# Kernfisika

’n Kernreaksie.
**Kernfisika** is dié deel van fisika waarin atoomkerne asook hul samestellende dele en hul wisselwerkings bestudeer word. Ander vorms van kernmaterie word ook bestudeer.
Daarteenoor gaan atoomfisika oor die bestudering van die hele atoom, insluitende die elektrone.

Ontdekkings in kernfisika het gelei tot baie toepassings in dié veld, soos kernkrag, kernwapens, 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 sterre plaasvind en die oorsprong van dieelemente te verduidelik.

## Geskiedenis

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 terwyl hy fosforessensie in uraansoute ondersoek het. Die ontdekking van die elektron die volgende jaar deur J.J. Thomson was ’n aanduiding dat die atoom ’n interne struktuur het.

In die daaropvolgende jare is radioaktiwiteit deeglik bestudeer, deur onder andere 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 alfa-, beta- en gammastrale 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 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 nukleone, bestaan.

### Rutherford se span ontdek die kern

Bo: Verwagte resultate van Thomson se "Plum-Pudding" hipotese
 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. Hans Geiger het op dié werk uitgebrei in ’n dokument gerig aan die Royal Society met eksperimente wat hy en Rutherford gedoen het deur alfadeeltjies deur lug, aliminiumfoelie en bladgoud te stuur. Nog werke is in 1909 gepubliseer deur Geiger en Ernest Marsden, asook ’n grootliks uitgebreide werk in 1910 deur Geiger. 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 (heliumkerne) 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-14 byvoorbeeld uit ’n kern met 14 protone en 7 elektrone (altesaam 21 deeltjies) en word die kern omring deur nog 7 elektrone.

Omstreeks 1920 het Arthur Eddington die ontdekking en meganisme van kernfusieprosesse in sterre voorspel in sy dokument *The Internal Constitution of the Stars*. 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 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 . 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 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 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 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). 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 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 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 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 elektromagnetiese afstoting tussen protone. Later is met die ontdekking van die 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 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*". 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 1,602 176 634 x 10–19 J.

* Massa - Die SI eenheid vir massa is die kilogram (kg). In kernfisika is massa dikwels in daltons (Da) aangehaal. Sy waarde is 1,660 539 066 60(50) x 10–27 kg 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" (Engels), "ame" (Afrikaans) of "u" (internationaal)) 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 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 bereken.
* 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 1.602 176 634 x 10–19 C.

* 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 "verminderde konstante van Planck" - simbool ħ) is deur die vergelyking h = 2πħ = 6.626 070 15 × 10-34 J·s gegee. 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 = 1⁄2".

## Moderne kernfisika

Die kern van 'n atoom bevat 'n aantal barione – altyd minstens een proton en gewoonlik 'n aantal neutrone. 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.

Bindingsenergie per nukleon vir verskeie atoomgetalle.
Dit kan op 'n wiskundige manier geskryf word:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4
waar

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 = massagetal
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 = neutrongetal
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 = 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 isotope genoem. Die simbool vir die element X met 'n massagetal A en 'n protongetal Z word as WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 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

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_14
waar

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16 = Bindingsenergie
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_18 = Massaverskil
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_20 = Ligsnelheid
Die grafiek aan die regterkant toon dat die bindingsenergie die hoogste is vir elemente wat naby yster in die periodieke tabel is.

### Kernverval

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Radio-aktiewe verval.*
Stabiliteit van verskillende atome as 'n funksie van die aantal protone (Z) en aantal neutrone (N).
Verval ketting van 235Ur na 207Pb.
Van al die elemente 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

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_22
waar

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_24 is die getal atome in die steekproef na 'n tyd WIKINIUM\_MATH\_PH\_26
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_28 is die oorspronklike aantal atome in die steekproef.
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_30 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 ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_32 ) is verwant deur

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_34
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 heliumkern vrygestel is, betaverval waar 'n betadeeltjie of elektron vrygestel is en 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 antineutrino verander. Die antineutrino word amper dadelik deur 'n vrye neutrino vernietig om 'n gammafoton te vorm. 'n Element met 'n protonaantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_36 verander na ’n element met 'n protonaantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_38 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

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_40
#### Alfaverval

In alfaverval verval die radioaktiewe element deur ’n alfadeeltjie (heliumkern) 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 WIKINIUM\_MATH\_PH\_42 , 'n neutronaantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_44 en 'n massa-aantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_46 verander na ’n element met 'n protonaantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_48 , 'n neutronaantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_50 en 'n massa-aantal WIKINIUM\_MATH\_PH\_52 . '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:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_54
#### 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 WIKINIUM\_MATH\_PH\_56 , WIKINIUM\_MATH\_PH\_58 , WIKINIUM\_MATH\_PH\_60 en WIKINIUM\_MATH\_PH\_62 . Die vervalketting van WIKINIUM\_MATH\_PH\_64 (wat na elf stappe aan die stabiele atoom WIKINIUM\_MATH\_PH\_66 verval) is aan die regterkant getoon.

#### Gammaverval

In 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:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_68
waar

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_70 is die energie wat deur die atoom verloor is.
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_72 is die konstante van Planck.
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_74 is die frekwensie van die gammafoton.
#### Ander vervalle

Die positive betaverval (β+-verval) waar 'n neutron tot 'n proton, positron (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

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Kernfusie.*
Fusie van deuterium met tritium om helium-4 te vorm.
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. Sterre soos die Son word aangedryf deur die fusie van vier protone in ’n heliumkern, twee positrone en twee 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:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_76
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.

### Kernsplyting

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Kernsplyting.*
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 kernkragsentrales 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 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:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_78
### Vervaardiging van "swaar" elemente (atoomgetal hoër as vyf)

*Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: 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) 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 supernovas plaas omdat dit die nodige toestande daarstel van hoë temperature, hoë neutronvloei en uitgewerpte materie.

## Notas

## Verwysings

## 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
* N.D. Cook (2010). *Models of the Atomic Nucleus* (2de uitg.). Springer. pp. xvi, 324. ISBN 978-3-642-14736-4. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 April 2012. Besoek op 5 Oktober 2017.
* Ahmad, D.Sc., Ishfaq; American Institute of Physics (1996). *Physics of particles and nuclei*. 1–3. Vol. 27 (3de uitg.). Universiteit van Kalifornië: American Institute of Physics Press.

## Eksterne skakels

* American Physical Society Division of Nuclear Physics
* American Nuclear Society
* Nuclear Data Services – IAEA

* Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Kernfisika.
* Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia