Wys bron van Kernfisika

{{Gaan taal na}}
[[Beeld:NuclearReaction.svg|duimnael|260px|’n Kernreaksie.]]
{{Wetenskap}}
'''Kernfisika''' is dié deel van [[fisika]] waarin [[atoomkern]]e asook hul samestellende dele en hul wisselwerkings bestudeer word. Ander vorms van kernmaterie word ook bestudeer.<ref name=nupecc_report>{{cite report
 | author        = European Science Foundation
 | year        = 2010
 | title        = NuPECC Long Range Plan 2010: Perspectives of Nuclear Physics in Europe
 | url        = http://www.nupecc.org/lrp2010/Documents/lrp2010_final_hires.pdf
 | page        = 6
 | quote        = 
 | access-date        =  4 Oktober 2017
 | archivedate        = 17 Augustus 2018
 | archiveurl        = https://web.archive.org/web/20180817185846/http://www.nupecc.org/lrp2010/Documents/lrp2010_final_hires.pdf
 }}</ref>
Daarteenoor gaan [[atoomfisika]] oor die bestudering van die hele [[atoom]], insluitende die [[elektron]]e.

Ontdekkings in kernfisika het gelei tot baie toepassings in dié veld, soos [[kernkrag]], [[kernwapen]]s, kernmedisyne, [[magnetieseresonansiebeelding]], [[radiokoolstofdatering]], ensovoorts. 

[[Deeltjiefisika]] het uit kernfisika ontstaan en die twee velde hou nou verband met mekaar. [[Kernastrofisika]], die toepassing van kernfisika op die gebied van [[astrofisika]], is belangrik om die prosesse wat is [[ster]]re plaasvind en die oorsprong van die[[element]]e te verduidelik.

== Geskiedenis ==
[[Beeld:Paul Nadar - Henri Becquerel.jpg|duimnael|180px|links|Henri Becquerel.]]

Die geskiedenis van kernfisika as ’n ander dissipline as atoomfisika het begin met die ontdekking in 1896 deur Henri Becquerel van die [[radioaktiwiteit]]<ref name=brm>{{cite book
|title=Nuclear and Particle Physics
|author=B. R. Martin
|publisher=John Wiley & Sons, Ltd.
|year=2006
|isbn=0-470-01999-9
}}</ref> terwyl hy [[fosforessensie]] in [[uraan]]soute ondersoek het.<ref>{{cite journal
|author=Henri Becquerel
|title =Sur les radiations émises par phosphorescence
|journal=Comptes Rendus
|volume = 122
|pages = 420–421
|year=1896
|url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30780/f422.chemindefer
}}</ref> Die ontdekking van die [[elektron]] die volgende jaar deur [[J.J. Thomson]]<ref>{{cite journal|last1=Thomson|first=Joseph John|author1-link=Joseph John Thomson|title=Cathode Rays|year=1897|journal=Proceedings of the Royal Institution of Great Britain|volume=XV|pages=419–432|url=https://archive.org/stream/proceedings15roya#page/418/mode/2up|publisher=Royal Society}}</ref> was ’n aanduiding dat die atoom ’n interne struktuur het. 

In die daaropvolgende jare is radioaktiwiteit deeglik bestudeer, deur onder andere [[Marie Curie|Marie]] en [[Pierre Curie]] sowel as deur [[Ernest Rutherford]] en sy samewerkers. Aan die begin van die [[20ste eeu]] het fisici ook drie soorte [[straling]] ontdek wat uit atome vloei; hulle het dit [[alfaverval|alfa-]], [[betaverval|beta-]] en [[Gammastraling|gamma]]strale genoem. In eksperimente in 1911 deur Otto Hahn en in 1914 deur James Chadwick is ontdek dat die betavervalspektrum aaneenlopend in plaas van diskreet is. Dit beteken elektrone word uit die atoom gewerp met ’n aaneenlopende reeks energieë, eerder as met die diskrete hoeveelhede energie wat in gamma- en alfaverval waargeneem is. In dié tyd was dit ’n probleem vir kernfisika, omdat dit gelyk het asof dit ’n aanduiding is dat energie nie in dié vervalprosesse bewaar bly nie.

Die [[Nobelprys vir fisika]] is in [[1903]] gesamentlik toegeken aan Becquerel vir sy ontdekking van radioaktiwiteit en aan Marie en Pierre Curie vir hul daaropvolgende navorsing daaroor. Rutherford het in 1908 die [[Nobelprys vir Chemie|Nobelprys vir chemie]] gekry vir sy "ondersoeke na die disintegrasie van die elemente en die chemie van radioaktiewe stowwe".

In 1905 het [[Albert Einstein]] die [[massa-energieverband]] geformuleer. Terwyl Becquerel en Marie Curie se werk oor radioaktiwiteit dit voorafgegaan het, is ’n verduideliking van die energiebron van radioaktiwiteit eers gekry met die ontdekking dat die kern self uit kleiner dele, die [[nukleon]]e, bestaan.

=== Rutherford se span ontdek die kern ===
[[Beeld:Rutherford gold foil experiment results.svg|duimnael|180px|Bo: Verwagte resultate van Thomson se "Plum-Pudding" hipotese<br /> Onder: Werklike resultate wat gelei het tot die hipotese van 'n atoom met 'n klein kern.]]
In 1906 is Ernest Rutherford se ''Retardation of the α Particle from Radium in passing through matter'' gepubliseer.<ref>{{cite journal|last=Rutherford|first=Ernest|author-link1=Ernest Rutherford|title=On the retardation of the α particle from radium in passing through matter|journal=Philosophical Magazine|year=1906|volume=12|number=68|pages=134–146|url=http://www.tandfonline.com/doi/abs/10.1080/14786440609463525|publisher=Taylor & Francis|doi=10.1080/14786440609463525}}</ref> Hans Geiger het op dié werk uitgebrei in ’n dokument gerig aan die [[Royal Society]]<ref>{{cite journal|last=Geiger|first=Hans|author-link1=Hans Geiger|title=On the scattering of α-particles by matter|journal=Proceedings of the Royal Society A|year=1908|volume=81|number=546|pages=174–177|publisher=Royal Society|url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/81/546/174|doi=10.1098/rspa.1908.0067 |bibcode=1908RSPSA..81..174G}}</ref> met eksperimente wat hy en Rutherford gedoen het deur [[alfadeeltjie]]s deur lug, aliminiumfoelie en bladgoud te stuur. Nog werke is in 1909 gepubliseer deur Geiger en Ernest Marsden,<ref>{{cite journal | last1 =Geiger | first1 =Hans| author-link1=Hans Geiger|last2=Marsden|first2=Ernest|author-link2=Ernest Marsden| title=On the diffuse reflection of the α-particles | year =1909 | volume=82|number=557|journal=Proceedings of the Royal Society A | publisher=Royal Society| url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/82/557/495 | doi=10.1098/rspa.1909.0054 |bibcode=1909RSPSA..82..495G}}</ref> asook ’n grootliks uitgebreide werk in 1910 deur Geiger.<ref>{{cite journal|last=Geiger|first=Hans|author-link1=Hans Geiger|title=The scattering of the α-particles by matter|year=1910|volume=83|number=565|pages=492–504|journal=Proceedings of the Royal Society A|publisher=Royal Society|url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/83/565/492|doi=10.1098/rspa.1910.0038|bibcode=1910RSPSA..83..492G}}</ref> In 1911 tot 1912 het Rutherford aan die Royal Society die eksperimente verduidelik en die nuwe teorie oor die atoomkern soos ons dit nou verstaan, voorgestel.

Die sleuteleksperiment agter hierdie aankondiging is in 1910 by die Universiteit van [[Manchester]] uitgevoer: Ernest Rutherford se span het ’n merkwaardige eksperiment uitgevoer waarin Geiger en Marsden, onder Rutherford se toesig, aflfadeeltjies ([[helium]]kerne) deur ’n dun laag bladgoud gestuur het. Die [[atoommodel van Thomson]] het voorspel die alfadeeltjies se baan sou hoogstens net effens gebuig wees. Rutherford het sy span egter opdrag gegee om uit te kyk vir iets wat hy geskok was om te sien: ’n Paar deeltjies is teen groot hoeke verstrooi, soms selfs heeltemal agteruit. Hy het dit vergelyk met ’n koeël wat deur ’n sneesdoekie gevuur word en dan heeltemal daarvan terugbons. Dié ontdekking, tesame met Rutherford se ontleding van die data in 1911, het gelei tot die Rutherford-model van die atoom waarvolgens die atoom ’n baie klein, baie digte kern het wat die grootste deel van sy massa bevat, en uit hoogs positief gelaaide deeltjies bestaan met omringende elektrone wat die lading uitbalanseer (aangesien die neutron nog nie ontdek was nie). Volgens hierdie model (wat nie die moderne een is nie) bestaan [[Stikstof|stikstof-14]] byvoorbeeld uit ’n kern met 14 [[proton]]e en 7 [[elektron]]e (altesaam 21 deeltjies) en word die kern omring deur nog 7 elektrone.

Omstreeks 1920 het Arthur Eddington die ontdekking en meganisme van [[kernfusie]]prosesse in sterre voorspel in sy dokument ''The Internal Constitution of the Stars''.<ref name=eddington>The Internal Constitution of the Stars, A.S. Eddington. The Scientific Monthly Vol. 11, No. 4 (Oktober 1920), pp. 297-303 </ref><ref name=eddington2>{{cite journal|bibcode=1916MNRAS..77...16E|title=On the radiative equilibrium of the stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=77|pages=16–35|author1=Eddington|first1=A. S.|year=1916|doi=10.1093/mnras/77.1.16}}</ref> In dié tyd was die bron van sterenergie ’n algehele raaisel; Eddington het reg voorspel dat die bron die fusie van [[waterstof]] na helium is wat enorme hoeveelhede energie vrystel volgens Einstein se vergelyking <math>E = mc^2</math>. Dit was ’n uitsonderlike ontwikkeling, want in dié tyd was fusie en termonukleêre energie, en selfs dat sterre grootliks uit waterstof bestaan, nog nie ontdek nie.

Die Rutherford-model het heel goed gewerk totdat studies oor [[Spin (fisika)|kernspin]] in 1929 deur Franco Rasetti by die Kaliforniese Instituut van Tegnologie gedoen is. Teen 1925 was dit bekend dat protone en elektrone elk ’n spin van {{breuk|1|2}} het. In die Rutherford-model van stikstof-14 sou 20 van die altesaam 21 kerndeeltjies afgepaar het om mekaar se spin te kanselleer, en die laaste deeltjie sou die kern ’n netto spin van {{breuk|1|2}} gegee het. Rasetti het egter ontdek stikstof-14 het ’n spin van 1.

=== James Chadwick ontdek die neutron ===
In 1932 het Chadwick besef bestraling, wat deur verskeie wetenskaplikes waargeneem is, is eintlik vanweë ’n neutrale deeltjie wat min of meer dieselfde [[massa]] as die proton het. Hy het dit die [[neutron]] genoem (ná ’n voorstel deur Rutherford oor die behoefte aan so ’n deeltjie).<ref>{{cite journal|last=Chadwick|first=James|author-link1=James Chadwick|title=The existence of a neutron|journal=Proceedings of the Royal Society A|year=1932|volume=136|number=830|pages=692–708|publisher=Royal Society| url=http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/136/830/692|doi=10.1098/rspa.1932.0112 |bibcode=1932RSPSA.136..692C}}</ref> In dieselfde jaar het Dmitri Ivanenko voorgestel daar is nie elektrone in die kern nie, net protone en neutrone, en dat neutrone ’n spin van {{breuk|1|2}} het; dit het die massa verduidelik wat nie aan protone toegeskryf kan word nie. Die spin van die neutron het dadelik die probleem opgelos van die spin van stikstof-14, omdat die een ongepaarde proton en een ongepaarde neutron in hierdie model elk ’n spin van {{breuk|1|2}} in dieselfde rigting bydra, en dit gee ’n totale spin van 1.

Met die ontdekking van die neutron kon wetenskaplikes ten minste bereken watter fraksie [[bindingsenergie]] elke kern het deur die kernmassa te vergelyk met dié van die protone en neutrone waaruit dit bestaan. Die verskille tussen kernmassas is so bereken. Wanneer kernreaksies gemeet is, het dit tot binne 1% ooreengestem met Einstein se berekening van die massa-energieverband.

=== Yukawa se teorie oor kernbindingskrag ===
In 1935 het Hideki Yukawa<ref>On the Interaction of Elementary Particles I. Proceedings of the Physico-Mathematical Society of Japan. 3rd Series Vol. 17 (1935) p. 48-57</ref> die eerste betekenisvolle teorie oor die [[sterk kernkrag]] voorgestel om te verduidelik hoe kerne bymekaarbly. Volgens hom het ’n deeltjie, wat later ’n [[meson]] genoem is, ’n krag uitgeoefen op alle nukleone, insluitende protone en neutrone. Dié krag het verduidelik waarom kerne nie onder die invloed van protonafstoting disintegreer nie, en ook die manier verduidelik waarop die aantrekkende sterk krag ’n meer beperkte omvang het as die [[Elektromagnetisme|elektromagnetiese]] afstoting tussen protone. Later is met die ontdekking van die [[Pion (deeltjie)|π-meson]] bewys dit het die eienskappe van Yukawa se deeltjie.

Met Yukawa se werk is die moderne model van die atoom voltooi. Die atoomkern bestaan uit ’n digte bol neutrone en protone, wat deur die sterk kernkrag bymekaargehou word, tensy dit te groot is. Onstabiele kerne kan alfaverval ondergaan, in welke geval hulle ’n energieke heliumkern uitwerp, of betaverval, in welke geval hulle ’n elektron (of [[positron]]) uitwerp. Ná een van hierdie vervalle kan die kern in ’n opgewekte toestand wees, en dan verval dit tot sy basistoestand deur hoë-energiefotone uit te werp (gammaverval).

Die studie van die sterk en die [[swak kernkrag]] (waarvan laasgenoemde in 1934 deur Enrico Fermi verduidelik is) het daartoe gelei dat wetenskaplikes kerne en elektrone teen al hoe hoër energieë laat bots het. Hierdie navorsing het die grondslag gevorm van deeltjiefisika, waarvan die kersie op die koek die [[Standaardmodel|standaardmodel van deeltjiefisika]] is. Dit beskryf die sterk en swak kernkrag en elektromegnetiese krag.

== Maateenhede ==
Die maateenhede van die [[SI-stelsel]] is nie geskik vir die klein mate wat in kernfisika betref is. Ander mate is oor die jare ontwikkel wn woed dikwels gebruik.  Hierdie mate verskyn in 'n tabel in die SI Brochure met die titel "''Non-SI units accepted for use with the SI Units''".<ref>{{en}}{{citation |author=[[BIPM|''Bureau International des Poids et Mesures'' (Internasionale Buro vir Mate en Gewigte)]] 
|date=2019
|url=https://www.bipm.org/utils/common/pdf/si-brochure/SI-Brochure-9.pdf
|dead-url=no 
|title=The International System of Units (SI) 
|edition=9de 
|isbn= 978-92-822-2272-0
|page=145}}</ref> Die eenhede sluit in:

*[[Energie]] - Die SI eenheid vir energie is die [[joule]] (J). In kernfisika is energie dikwels in elektronvoltes (eV) aangehaal. Die elektron-volt is die energie van 'n elektron wat deur 'n spanning van een volt versnel is.  Dit is gelyk aan {{nowrap|1,602 176 634 x 10<sup>–19</sup> J}}.<ref group = Nota>Sedert die hersiening van SI op 19 Mei 2019 kry die konstante van Planck 'n konstante waarde waaruit volg dat die elektron-volt presies afgelei kan word.</ref>

*[[Massa]] - Die SI eenheid vir massa is die [[kilogram]] (kg). In kernfisika is massa dikwels in daltons (Da) aangehaal.<ref group=Nota>Die afkorting "amu" kom van "'''''A'''tomic '''m'''ass '''u'''nits''" en die afkorting '"ame" kom van "'''A'''tomiese '''m'''assa'''e'''enheid"' af. Volgens die 8ste uitgawe van die SI Brochure (2006) is die simbool "u" die verkose wêreldwye simbool vir hierdie hoeveelheid, maar volgens die 9de uitgawe (2019) is die dalton die verkose naam en "Da" die verkose simbool vir die "atomiese massaeenheid".</ref> Sy waarde is {{nowrap|1,660 539 066 60(50) x 10<sup>–27</sup> kg}} <ref group=Nota name=plusminus>Die uitdrukking "1,234 567(89)" beteken {{nowrap|"1,234 567 ± 0,000 089"}}.</ref> en is ongeveer die massa van 'n vrye proton of neutron. Vroeër is die dalton as een twaalfde van die massa van een atoom koolstof-12 gedefinieer. Ook was hierdie massa in atomiese massaeenhede ("amu", "ame" of "u") aangedui, maar die atomiese massaeenheid sal blykbaar in die volgende paar jaar veroudered word. Daar was verskillende definisies vir die ame.
:In sekere gevalle word massa in MeV in plaas van daltons aangedui. Sy waarde is deur Einstein se vergelyking <math>E = mc^2</math> bereken.<ref group=Nota>Voordat hierdie vergelyking gebruik is, moet alle hoeveelhede omgeskep word in samehangende eenhede (byvoorbeeld SI).</ref>

*[[Elektriese lading]] - Die SI eenheid vir elektriese lading is die [[coulomb]]. In kermfisika is elektriese lading dikwels in eenvoudige ladings (''elementary charges'') aangehaal.  Die eenvoudige lading is die lading van een proton of die negatiewe waarde van die lading van een elektron. In die kernfisikaletterkunde is die lading gewoonlik sonder eenhede aangedui, byvoorbeeld "lading = +1". Die waarde van een eenvoudige ladingeenheid is {{nowrap|1.602 176 634 x 10<sup>–19</sup> C}}.<ref group = Nota>Sedert die hersiening van SI op 19 Mei 2019 kry die lading van 'n elektroon 'n konstante waarde en die ampère is in terme van hierdie waarde gedefinieër.</ref> 

*[[Spin (fisika)|Hoekmomentum]] - Die SI-eenheid vir hoekmomentum of ''spin'' is joules-sekonde (J·s). In kernfisika is die hoekmomentum dikwels in "atoomiese eenhede van hoekmomentum" aangedui.  Die waarde van een so 'n eenheid (wat bekend is as die "[[Konstante van Planck|verminderde konstante van Planck]]" - simbool ħ) is deur die vergelyking {{nowrap|1=h = 2πħ = 6.626 070 15  × 10<sup>-34</sup> J·s}} gegee.<ref group=Nota>Sedert die hersiening van SI op 19 Mei 2019 kry die konstante van Planck 'n konstante waarde en is die kilogram in terme van hierdie konstante gedefinieer.</ref> Volgens die kwantumteorie is die spin van 'n deeltjie veelvoude van die helfde van die verminderde plankkonstant. Dit word gewoonlik sonder eenhede aangedui, byvoorbeeld "spin&nbsp;=&nbsp;{{frac|1|2}}".

== Moderne kernfisika ==
Die [[Atoomkern|kern]] van 'n [[atoom]] bevat 'n aantal [[barion]]e – altyd minstens een [[proton]] en gewoonlik 'n aantal [[neutron]]e. Al sou twee protone mekaar gewoonlik afstoot, hou die neutrone en die [[swak wisselwerking]] al die deeltjies in plek. Die chemiese eienskappe van die atoom is alleenlik afhanklik van die aantal protone (protongetal). Die protongetal gee die atoom ook sy [[atoomgetal]], maar die stabilitiet van die atoom is afhanklik van beide die protongetal en neutrongetal. Die atoom se massagetal (A) is die som van sy proton- en neutrongetal. [[Lêer:Binding energy curve - common isotopes.svg|duimnael|Bindingsenergie per nukleon vir verskeie [[atoomgetal]]le.]] 
Dit kan op 'n wiskundige manier geskryf word: 
:<math>A = N + Z</math>
waar
:<math>A</math> = massagetal
:<math>N</math> = neutrongetal
:<math>Z</math> = protongetal

Die protongetal is uniek vir elke [[chemiese element]], maar verskillende atome van 'n spesifieke element kan verskillende getalle neutrone en dus verskillende atoommassas hê. Atome van 'n element wat verskillende neutrongetalle het, word [[Isotoop|isotope]] genoem. Die simbool vir die element X met 'n massagetal A en 'n protongetal Z word as <math>{}_Z^A\!X</math> geskryf. 

Wanneer die verskeie nukleone deur die swak wisselwerking met mekaar verbind is, word heelwat energie vrygestel. Hiedie energie is bekend as the bindingsenergie. Die hoeveelheid energie kan bereken word deur die massa van die kerm te meet en ook die totale massa van die verskeie nukleone in hul vrye toestand te meet en bereken. Die verskil tussen hierdie twee waardes is die massaverskil. Die bindingsenergie is bereken deur [[Einstein]] se vergelyking 
:<math>E = mc^2</math>
waar
:<math>E</math> = [[Energie|Bindingsenergie]]
:<math>m</math> = Massaverskil
:<math>c</math> = [[Ligsnelheid]]
Die grafiek aan die regterkant toon dat die bindingsenergie die hoogste is vir elemente wat naby [[yster]] in die [[periodieke tabel]] is.  

=== Kernverval ===
{{Hoofartikel|Radio-aktiewe verval}}
[[Lêer:Isotopen en halveringstijd.svg|duimnael|Stabiliteit van verskillende atome as 'n funksie van die aantal protone (Z) en aantal neutrone (N).]]
[[Lêer:Decay Chain of Actinium.svg|duimnael|Verval ketting van <sup>235</sup>Ur na <sup>207</sup>Pb.]]
Van al die [[element]]e het 80 minstens een stabiele [[isotoop]] wat nooit in waarnemings verval nie (of so stadig verval dat die tempo onwaarneembaar in eksperimente is); altesaam sowat 254 isotope is stabiel. Daar is egter duisende onstabiele isotope. Hierdie "radio-isotope" verval oor tydperke wat wissel van ’n breukdeel van ’n sekonde tot biljoene jare. Die kernverval vergelyking is
:<math>N(t) = N_0 e^{-\lambda t} \,</math>
waar
:<math>N</math> is die getal atome in die steekproef na 'n tyd <math>t</math>
:<math>N_0</math> is die oorspronklike aantal atome in die steekproef.
:<math>\lambda</math> is die vervalkonstant van die isotoop.
Na 'n tydperk gelyk aan die [[halfleeftyd]] van die isotoop verval die helfte van die atome in die isotoop monster. Die vervalkonstant en die halfleeftyd (<math>t_{1/2}</math>) is verwant deur
:<math>t_{1/2} = \frac{\ln 2}{\lambda} \,</math>  

Die stabielste kerne val binne sekere samestellingsreikwydtes van neutrone en protone: Te min of te veel neutrone (in verhouding met die getal protone) sal veroorsaak dat dit verval. Daar is drie soorte verval - [[alfaverval]] waar 'n [[alfadeeltjie]] of [[helium]]kern vrygestel is, [[betaverval]] waar 'n [[betadeeltjie]] of [[elektron]] vrygestel is en [[Gammastraling|gammaverval]] waar hoog-energie [[foton]] vrygetel is. In alle gevalle is die verbindingsenergie verhoog en die surplus energie word ontbind as [[kinetiese energie]]. 

==== Negative betaverval ====
In negative betaverval (β−-verval) word ’n neutron in die moederkern deur die [[swak wisselwerking]] in ’n proton, elektron (negative [[betadeeltjie]]) en [[Neutrino|antineutrino]] verander. Die antineutrino word amper dadelik deur 'n vrye [[neutrino]] vernietig om 'n gammafoton te vorm. 'n Element met 'n protonaantal <math>Z</math> verander na ’n element met 'n protonaantal <math>Z+1</math> maar die massaantal bly dieselfde. 'n Voorbeeld van [[betaverval]] wat in [[radiokoolstofdatering]] begruik is is die verandering van ’n [[koolstof-14]]-atoom (6 protone, 8 neutrone) met 'n [[halfleeftyd]] van 5730 jaar in ’n [[stikstof]]-14-atoom (7 protone, 7 neutrone). Die verhouding van hierdie verval is
:<math>\mathrm{^{14\!\,}_{\ 6}C\ \overset{5730y}{\longrightarrow} \ ^{14}_{\ 7}N~+~^{0}_{-1}e^{-} +\bar{\nu}_e}</math>

==== Alfaverval ====
In [[alfaverval]] verval die radioaktiewe element deur ’n alfadeeltjie ([[helium]]kern) van (2 protone en 2 neutrone) vry te stel. Die meeste van die energie wat terselfdetyd vrygestel is word kinetiese energie van die alfadeeltjie. 'n Element met 'n protonaantal <math>Z</math>, 'n neutronaantal <math>N</math> en 'n massa-aantal <math>A</math> verander na ’n element met 'n protonaantal <math>Z-2</math>, 'n neutronaantal <math>N-2</math> en 'n massa-aantal <math>A-4</math>. 'n Voorbeeld van alfaverval is die gebruik van alfadeeltjies vanuit die kunsmatige element [[Amerikium]]-241 (95 protone, 146 neutrone)  deur rookmelders.  Die verhouding van hierdie verval is:
:<math>\mathrm{^{241\!\,}_{\ 95}Am\ \overset{432.2y}{\longrightarrow} \ ^{237}_{\ 93}Np~+~^{4}_{2}\alpha^{2+}}</math>

==== Vervalkettings ====
In baie gevalle, veral met die swaarder elemente,  verval een radioaktieve ekement na 'n ander radioaktieve element. Hierdie tweede element verval na 'n derde element en so voorts totdat ’n stabiele element gevorm word. Elke stap kan òf 'n alfaverval òf 'n betaverval wees. Aangesien  dat die massaaantal met elke stap met òf 4 òf zero verminder is, vind ons vier hoof kettings in die natuur. Die moederelement in die verskeie kettings is <math>^{232\!\,}_{\ 90}Am</math>,<math>^{235\!\,}_{\ 92}Ur</math>,  <math>^{237\!\,}_{\ 93}Ur</math> en <math>^{238\!\,}_{\ 92}Ur</math>. Die vervalketting van <math>^{235\!\,}_{\ 92}Ur</math> (wat na elf stappe aan die stabiele atoom <math>^{207\!\,}_{\ 22}Ur</math> verval) is aan die regterkant getoon.

==== Gammaverval ====
In [[gammastraling|gammaverval]] verval ’n kern van ’n opgewekte toestand na ’n toestand met ’n laer energie deur ’n [[gammastraal]] of hoogenergiefoton vry te stel. Die element verander in die proses nie in ’n ander element nie (geen kernverandering is betrokke nie), maar verloor 'n bietjie energie wat beskryf is deur die verhouding:
:<math>E = hf</math>
waar
:<math>E</math> is die energie wat deur die atoom verloor is.
:<math>h</math> is die [[konstante van Planck]].
:<math>f</math> is die [[frekwensie]] van die gammafoton.

==== Ander vervalle ====
Die positive betaverval (β+-verval) waar 'n neutron tot 'n proton, positron ([[elektron|anti-elektron]] of positive betadeeltjie) en 'n neutrino verval is bekend met die ligte radio-isotope. Ander, meer eksotiese soorte verval is ook moontlik.  So kan die energie van ’n opgewekte kern een van die binneste elektrone uit die atoom werp in ’n proses wat hoëspoed-elektrone teweegbring, maar nie betaverval is nie en (anders as betaverval) nie een element in ’n ander verander nie.

=== Kernfusie ===
{{Hoofartikel|Kernfusie}}
[[Lêer:Deuterium-tritium fusion.svg|regs|duimnael|150px|Fusie van [[deuterium]] met [[tritium]] om [[helium-4]] te vorm. <!--, deur 'n [[neutron]] vry te stel. Omdat massa verloor is ('n neutron is afgegee), word energie (17.59 [[Electronvolt|MeV]]) vrygestel volgens die formule E = Δmc<sup>2</sup>.-->]]
In [[kernfusie]] kom twee kerne met ’n lae massa in noue kontak met mekaar en die [[sterk kernkrag]] laat hulle saamsmelt. Dit verg ’n groot hoeveelheid energie vir die sterk krag om die elektriese afstoting tussen die kerne te oorkom om hulle te laat saamsmelt. Daarom kan kernfusie net by ’n baie hoë [[temperatuur]] of [[druk]] plaasvind. Wanneer kerne saamsmelt, word ’n groot hoeveelheid energie vrygestel en die gekombineerde kern het dan ’n laer energievlak. Die energie wat vrygetel is is hoër as die energie nodig om die sterk elektriese afstoring oor te komm. Die bindingsenergie per nukleon neem met die massagetal toe tot by [[nikkel]]-62. [[Ster]]re soos die [[Son]] word aangedryf deur die fusie van vier protone in ’n heliumkern, twee [[positron]]e en twee [[neutrino|neutrino's]]. Die onbeheerde fusie van [[waterstof]] in helium is bekend as ’n termonukleêre wegholeffek. 

Een van die mees voorkomende voorbeelde van fusie is die vorming van helium uit [[deuterium]] ('n isotoop van waterstof met een neutron) en [[tritium]] ('n isotope van waterstof met twee neutrone. Die vergelyking vir hierdie reaksie is:
:<math>\mathrm{^{2}_{1}H\ + \ ^{3}_{1}H\ \longrightarrow\ ^{4}_{2}He\ +\ ^{1}_{0}n}</math>

Kernfusie is die oorsprong van die energie wat in die kerne van baie sterre, insluitende ons Son, vervaardig word. Al het heelwat navorsing van kernfusie plaasgevind is dit nog nie ekonomies of krag vanuit kernfusie te genereer nie, maar dit is verwag dat in die toekoms dit moontlik sal wees.<ref>{{en}}{{cite web
|url = https://phys.org/news/2015-10-fusion-reactors-economically-viable-experts.html
|title = Fusion reactors 'economically viable' say experts
|date = 2 Oktober 2015
|accessdate = 29 Oktober 2017}}</ref>

=== Kernsplyting ===
{{Hoofartikel|Kernsplyting}}
[[Lêer:Kernspaltung.svg|duimnael|Kernsplyting van uraan.]]
[[Kernsplyting]] is die teenoorgestelde proses as kernfusie. Vir kerne swaarder as nikkel-62 neem die bindingsenergie per nukleon af met die massagetal. Dit is daarom moontlik dat energie vrygestel word as ’n swaar kern in twee ligter kerns opbreek.

Die proses van alfaverval is in wese ’n spesiale soort spontane kernsplyting. Dit is ’n hoogs asimmetriese splyting, want die vier deeltjies wat die alfadeeltjie uitmaak, is besonder dig aan mekaar verbind en dit maak die vervaardiging van hierdie kern in splyting besonder waarskynlik.

Van sekere van die swaarste kerne waarvan die splyting vrye neutrone vervaardig, en wat ook maklik neutrone absorbeer om splyting te begin, kan ’n selfontstekende soort neutrongeïnisieerde splyting verkry word, in ’n kettingreaksie. Kettingreaksies was in chemie bekend voor fisika, en eintlik is baie bekende prosesse soos vure en chemiese ontploffings chemiese kettingreaksies. Die splyting of "kern"-kettingreaksie, wat splytingvervaardigde neutrone gebruik, is die energiebron vir [[kernkrag]]sentrales en splytingsoorte kernbomme soos dié wat aan die einde van die [[Tweede Wêreldoorlog]] op [[Hirosjima]] en [[Nagasaki]] in [[Japan]] gegooi is. Swaar kerne soos dié van [[uraan]] en [[torium]] kan ook spontane splyting ondergaan, maar hulle sal meer waarskynlik verval ondergaan deur alfaverval.

'n Tipiese kettingreacsie is die van [[Uraan-235]]. Wanneer 'n atoom uraan-235 'n neutron absorbeer is die atoom gesplits, is drie neutrone vervaardig en 200 MeV energie gegenereer.  Indien daar genoeg uraam-235 atome in die omgewing is (die [[kritiese massa]]), is gemiddeld meer as een van hierdie neutrone gebruik om nog splitsings te veroorsaak. In hierdie omstandighede verhoog die tempo waarteen atome verdeel word [[Eksponensiële funksie|eksponensieël]].  As dit nie beheer is nie, is daar 'n atomiese ontploffing maar as dit beheer is kan die energie deur 'n kragstasie versamel word. Die vergelyking van hierdie reaksie is:
:<math>\mathrm{^{235}_{}U\ + \ ^{1}_{}n\ \longrightarrow\ ^{92}_{}Kr\ + \ ^{141}_{}Ba\ + \ 3^{1}_{}n}</math>

=== Vervaardiging van "swaar" elemente (atoomgetal hoër as vyf) ===
{{Hoofartikel|Nukleosintese}}
Volgens die teorie het dit eindelik, toe die [[heelal]] afkoel ná die [[Groot Knal]], moontlik geword dat algemene subatomiese deeltjies soos ons hulle ken (neutrone, protone en elektrone) kon ontstaan. Die mees algemene deeltjies wat met die Groot Knal ontstaan het wat vandag nog waarneembaar is, is (ewe veel) protone en elektrone. Die protone sou eindelik waterstofatome vorm. Feitlik al die neutrone wat met die Groot Knal ontstaan het, is binne die eerste drie minute opgeneem in helium-4, en hierdie helium verklaar die meeste helium wat vandag in die heelal bestaan.

’n Relatief klein getal elemente swaarder as helium ([[litium]], [[berillium]] en dalk ’n bietjie [[Boor (element)|boor]]) is met die Groot Knal geskep toe die protone en neutrone teen mekaar bots, maar al die swaarder elemente wat ons vandag ken (swaarder as [[koolstof]]), is in sterre gevorm tydens ’n reeks fusiestadiums. Al hoe swaarder elemente word geskep tydens die evolusie van sterre.

Aangesien die bindingsenergie per nukleon die grootste is in [[yster]] (56 nukleone), word energie net vrygestel tydens fusieprosesse in kleiner atome as dit. Omdat die skepping van swaarder kerne deur fusie energie verg, verlaat die natuur hom op die proses van neutronvangs. Neutrone (vanweë hul gebrek aan lading) word maklik deur ’n kern geabsorbeer. Die swaar elemente word geskep óf deur ’n "stadige" neutronvangsproses (die sogenaamde "s"-proses) óf deur ’n vinnige, of "r"-proses. Die "s"-proses vind plaas in termiese pulssterre (die sterre van die sogenaamde [[asimptotiese reusetak]]) en verg honderde tot duisende jare om die swaarste elemente, [[lood]] en [[bismut]], te skep. Die "r"-proses vind vermoedelik in [[supernova]]s plaas omdat dit die nodige toestande daarstel van hoë temperature, hoë neutronvloei en uitgewerpte materie.

==Notas==
{{Verwysings|groep=Nota}}

== Verwysings ==
{{Verwysings|3}}

== Bibliografie ==
* ''Nuclear Physics'', deur Irving Kaplan. 2de uitg., 1962 Addison-Wesley
* ''General Chemistry'', deur Linus Pauling. 1970, Dover Pub. {{ISBN|0-486-65622-5}}
* ''Introductory Nuclear Physics'', deur Kenneth S. Krane. Wiley
* {{cite book
 |author=N.D. Cook
 |year=2010
 |title=Models of the Atomic Nucleus
 |edition=2de
 |url=https://www.springer.com/physics/particle+and+nuclear+physics/book/978-3-642-14736-4
 |pages=xvi, 324
 |publisher=Springer
 |isbn=978-3-642-14736-4
 |access-date= 5 Oktober 2017
 |archive-date=22 April 2012
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120422085626/http://www.springer.com/physics/particle+and+nuclear+physics/book/978-3-642-14736-4
 |url-status=dead
 }}
*{{Cite book
  | last =Ahmad, D.Sc. 
  | first =Ishfaq 
  | authorlink =Ishfaq Ahmad 
  | author2=American Institute of Physics
  | title =Physics of particles and nuclei 
  | publisher =American Institute of Physics Press 
  | series =1–3 
  | volume =27 
  | edition =3de 
  | year =1996 
  | location =Universiteit van Kalifornië 
  | URL =
  | id =
  | jfm = }}

== Eksterne skakels ==
*[http://dnp.aps.org American Physical Society Division of Nuclear Physics]
*[http://www.ans.org American Nuclear Society]
*[http://www-nds.iaea.org Nuclear Data Services – IAEA]
*{{Commons-kategorie inlyn|Nuclear physics}}
*[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [[:en:Nuclear physics|Engelse Wikipedia]]

{{Normdata}}

[[Kategorie:Kernfisika| ]]