मिता की खोज के साथ शुरू होता है, यूरेनियम लवण में फॉस्फोरेसेंस की जांच करते समय बनाया गया। जे। जे। थॉमसन द्वारा इलेक्ट्रॉन की खोज एक साल बाद एक संकेत था कि परमाणु में आंतरिक संरचना थी। 20 वीं शताब्दी की शुरुआत में परमाणु का स्वीकृत मॉडल जे। जे। थॉमसन का प्लम पुडिंग मॉडल था जिसमें एटम एक सकारात्मक रूप से चार्ज की गई गेंद थी जिसमें छोटे नकारात्मक रूप से चार्ज किए गए इलेक्ट्रॉनों के अंदर एम्बेडेड था।

इसके बाद के वर्षों में, रेडियोधर्मिता की बड़े पैमाने पर जांच की गई, विशेष रूप से मैरी क्यूरी, पियरे क्यूरी, अर्नेस्ट रदरफोर्ड और अन्य द्वारा। सदी के मोड़ तक, भौतिकविदों ने परमाणुओं से निकलने वाले तीन प्रकार के विकिरण की भी खोज की थी, जिसे उन्होंने अल्फा, बीटा और गामा विकिरण नाम दिया था। 1911 में ओटो हैन द्वारा और 1914 में जेम्स चाडविक द्वारा प्रयोगों ने पाया कि बीटा क्षय स्पेक्ट्रम असतत के बजाय निरंतर था। अर्थात्, इलेक्ट्रॉनों को परमाणु से ऊर्जा की एक निरंतर सीमा के साथ परमाणु से बाहर निकाल दिया गया था, बजाय इसके कि असतत मात्रा में ऊर्जा की मात्रा जो गामा और अल्फा में देखी गई थी। यह उस समय परमाणु भौतिकी के लिए एक समस्या थी, क्योंकि ऐसा लगता था कि इन गिरावट में ऊर्जा का संरक्षण नहीं किया गया था।

भौतिकी में 1903 के नोबेल पुरस्कार को उनकी खोज के लिए और मैरी और पियरे क्यूरी को रेडियोधर्मिता में उनके बाद के शोध के लिए संयुक्त रूप से प्रदान किया गया था। रदरफोर्ड को 1908 में तत्वों के विघटन और रेडियोधर्मी पदार्थों के रसायन विज्ञान में उनकी जांच के लिए रसायन विज्ञान में नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया था।

1905 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने द्रव्यमान -ऊर्जा तुल्यता का विचार तैयार किया। जबकि बेकरेल और मैरी क्यूरी द्वारा रेडियोधर्मिता पर काम करने से यह पता चलता है, रेडियोधर्मिता की ऊर्जा के स्रोत की एक व्याख्या को इस खोज के लिए इंतजार करना होगा कि नाभिक स्वयं छोटे घटकों, नाभिकों से बना था।

रदरफोर्ड नाभिक को पता चलता है
1906 में, अर्नेस्ट रदरफोर्ड ने पदार्थ से गुजरने में रेडियम से α कण के मंदता को प्रकाशित किया। हंस गीगर ने रॉयल सोसाइटी के लिए एक संचार में इस काम पर विस्तार किया प्रयोगों के साथ उन्होंने और रदरफोर्ड ने हवा, एल्यूमीनियम पन्नी और सोने की पत्ती के माध्यम से अल्फा कणों को पारित किया था।अधिक काम 1909 में गीगर और अर्नेस्ट मार्सडेन द्वारा प्रकाशित किया गया था, और गीगर -मार्सडेन प्रयोगों | आगे बहुत विस्तारित काम 1910 में गीगर द्वारा प्रकाशित किया गया था। 1911-1912 में रदरफोर्ड ने रॉयल सोसाइटी के समक्ष प्रयोगों को समझाने और परमाणु नाभिक के नए सिद्धांत को प्रस्तावित करने के लिए चला गया क्योंकि अब हम इसे समझते हैं।

1909 में प्रकाशित, मई 1911 को प्रकाशित रदरफोर्ड द्वारा अंतिम शास्त्रीय विश्लेषण के साथ,  1909 के दौरान प्रमुख प्रीमेप्टिव प्रयोग किया गया था,
 * "experiment was conducted 1911"
 * "...1909...a couple of years later..."
 * "..1909..published - 1911.."
 * "1911 performed "
 * 1911 discovers:
 * Leonard, P. and Gehrels, N. (November 28, 2009) A History of Gamma-Ray Astronomy Including Related Discoveries National Aeronautics and Space Administration Goddard Space Flight Center:  High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC), Retrieved 13 June 2021
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 * rutherford/biographical, Nobel Prize, "..In 1910, his investigations into the scattering of alpha rays and the nature of the inner structure of the atom which caused such scattering led to the postulation of his concept of the “nucleus”..."
 * मैनचेस्टर विश्वविद्यालय में।अर्नेस्ट रदरफोर्ड के सहायक, प्रोफेसर जोहानिस हंस गीगर, और एक स्नातक, मार्सडेन, एक गीगर-मार्सडेन प्रयोग किया | प्रयोग जिसमें रदरफोर्ड की देखरेख में गीगर और मार्सडेन ने अल्फा कणों (हीलियम -4 नाभिक | हीलियम 4 नाभिक को निकाल दिया ) सोने की पन्नी की एक पतली फिल्म में।प्लम पुडिंग मॉडल ने भविष्यवाणी की थी कि अल्फा कणों को पन्नी से बाहर आना चाहिए, जिसमें उनके प्रक्षेपवक्र सबसे थोड़े से मुड़े हुए हैं।लेकिन रदरफोर्ड ने अपनी टीम को निर्देश दिया कि वह कुछ ऐसी चीज़ों की तलाश करे, जिसने उन्हें देखने के लिए झटका दिया: कुछ कणों को बड़े कोणों के माध्यम से बिखेर दिया गया था, यहां तक कि कुछ मामलों में पूरी तरह से पीछे की ओर।उन्होंने इसकी तुलना टिशू पेपर पर एक गोली चलाने और इसे उछालने के लिए की।1911 में रदरफोर्ड के डेटा के विश्लेषण के साथ खोज ने परमाणु के रदरफोर्ड मॉडल के लिए नेतृत्व किया, जिसमें परमाणु के पास एक बहुत छोटा, बहुत घना नाभिक था, जिसमें इसके अधिकांश द्रव्यमान थे, और एम्बेडेड इलेक्ट्रॉनों के साथ भारी सकारात्मक रूप से चार्ज किए गए कणों से मिलकर थे।चार्ज को संतुलित करने का आदेश (क्योंकि न्यूट्रॉन अज्ञात था)।एक उदाहरण के रूप में, इस मॉडल में (जो आधुनिक नहीं है) नाइट्रोजन -14 में 14 प्रोटॉन और 7 इलेक्ट्रॉनों (21 कुल कणों) के साथ एक नाभिक शामिल था और नाभिक 7 अधिक परिक्रमा इलेक्ट्रॉनों से घिरा हुआ था।

एडिंगटन और तारकीय परमाणु संलयन
1920 के आसपास, आर्थर एडिंगटन ने सितारों में परमाणु संलयन प्रक्रियाओं की खोज और तंत्र का अनुमान लगाया, अपने पेपर में सितारों के आंतरिक संविधान में। उस समय, तारकीय ऊर्जा का स्रोत एक पूर्ण रहस्य था;एडिंगटन ने सही ढंग से अनुमान लगाया कि स्रोत हीलियम में हाइड्रोजन का संलयन था, आइंस्टीन के समीकरण द्रव्यमान -ऊर्जा समतुल्यता के अनुसार भारी ऊर्जा को मुक्त कर रहा था। ई = एमसी2।यह उस समय के बाद से एक विशेष रूप से उल्लेखनीय विकास था, फ्यूजन और थर्मोन्यूक्लियर एनर्जी, और यहां तक कि सितारे काफी हद तक हाइड्रोजन से बने होते हैं (मेटैलिटी देखें), अभी तक खोज नहीं की गई थी।

परमाणु स्पिन का अध्ययन
रदरफोर्ड मॉडल ने 1929 में कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी में फ्रेंको रसेट्टी द्वारा परमाणु स्पिन के अध्ययन तक परमाणु स्पिन के अध्ययन तक काफी अच्छा काम किया $± 1/2$।नाइट्रोजन -14 के रदरफोर्ड मॉडल में, कुल 21 परमाणु कणों में से 20 को एक-दूसरे के स्पिन को रद्द करने के लिए जोड़ा जाना चाहिए था, और अंतिम विषम कण को एक शुद्ध स्पिन के साथ नाभिक को छोड़ देना चाहिए था $1/2$।हालांकि, रसेटी ने खोजा कि नाइट्रोजन -14 में 1 की स्पिन थी।

जेम्स चाडविक न्यूट्रॉन
को पता चलता है

1932 में चाडविक ने महसूस किया कि वाल्थर बोथे, हर्बर्ट बेकर, इरेन जोलियोट-क्यूरी द्वारा देखे गए विकिरण। इरने और फ्रैडिक जोलियट-क्यूरी वास्तव में प्रोटॉन के रूप में एक ही द्रव्यमान के एक तटस्थ कण के कारण थे, कि उन्होंने न्यूट्रॉन को बुलाया (इस तरह के कण की आवश्यकता के बारे में रदरफोर्ड से एक सुझाव के बाद)। उसी वर्ष दिमित्री इवानेंको ने सुझाव दिया कि नाभिक में कोई इलेक्ट्रॉन नहीं थे - केवल प्रोटॉन और न्यूट्रॉन - और यह कि न्यूट्रॉन स्पिन थे $1/2$ कण, जो प्रोटॉन के कारण द्रव्यमान को नहीं समझाते थे।न्यूट्रॉन स्पिन ने तुरंत नाइट्रोजन -14 के स्पिन की समस्या को हल किया, क्योंकि इस मॉडल में एक अप्रकाशित प्रोटॉन और एक अप्रकाशित न्यूट्रॉन ने प्रत्येक का एक स्पिन का योगदान दिया $1/2$ उसी दिशा में, 1 का अंतिम कुल स्पिन दे रहा है।

न्यूट्रॉन की खोज के साथ, वैज्ञानिक अंतिम रूप से गणना कर सकते हैं कि प्रत्येक नाभिक को बाध्यकारी ऊर्जा का क्या अंश था, जो कि प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के साथ परमाणु द्रव्यमान की तुलना करता है, जो इसकी रचना करता है।इस तरह से परमाणु द्रव्यमान के बीच अंतर की गणना की गई।जब परमाणु प्रतिक्रियाओं को मापा गया था, तो ये 1934 के रूप में 1% के भीतर द्रव्यमान और ऊर्जा के समतुल्यता की आइंस्टीन की गणना के साथ सहमत होने के लिए पाए गए।

बड़े वेक्टर बोसोन फील्ड के प्रोका के समीकरण
अलेक्जेंड्रू प्रोका बड़े पैमाने पर वेक्टर बोसोन फील्ड समीकरणों और परमाणु बलों के मेसोनिक क्षेत्र के एक सिद्धांत को विकसित करने और रिपोर्ट करने वाला पहला था।प्रोका के समीकरणों को वोल्फगैंग पाउली के लिए जाना जाता था जिन्होंने अपने नोबेल पते में समीकरणों का उल्लेख किया था, और उन्हें युकावा, वेन्टज़ेल, तकाता, साकाटा, केमेर, हेटलर, और फ्रॉहलिच के लिए भी जाना जाता था, जिन्होंने परमाणु भौतिकी में परमाणु नाभिक के एक सिद्धांत को विकसित करने के लिए प्रोका के समीकरणों की सामग्री की सराहना की।

=== युकावा के मिसोनपो एस त्सुटसेट डी IEN 1935 HIKI YUKAWA मजबूत बल के पहले महत्वपूर्ण सिद्धांत को यह बताने के लिए प्रस्तावित किया कि नाभिक कैसे एक साथ रहता है। युकावा इंटरैक्शन में एक आभासी कण, जिसे बाद में एक मेसन कहा जाता है, ने प्रोटॉन और न्यूट्रॉन सहित सभी नाभिकों के बीच एक बल की मध्यस्थता की। इस बल ने बताया कि क्यों नाभिक प्रोटॉन प्रतिकर्षण के प्रभाव में विघटित नहीं हुआ, और इसने यह भी स्पष्टीकरण दिया कि क्यों आकर्षक मजबूत बल में प्रोटॉन के बीच विद्युत चुम्बकीय प्रतिकर्षण की तुलना में अधिक सीमित सीमा थी। बाद में, पीआई मेसन की खोज ने इसे युकावा के कण के गुणों को दिखाया।

युकावा के कागजात के साथ, परमाणु का आधुनिक मॉडल पूरा हो गया था। परमाणु के केंद्र में न्यूट्रॉन और प्रोटॉन की एक तंग गेंद होती है, जो मजबूत परमाणु बल द्वारा एक साथ आयोजित की जाती है, जब तक कि यह बहुत बड़ा न हो। अस्थिर नाभिक अल्फा क्षय से गुजर सकता है, जिसमें वे एक ऊर्जावान हीलियम नाभिक, या बीटा क्षय का उत्सर्जन करते हैं, जिसमें वे एक इलेक्ट्रॉन (या पॉज़िट्रॉन) को बाहर निकालते हैं। इनमें से एक के बाद परिणामी नाभिक को एक उत्साहित अवस्था में छोड़ दिया जा सकता है, और इस मामले में यह उच्च-ऊर्जा फोटॉन (गामा क्षय) का उत्सर्जन करके अपने जमीनी स्थिति में फैलता है।

मजबूत और कमजोर परमाणु बलों का अध्ययन (1934 में फर्मी की बातचीत के माध्यम से एनरिको फर्मी द्वारा समझाया गया) ने भौतिकविदों को नाभिक और इलेक्ट्रॉनों को कभी भी उच्च ऊर्जा पर टकराने के लिए प्रेरित किया। यह शोध कण भौतिकी का विज्ञान बन गया, जिसका मुकुट गहना कण भौतिकी का मानक मॉडल है, जो मजबूत, कमजोर और विद्युत चुम्बकीय बलों का वर्णन करता है।

आधुनिक परमाणु भौतिकी
एक भारी नाभिक में सैकड़ों नाभिक हो सकते हैं।इसका मतलब यह है कि कुछ सन्निकटन के साथ इसे क्वांटम-मैकेनिकल के बजाय एक शास्त्रीय प्रणाली के रूप में माना जा सकता है।परिणामस्वरूप तरल-ड्रॉप मॉडल में, नाभिक में एक ऊर्जा होती है जो आंशिक रूप से सतह के तनाव से और आंशिक रूप से प्रोटॉन के विद्युत प्रतिकर्षण से उत्पन्न होती है।तरल-ड्रॉप मॉडल नाभिक की कई विशेषताओं को पुन: पेश करने में सक्षम है, जिसमें द्रव्यमान संख्या के संबंध में बाध्यकारी ऊर्जा की सामान्य प्रवृत्ति, साथ ही साथ परमाणु विखंडन की घटना भी शामिल है।

इस शास्त्रीय चित्र पर सुपरइम्पोज़्ड, हालांकि, क्वांटम-मैकेनिकल इफेक्ट्स हैं, जिन्हें परमाणु शेल मॉडल का उपयोग करके वर्णित किया जा सकता है, जो मारिया गोएपर्ट मेयर द्वारा बड़े हिस्से में विकसित किया गया है और जे। हंस डी। जेन्सेन। न्यूट्रॉन और प्रोटॉन के कुछ जादू की संख्या के साथ नाभिक विशेष रूप से स्थिर होते हैं, क्योंकि उनके गोले भरे जाते हैं।

नाभिक के लिए अन्य अधिक जटिल मॉडल भी प्रस्तावित किए गए हैं, जैसे कि इंटरएक्टिंग बोसोन मॉडल, जिसमें न्यूट्रॉन और प्रोटॉन के जोड़े बोसोन के रूप में बातचीत करते हैं।

Ab initio विधियाँ न्यूक्लियंस और उनके इंटरैक्शन से शुरू होने वाली जमीन से कई-शरीर की समस्या को हल करने की कोशिश करती हैं। परमाणु भौतिकी में वर्तमान शोध में से अधिकांश उच्च स्पिन और उत्तेजना ऊर्जा जैसी चरम परिस्थितियों में नाभिक के अध्ययन से संबंधित हैं।नाभिक में चरम आकृतियाँ भी हो सकती हैं (रग्बी गेंदों या यहां तक कि नाशपाती के समान) या चरम न्यूट्रॉन-टू-प्रोटॉन अनुपात।प्रयोगकर्ता कृत्रिम रूप से प्रेरित संलयन या न्यूक्लियर ट्रांसफर प्रतिक्रियाओं का उपयोग करके इस तरह के नाभिक बना सकते हैं, एक त्वरक से आयन बीम को नियोजित करते हैं।बहुत अधिक ऊर्जा वाले बीम के साथ बीम का उपयोग बहुत अधिक तापमान पर नाभिक बनाने के लिए किया जा सकता है, और ऐसे संकेत हैं कि इन प्रयोगों ने सामान्य परमाणु मामले से एक नए राज्य, क्वार्क -ग्लून प्लाज्मा के लिए एक चरण संक्रमण का उत्पादन किया है, जिसमें एक के साथ क्वार्क मिंगलएक और, ट्रिपल में अलग होने के बजाय वे न्यूट्रॉन और प्रोटॉन में हैं।

परमाणु क्षय
अस्सी तत्वों में कम से कम एक स्थिर आइसोटोप होता है जो कभी भी क्षय के लिए नहीं देखा जाता है, कुल लगभग 252 स्थिर न्यूक्लाइड्स की राशि।हालांकि, हजारों आइसोटोप को अस्थिर के रूप में चित्रित किया गया है।ये रेडियोसोटोप्स समय के साथ एक दूसरे के अंशों से लेकर खरबों तक के अंशों के साथ क्षय हो जाते हैं।परमाणु और न्यूट्रॉन संख्याओं के एक समारोह के रूप में एक चार्ट पर प्लॉट किया गया, न्यूक्लाइड्स की बाध्यकारी ऊर्जा बनती है जिसे स्थिरता की घाटी के रूप में जाना जाता है।स्थिर न्यूक्लाइड्स इस ऊर्जा घाटी के नीचे स्थित हैं, जबकि तेजी से अस्थिर न्यूक्लाइड घाटी की दीवारों पर झूठ बोलते हैं, अर्थात, कमजोर बाध्यकारी ऊर्जा है।

सबसे स्थिर नाभिक न्यूट्रॉन और प्रोटॉन की संरचना के कुछ श्रेणियों या संतुलन के भीतर गिरता है: बहुत कम या बहुत अधिक न्यूट्रॉन (प्रोटॉन की संख्या के संबंध में) इसे क्षय करने का कारण होगा।उदाहरण के लिए, बीटा क्षय में, एक नाइट्रोजन -16 परमाणु (7 प्रोटॉन, 9 न्यूट्रॉन) एक ऑक्सीजन -16 परमाणु (8 प्रोटॉन, 8 न्यूट्रॉन) में परिवर्तित हो जाता है बनाया जा रहा है के कुछ सेकंड के भीतर। इस क्षय में नाइट्रोजन नाभिक में एक न्यूट्रॉन को एक प्रोटॉन, एक इलेक्ट्रॉन और एक एंटीन्यूट्रिनो में कमजोर बातचीत द्वारा परिवर्तित किया जाता है। तत्व को एक अन्य तत्व में प्रसारित किया जाता है, जिसमें एक अलग संख्या में प्रोटॉन होते हैं।

अल्फा क्षय में, जो आम तौर पर सबसे भारी नाभिक में होता है, रेडियोधर्मी तत्व एक हीलियम नाभिक (2 प्रोटॉन और 2 न्यूट्रॉन) को उत्सर्जित करके, एक और तत्व, प्लस हीलियम -4 देता है। कई मामलों में यह प्रक्रिया इस तरह के कई चरणों के माध्यम से जारी रहती है, जिसमें अन्य प्रकार के क्षय (आमतौर पर बीटा क्षय) शामिल हैं जब तक कि एक स्थिर तत्व नहीं बनता है।

गामा क्षय में, एक नाभिक एक उत्साहित राज्य से एक कम ऊर्जा राज्य में एक गामा किरण का उत्सर्जन करके घटता है। तत्व को प्रक्रिया में किसी अन्य तत्व में नहीं बदला जाता है (कोई परमाणु प्रसारण शामिल नहीं है)।

अन्य और अधिक विदेशी क्षय संभव है (पहला मुख्य लेख देखें)। उदाहरण के लिए, आंतरिक रूपांतरण क्षय में, एक उत्साहित नाभिक से ऊर्जा परमाणु से आंतरिक कक्षीय इलेक्ट्रॉनों में से एक को बाहर निकाल सकती है, एक प्रक्रिया में जो उच्च गति इलेक्ट्रॉनों का उत्पादन करती है, लेकिन बीटा क्षय नहीं है और (बीटा क्षय के विपरीत) एक तत्व को प्रसारित नहीं करता है दूसरे करने के लिए।

परमाणु संलयन
परमाणु संलयन में, दो कम-द्रव्यमान नाभिक एक दूसरे के साथ बहुत निकट संपर्क में आ जाते हैं ताकि मजबूत बल उन्हें फ्यूज कर दे। उन्हें फ्यूज करने के लिए नाभिक के बीच विद्युत प्रतिकर्षण को दूर करने के लिए मजबूत या परमाणु बलों के लिए बड़ी मात्रा में ऊर्जा की आवश्यकता होती है; इसलिए परमाणु संलयन केवल बहुत अधिक तापमान या उच्च दबावों पर हो सकता है। जब नाभिक फ्यूज होता है, तो बहुत बड़ी मात्रा में ऊर्जा जारी की जाती है और संयुक्त नाभिक कम ऊर्जा स्तर मानता है। निकेल -62 तक द्रव्यमान संख्या के साथ प्रति नाभिक की बाध्यकारी ऊर्जा बढ़ जाती है। सूर्य जैसे सितारों को एक हीलियम नाभिक, दो पॉज़िट्रॉन और दो न्यूट्रिनो में चार प्रोटॉन के संलयन से संचालित किया जाता है। हीलियम में हाइड्रोजन के अनियंत्रित संलयन को थर्मोन्यूक्लियर रनवे के रूप में जाना जाता है। विभिन्न संस्थानों में वर्तमान अनुसंधान में एक सीमा, उदाहरण के लिए संयुक्त यूरोपीय टोरस (जेट) और आईटीईआर, एक नियंत्रित संलयन प्रतिक्रिया से ऊर्जा का उपयोग करने के लिए आर्थिक रूप से व्यवहार्य विधि का विकास है। परमाणु संलयन हमारे अपने सूर्य सहित सभी सितारों के मूल द्वारा निर्मित ऊर्जा की उत्पत्ति (प्रकाश और अन्य विद्युत चुम्बकीय विकिरण के रूप में) है।

परमाणु विखंडन
परमाणु विखंडन संलयन के लिए रिवर्स प्रक्रिया है। निकेल -62 की तुलना में नाभिक के लिए भारी ऊर्जा प्रति नाभिक की संख्या द्रव्यमान संख्या के साथ कम हो जाती है। इसलिए ऊर्जा के लिए जारी किया जाना संभव है यदि एक भारी नाभिक दो लाइटर में अलग हो जाता है।

अल्फा क्षय की प्रक्रिया संक्षेप में एक विशेष प्रकार का सहज परमाणु विखंडन है। यह एक अत्यधिक विषम विखंडन है क्योंकि चार कण जो अल्फा कण बनाते हैं, विशेष रूप से एक दूसरे के लिए कसकर बंधे होते हैं, विशेष रूप से संभावना में इस नाभिक का उत्पादन करते हैं।

सबसे भारी नाभिक से जिनके विखंडन से मुक्त न्यूट्रॉन पैदा होते हैं, और जो आसानी से विखंडन शुरू करने के लिए न्यूट्रॉन को अवशोषित करते हैं, एक स्व-गौरवशाली प्रकार का न्यूट्रॉन-आरंभिक विखंडन प्राप्त किया जा सकता है, एक श्रृंखला प्रतिक्रिया में प्राप्त किया जा सकता है। चेन रिएक्शन को भौतिकी से पहले रसायन विज्ञान में जाना जाता था, और वास्तव में आग और रासायनिक विस्फोट जैसी कई परिचित प्रक्रियाएं रासायनिक श्रृंखला प्रतिक्रियाएं हैं। विखंडन-उत्पादित न्यूट्रॉन का उपयोग करते हुए विखंडन या परमाणु श्रृंखला-प्रतिक्रिया, परमाणु ऊर्जा संयंत्रों और विखंडन-प्रकार के परमाणु बमों के लिए ऊर्जा का स्रोत है, जैसे कि हिरोशिमा और नागासाकी, नागासाकी में विस्फोट किया गया युद्ध II। यूरेनियम और थोरियम जैसे भारी नाभिक भी सहज विखंडन से गुजर सकते हैं, लेकिन वे अल्फा क्षय द्वारा क्षय से गुजरने की अधिक संभावना रखते हैं।

एक न्यूट्रॉन-आरंभिक श्रृंखला प्रतिक्रिया होने के लिए, कुछ शर्तों के तहत एक निश्चित स्थान में मौजूद प्रासंगिक आइसोटोप का एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान होना चाहिए। सबसे छोटे महत्वपूर्ण द्रव्यमान के लिए स्थितियों के लिए उत्सर्जित न्यूट्रॉन के संरक्षण की आवश्यकता होती है और उनके धीमा या मॉडरेशन भी होता है ताकि एक और विखंडन शुरू करने के लिए अधिक से अधिक क्रॉस-सेक्शन या संभावना हो। ओक्लो, गैबॉन, अफ्रीका के दो क्षेत्रों में, प्राकृतिक परमाणु विखंडन रिएक्टर 1.5 बिलियन साल पहले सक्रिय थे। प्राकृतिक न्यूट्रिनो उत्सर्जन के माप ने प्रदर्शित किया है कि रेडियोधर्मी क्षय से पृथ्वी के मुख्य परिणामों से निकलने वाली गर्मी का लगभग आधा हिस्सा।हालांकि, यह ज्ञात नहीं है कि इसमें से कोई भी विखंडन श्रृंखला प्रतिक्रियाओं से परिणाम देता है।

भारी तत्वों का उत्पादन
सिद्धांत के अनुसार, जैसा कि बिग बैंग के बाद ब्रह्मांड ठंडा हो गया, अंततः यह सामान्य उप -परमाणु कणों के लिए संभव हो गया क्योंकि हम उन्हें जानते हैं (न्यूट्रॉन, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों) मौजूद हैं। बिग बैंग में बनाए गए सबसे आम कण जो आज भी हमारे लिए आसानी से देख सकते हैं, वे प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन (समान संख्या में) थे। प्रोटॉन अंततः हाइड्रोजन परमाणु बनाएंगे। बिग बैंग में बनाए गए लगभग सभी न्यूट्रॉन को बिग बैंग के बाद पहले तीन मिनट में हीलियम -4 में अवशोषित किया गया था, और यह हीलियम आज ब्रह्मांड में अधिकांश हीलियम के लिए खाता है (बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस देखें)।

हीलियम (लिथियम, बेरिलियम, और शायद कुछ बोरान) से परे कुछ अपेक्षाकृत कम मात्रा में तत्व बड़े धमाके में बनाए गए थे, क्योंकि प्रोटॉन और न्यूट्रॉन एक दूसरे से टकराए थे, लेकिन सभी भारी तत्व (कार्बन, तत्व संख्या 6, और तत्व 6, और तत्व। अधिक से अधिक परमाणु संख्या) जिसे हम आज देखते हैं, फ्यूजन चरणों की एक श्रृंखला के दौरान सितारों के अंदर बनाए गए थे, जैसे कि प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला, सीएनओ चक्र और ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया। एक स्टार के विकास के दौरान उत्तरोत्तर भारी तत्व बनाए जाते हैं।

ऊर्जा केवल फ्यूजन प्रक्रियाओं में जारी की जाती है जिसमें लोहे की तुलना में छोटे परमाणुओं को शामिल किया जाता है क्योंकि आयरन (56 न्यूक्लियंस) के आसपास प्रति नाभिक चोटियों की बाध्यकारी ऊर्जा होती है। चूंकि संलयन द्वारा भारी नाभिक के निर्माण के लिए ऊर्जा की आवश्यकता होती है, प्रकृति न्यूट्रॉन कैप्चर की प्रक्रिया के लिए सहारा देती है। न्यूट्रॉन (उनके आरोप की कमी के कारण) एक नाभिक द्वारा आसानी से अवशोषित हो जाते हैं। भारी तत्व या तो एक धीमी न्यूट्रॉन कैप्चर प्रक्रिया (तथाकथित एस-प्रोसेस | एस-प्रोसेस) या रैपिड, या आर-प्रोसेस | आर-प्रोसेस द्वारा बनाए जाते हैं। एस प्रक्रिया थर्मली पल्सिंग सितारों (एजीबी, या एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा सितारों) में होती है और सीसा और बिस्मथ के सबसे भारी तत्वों तक पहुंचने में सैकड़ों से हजारों साल लगते हैं। आर-प्रोसेस को सुपरनोवा विस्फोटों में होने के लिए माना जाता है, जो उच्च तापमान, उच्च न्यूट्रॉन प्रवाह और बेदखल पदार्थ की आवश्यक स्थिति प्रदान करते हैं। ये तारकीय स्थितियां क्रमिक न्यूट्रॉन को बहुत तेजी से कैप्चर करती हैं, जिसमें बहुत न्यूट्रॉन-समृद्ध प्रजातियां शामिल होती हैं, जो तब भारी तत्वों को बीटा-क्षय करती हैं, विशेष रूप से तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं पर जो बंद न्यूट्रॉन गोले (जादू की संख्या) के साथ अधिक स्थिर न्यूक्लाइड के अनुरूप हैं।

यह भी देखें

 * आइसोमेरिक शिफ्ट
 * न्यूट्रॉन-डिगेनेट मैटर
 * परमाणु रसायन विज्ञान
 * परमाणु पदार्थ
 * परमाणु मॉडल
 * परमाणु स्पेक्ट्रोस्कोपी
 * न्यूक्लोनिका, वेब संचालित परमाणु विज्ञान पोर्टल
 * QCD मामला

ग्रन्थसूची

 * General Chemistry by Linus Pauling (Dover 1970) ISBN 0-486-65622-5
 * Introductory Nuclear Physics by Kenneth S. Krane (3rd edition, 1987) ISBN 978-0471805533 [Undergraduate textbook]
 * Theoretical Nuclear And Subnuclear Physics by John D. Walecka (2nd edition, 2004) ISBN 9812388982 [Graduate textbook]
 * Nuclear Physics in a Nutshell by Carlos A. Bertulani (Princeton Press 2007) ISBN 978-0-691-12505-3

बाहरी संबंध

 * Ernest Rutherford's biography at the American Institute of Physics
 * American Physical Society Division of Nuclear Physics
 * American Nuclear Society
 * Annotated bibliography on nuclear physics from the Alsos Digital Library for Nuclear Issues
 * Nuclear science wiki
 * Nuclear Data Services – IAEA
 * Nuclear Physics, BBC Radio 4 discussion with Jim Al-Khalili, John Gribbin and Catherine Sutton (In Our Time, Jan. 10, 2002)