Promieniowanie jonizujące

Transkrypt

1 Promieniowanie jonizujące Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Reakcje jądrowe Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 12

2 Energia wiązania jądra Jądro atomowe jest zbudowane z nukleonów związanych oddziaływaniem silnym. Energia jądra E(A, Z) jest mniejsza od sumy energii spoczynkowej nukleonów o energię wiązania jądra B(A, Z) E(A, Z) = { Z m pc 2 + (A Z) m nc 2} B(A, Z) Energia wiązania zależy od liczby masowej A i atomowej Z jądra. Wyznacza się średnią energię wiązania na jeden nukleon B(A, Z) A Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 2 / 12

3 Najważniejsza krzywa Wszechświata Średnia energia wiązania na nukleon w MeV w funkcji liczby masowej A Energia wiązania 4 He wynosi B(4, 2) = 4 7 MeV = 28 MeV. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 3 / 12

4 Reakcje syntezy i rozpadu (fusion and fission) Jądra poniżej żelaza 56 Fe łączą się z wydzieleniem energii - reakcje syntezy 2 1H + 3 1H 4 2He + n (Q = MeV) Reakcje syntezy w gwiazdach to źródło pierwiastków we Wszechświecie. Jądra powyżej 56 Fe rozpadają się z wydzieleniem energii - reakcje rozpadu U Th + 4 2He (Q = 4.25 MeV) Reakcje rozpadu to źródło energii w obecnych reaktorach jądrowych. Reakcje egzoenergetyczne - Q > 0, energia jest wydzielana. Reakcje endoenergetyczne - Q < 0, energia musi być dostarczona. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 4 / 12

5 Reakcje jądrowe Reakcje jądrowe to oddziaływania dwóch lub więcej jąder prowadzące do ich przemian - zachodzą naturalnie lub w laboratoriach. Reakcja Rutherforda (1919) z cząstką α z naturalnego rozpadu 214 Bi α N 17 8O + p (Q = 1.19 MeV ) Odkrycie neutronu w 1932 r. poprzez doświadczenia z cząstkami α α + 9 4Be 12 6C + n Od 1932 r. cząstki przyśpieszane przez akceleratory, np. protony p + 7 3Li α + α Reakcje jądrowe w wyniku oddziaływania z promieniowaniem gamma γ U 90 37Rb Cs + 2n Reakcje wielociałowe w przegrzanej plaźmie lub stellaratorze α + α + α 12 6C Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 5 / 12

6 Reakcje jądrowe Przy zderzaniu tych samych nukleonów możliwe różne kanały reakcji D U Np + γ Np + n U + p U + T reakcja zdarcia reakcja zdarcia reakcja wychwytu Spalacja to kruszenie jądra przez protony o wysokiej energii (> 50 MeV), w wyniku którego jądro emituje wiele cząstek (np neutronów). SNS - spalacyjne źródło neutronów w USA. Spalacja zachodzi też atmosferze Ziemi w wyniku bombardowania atomów atmosfery przez promieniowanie kosmiczne, a także we wnętrzach gwiazd. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 6 / 12

7 Prawa zachowania w reakcjach jądrowych Liczba barionowa - liczba nukleonów po prawej i lewej stronie taka sama Liczba leptonowa - w rozpadach β ± Ładunek elektryczny Energia i pęd Całkowity moment pędu Parzystość P - własność cząstki przy odbiciach przestrzennych: r r. Jest zachowana w oddziaływaniach silnych. W oddziaływaniach słabych (rozpad β) jest łamana, na przykład w eksperymencie Pani Wu (1957) 60 27Co 60 28Ni + e + ν e Izospin - analog jądrowy spinu. Na przykład, proton i neutron to stany własne trzeciej składowej isospinu T = 1/2, T 3 p > = 1 2 p > T3 n > = 1 2 n > Każde jądro ma swój izospin T. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 7 / 12

8 Reakcje fuzji jądrowej w Słońcu Wnętrze Słońca to reaktor jądrowy, w którym zachodzą reakcje syntezy T = K, p = atm, ρ = 150 g/cm 3 Dominuje cykl protonowo-protonowy (pp) - 86% energii: p + p 2 1H + e + + ν e (Q = 0.42 MeV) 2 e + + e γ + γ (Q = 1, 02 MeV) 2 2 1H + p 3 2He + γ (Q = 5.49 MeV) 2 3 2He + 3 2He 4 2He + p + p (Q = MeV) (1/10 5 lat) Z 4 protonów powstaje stabilne jądro helu i energia 26.7 MeV, z której 0.5 MeV jest unoszone natychmiast przez neutrina (2.3 s), a fotony są transportowana na powierzchnię i emitowane w ciągu lat. Pozostałe 14% energii pochodzi z cyklu węglowo-azotowo-tlenowego (CNO), w którym węgiel 12 C pełnią rolę katalizatora. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 8 / 12

9 Powstawania cięższych pierwiastków Po wypaleniu wodoru gwiazda zapada się grawitacyjnie - temperatura rośnie do 10 8 K i rozpoczyna się spalanie helu (reakcja endoenergetyczna) 4 2He + 4 2He 8 4Be + γ 8 4Be + 4 2He 12 6C + γ 12 6 C + 4 2He 16 8O + γ Po spaleniu helu następuje ponowna kontrakcja grawitacyjna prowadząca do syntezy cięższych pierwiastków aż do okolic żelaza 56 26Fe, np C C 24 12Mg + γ Dla liczby masowej A > 100 powstawanie ciężkich pierwiastków zachodzi poprzez wyłapywanie neutronów, a następnie rozpad β. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 9 / 12

10 Pochodzenie pierwiastków najlżejsze pierwiastki powstały na początku ewolucji Wszechświata cięższe pierwiastki powstały w ostatnich fazach ewolucji gwiazd najcięższe pierwiastki są wytworzone sztucznie w laboratorium Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 10 / 12

11 Podsumowanie Średnia energia wiązania na nukleon w jądrze jest podstawową wielkością określającą możliwość zajścia reakcji syntezy lub rozpadu jąder. Reakcje jądrowe zachodzą w wyniku oddziaływania dwóch lub więcej jąder. Słońce jest reaktorem jądrowym, w którym zachodzą reakcje syntezy helu. Reakcje jądrowe zachodzące w masywnych gwiazdach są źródłem cięższych pierwiastków we Wszechświecie. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 11 / 12

12 Problemy do rozwiązania 1. Obliczyć energię wiązania nukleonu w jądrze helu 4 He. 2. Pokazać, że jądro uranu 238 U nie może samorzutnie wyemitować protonu. 3. Co jest końcowym produktem cyklu pp? Zapisz sumaryczną reakcję. Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 12 / 12