Radioaktywna historiaŝycia

Transkrypt

1 Fizyka we współczesnym świecie Radioaktywna historiaŝycia Marek Pfützner Zakład Spektroskopii Jądrowej Instytut Fizyki Doświadczalnej Wydział Fizyki UW

2 śycie na Ziemi Dzięki aktywności tektonicznej powierzchnia Ziemi jest bardzo zróŝnicowana. śycie, które się na niej rozwinęło mogło przybrać niewyobraŝalną mnogość form.

3 Biochemiczny fundament Wszystkie formy Ŝycia mają wspólną podstawę biochemiczną. Reprodukcja i funkcjonowanie wszystkich organizmów odbywa się na podstawie informacji genetycznej zapisanej (tym samym kodem!) w łańcuchach DNA Więcej na temat tej biochemicznej maszynerii wykład Fizyka Ŝycia, M. Geller/A.Bzowska 3

4 Skład cząsteczek Ŝycia Cząsteczki substancji organicznych składają się z atomów: wodoru, H, Z = 1 węgla, C, Z = 6 azotu, N, Z = 7 tlenu, O, Z = 8 fosforu, P, Z = Liczba atomowa, Z, oznacza liczbę elektronów w atomie, co decyduje o własnościach chemicznych pierwiastka. Pierwiastki są uszeregowane w okresowym układzie Mendelejewa właśnie według tej liczby. 4

5 Atomy + Elektrycznie ujemny elektron orbituje wokół punktu o dodatnim ładunku wodór, Z = 1 +6 Sześć elektronów krąŝy wokół punktu o ładunku +6 węgiel, Z = 6 Bardziej realistyczny, kwantowy obraz orbitali elektonowych 5

6 Jądro atomu Dodatnio naładowany punkt w środku kaŝdego atomu, to jądro atomowe. Jądro skupia w sobie praktycznie całą masę atomu, ale ma przy tym niezwykle małe rozmiary Pierwszy elektron w atomie węgla krąŝy po orbicie o średnim promieniu 10 R m (10-10 m = Å) atom Promień jądra atomu węgla wynosi zaś: 15 Rjądro 3 10 m = 3fm czyli jest 3000 razy mniejszy! Jądra atomowe zbudowane są z dwóch rodzajów cząstek: dodatnio naładowanych protonów i obojętnych elektrycznie neutronów Jądro atomu węgla składa się z dwunastu cząstek: sześciu (Z = 6!) protonów i z sześciu neutronów nukleony proton neutron 6

7 Hierarchiczna budowa materii Kryształ 10-9 m = 1 nm Atom m=1å Jądro m = 10 fm Nukleon (proton, neutron) m = 1 fm Kwarki, elektrony elementarne? punktowe? 7

8 Ekspansja Wszechświata W pierwszych minutach po wielkim wybuchu powstały protony i neutrony, które w warunkach wielkiej gęstości i temperatury mogły łączyć się w jądra lekkich pierwiastków. Proces ten nazywamy pierwotną nukleosyntezą, lub nukleogenezą. Rozszerzający się stale Wszechświat jednak szybko stygł ( wykład T. Bulika) uniemoŝliwiając wytworzenie pierwiastków cięŝszych! 8

9 Pierwotna nukleosynteza Spośród jąder atomowych wytworzonych zaraz po Wielkim Wybuchu dłuŝej przetrwały: 1 1H 0 1H 1 3 He 1 4 Li 4 He, Li wodór (protony) deuter hel 3 hel 4 lit 6 i 7 N i N H Spójne odtworzenie składu lekkich pierwiastków jest wielkim sukcesem teorii Wielkiego Wybuchu! (wykład T. Bulika) Pierwotna materia składała się praktycznie tylko z wodoru i helu!!! 9

10 Siły jądrowe Szczegółowa natura sił między nukleonami (sił jądrowych) jest bardzo złoŝona i nie do końca poznana. NajwaŜniejsze jest jednak, Ŝe siły jądrowe są: nukleony proton neutron ❶ silnie przyciągające ok. 100 razy silniejsze od odpychania elektrostatycznego między protonami, ❷ niezaleŝne od ładunku, czyli nie odróŝniają neutronów od protonów, ❸ krótkozasięgowe znikają, gdy odległość między nukleonami jest większa od ok. 1 fm. Promień nukleonów jest takŝe rzędu 1 fm. Krótki zasięg sił jądrowych powoduje, Ŝe w materii jądrowej, kaŝdy nukleon oddziałuje tylko z nabliŝszymi sąsiadami. Objętość materii jądrowej jest proporcjonalna do liczby nukleonów: V A Promień sferycznego jądra: R 1 3 jądro = r0 A, r0 = 1. fm 10

11 Jądrowe krople Z własności sił sił jądrowych wynika, Ŝe energia wiązania jądra w pierwszym przybliŝeniu jest proporcjonalna do liczby nukleonów. Ale powierzchnia jądrowej kropli takŝe ma znaczenie nukleony na powierzchni mają mniej sąsiadów niŝ te we wnętrzu! Pamiętając, Ŝe elektrycznie naładowane protony odpychają się, moŝemy opisać energię wiązania jądra zawierającego A nukleonów (w tym Z protonów): EW 3 ( A, Z ) ε V A + ε S A + εc 1 3 Nasuwa się tu analogia z kroplami cieczy (np. wody). Energia potrzebna do odparowania pewnej ilości wody, jest proporcjonalna do liczby cząstek. Napięcie powierzchniowe sprawia, Ŝe swobodne krople przybierają kształt kulisty. Z A 11

12 Energia wiązania Bardziej poprawna formuła bierze jeszcze pod uwagę fakt, Ŝe róŝnica między liczbą protonów i neutronów jest niekorzystna dla energii wiązania, co wynika z tzw. zakazu Pauliego (jest to zjawisko kwantowe) EW ( A, Z ) ε A + ε A V S Z A ( A Z ) 3 + εc + ε 1 3 sym Ciekawe i bardziej praktyczne jest przedstawienie energii wiązania przypadającej na jeden nukleon: ew ( A Z ) = EW ( A, Z ) A Bethe, Weizsäcker 1 3 Z A Z, A εv + ε S A + εc + ε 4 3 sym A A Wartości współczynników otrzymano porównując tę formułę do danych doświadczalnych: εv εc =.5 pj = 0.11pJ ε S =.85 pj 1 ε sym = 3. 7 pj 1pJ = 10 J = 6. 4 MeV 1

13 Jądrowa dolina Z ew [pj] N Energia wiązania na nukleon według modelu kroplowego 13

14 Na dnie jądrowej doliny Dla kaŝdej liczby A wybieramy najsilniej związane jądro, czyli takie, które ma największą energię wiązania na jeden nukleon. Tworzymy obraz dna jądrowej doliny. Tu krzywa opada, bo zwiększa się stosunek objętości do powierzchni a tu rośnie, bo przewaŝa odpychanie między protonami 14

15 Synteza jąder lekkich Całkowita energia jądra to suma mas składników plus energia wiązania: ( A, Z ) = Am c + Aew( A Z ) E = Am c + EW, tot Łącząc jądra lekkie, utworzymy jądro większe, ale silniej związane! wydziela się ok. 0.6 pj na kaŝdy nukleon biorący udział w syntezie Syntezie jąder lekkich towarzyszy wydzielanie energii! 15

16 Podział jądra cięŝkiego Rozdzielając jądro cięŝkie, uzyskujemy jądra mniejsze, ale silniej związane! wydziela się ok pj na kaŝdy nukleon jądra początkowego Rozszczepienie jąder cięŝkich prowadzi do wydzielania energii! 16

17 Czy pikodŝul to duŝo? Synteza i rozszczepienie jąder dają nam energie rzędu pikodŝuli. DuŜo to, czy mało? Aby zagotować szklankę wody o początkowej temperaturze 0 ºC potrzebujemy energii: Q J = m c T = 0.5kg st. kg st = J Ile jest cząstek w szklance wody? m N = µ N A = 50 g 18 g Na jedną cząstkę wody potrzebujemy: Q N = J = J = 10 pj Jeden pj wystarcza do zagotowanie stu milionów cząstek wody!!! Porównanie: spalenie jednego atomu węgla pozwala zagotować ok. 70 molekuł wody ( wykład T. Matulewicza) 17

18 Początek historii Pierwotna materia składała się praktycznie tylko z wodoru i helu!!! H He Łączenie wodoru i helu (synteza) jest bardzo korzystne energetycznie. Ale synteza wymaga zetknięcia jąder, które się odpychają elektrycznie. W szybko stygnącym wczesnym Wrzechświecie jest to niemoŝliwe! 18

19 Pierwsze gwiazdy Po ok. 400 mln lat ciemnych wieków początkowe fluktuacje gęstości prowadzą do utworzenia pierwszych gwiazd. Co dzieje się w ich wnętrzach? 19

20 Jak zetknąć dwa protony? Aby zetknąć dwa protony, naleŝy pokonać odpychanie między ich ładunkami. Odpychanie to odpowiada energii ruchu względnego równej ok. 0.1 pj (600 kev) V(r) 0 E C = 1 4πε 0 e R p Z E C = 0.1 pj (600 kev) p r Z p + R p Temperatura w centrum Słońca wynosi ok. 15 mln K Średnia energia protonów jest wtedy: E kt pj = kev 300 razy za mało!!! Przy energii kev protony zbliŝą się co najwyŝej na odległość ok. 360 fm. To o wieeeele za mało, aby doszło do reakcji!!! Pierwsza poraŝka 0

21 Rozkład Maxwella-Boltzmanna Przy ustalonej temperaturze cząstki mają róŝne prędkości, opisane tzw. rozkładem Maxwella-Boltzmanna. Część z nich ma energie duŝo większe od średniej wartości równej kt! MoŜe nie jest tak źle?! E kev T 6 = K Prawdopodobieństwo, Ŝe w temperaturze 15 mln stopni cząstka ma energię większą niŝ 600 kev wynosi: f (E) 600 kev f ( E) de Niestety, to o wiele za mało W całym Słońcu jest ok protonów 1

22 Kwantowe tunelowanie V(r) 0 Ratunek nadchodzi ze strony fizyki kwantowej! Dzięki zjawisku kwantowego tunelowania, cząstka moŝe przebić się przez ścianę łamiąc na chwilę prawo zachowania energii. Prawdopodobieństwo takiego zjawiska zaleŝy od masy cząstki, a takŝe bardzo silnie od grubości ściany r Dla protonów o energii kev (środek Słońca!) prawdopodobieństwo przejścia przez barierę i zetknięcia się dwóch protonów wynosi: P tunel Ta wartość wydaje się mała, ale w zupełności wystarcza. Jednak ratunek ten, o mało nie kończy się katastrofą!

23 Dwa protony Gdyby siły jądrowe wiązały ze sobą dwa protony, czyli gdyby istniało trwałe jądro He, to reakcja syntezy we wnetrzu gwiazd takich jak Słońce następowała by tak szybko, Ŝe dochodziłoby do eksplozji! Na szczęście związany układ dwóch protonów nie istnieje! Ledwo wyszliśmy z jednej opresji, a juŝ wpadliśmy w drugą: Gdy w wyniku tunelowania dojdzie do zetknięcia dwóch protonów, nic się nie dzieje nie tworzy się jądro cięŝsze! Zderzenia protonów z jądrami 4 He teŝ nic nie pomogą, bo nie istnieją związane jądra o pięciu nukleonach (A = 5) 3

24 Deuteron Jedyny układ dwóch nukleonów związany siłami jądrowymi, to deuteron ( H lub d) czyli układ składający się z protonu i neutronu. Ale skąd wziąć neutrony? PrzecieŜ w gwieździe ich nie ma! Tym razem ratuje nas zjawisko promieniotwórczości β. Gdy na chwilę dojdzie do zetknięcia dwóch protonów, moŝe zajść następujący proces: 1 H0 + 1H0 He0 1H + + e + ν e Promieniotwórczość β wywołują β ν e + e tzw. oddziaływania słabe. Procesy słabe są o wiele rzędów wielkości mniej prawdopodobne, niŝ zjawiska wywołane przez siły jądrowe. Gdybyśmy w laboratorium bombardowali tarczę z wodoru o grubości 10 3 at./cm wiązką protonów o natęŝeniu 1 ma ( /s), to na jeden akt wytworzenia deuteronu musielibyśmy czekać (średnio!) milion lat! 4

25 Wodór zmienia się w hel... Gdy mamy juŝ deuteron, to moŝliwe są następne kroki syntezy jądrowej: H0 + 1H1 He1 + γ He1 + He1 He + 1H0 + 1H0 w wyniku czego początkowe cztery jądra wodoru tworzą jedno jądro helu-4. Wydziela się przy tym energia ok. 4.3 pj (= 6.7 MeV). Gwiazdy świecą! W gwiazdach zachodzą teŝ inne reakcje. Opisana tu synteza helu, nazywana cyklem p-p jest głównym mechanizmem produkcji energii w Słońcu (86%). Cykl p-p 5

26 ...niezwykle powoli Kluczowym procesem jest tworzenie deuteru, co odbywa się baaardzo wolno. Średni czas, po jakim proton utworzy deuteron, w gwieździe takiej jak Słońce, wynosi ok lat!!! Wynika to z konieczności kwantowego tunelowania i ze słabości oddziaływań słabych. Gwiazdy świecą bardzo, bardzo długo. Słońce spala w kaŝdej sekundzie tylko 600 mln ton wodoru, co wystarcza na ok lat świecenia. Jesteśmy właśnie w połowie tego okresu. 6

27 Wąska kładka Tylko proton i neutron tworzą związany układ dwóch nukleonów H. Energia wiązania deuteronu jest jednak bardzo mała! EW ( ) 0. pj 1H 1 36 Z kolei dwóm protonom i dwóm neutronom niewiele brakuje aby były związane Gdyby siły jądrowe były o kilka procent słabsze, deuteron nie byłby związany! Gdyby siły jądrowe były o kilka procent silniejsze, dwa protony byłyby związane! W obydwu przypadkach gwiazdy takie jak Słońce nie mogłyby istnieć! 7

28 Co dalej? Pokonaliśmy pierwszą przeszkodę gwiazdy zamieniają wodór na hel i świecą długo. Ale materiału do powstania Ŝycia jeszcze nie mamy. PoniewaŜ deuter i 3 He zuŝywany jest w produkcji helu, do dyspozycji mamy praktycznie tylko wodór ( 1 H) i hel ( 4 He). 5 5 He3 8 3Li 4 Be4 Niestety, nie ma Ŝadnych trwałych jąder o 5 i 8 nukleonach! 8

29 Dygresja: rozpad 8 Be Nietrwałość jądra 8 Be moŝna zaobserwować. Najpierw tworzymy promieniotwórczy izotop 8 Li, którego średni czas Ŝycia wynosi ok. 1 s. MoŜna w tym czasie umieścić go w detektorze i zaobserwować jego przemianę β w 8 Be, który niemal natychmiast rozpada się na dwa jądra helu-4 (zwane teŝ cząstkami α). α α 8 Li 8 3 Li 5 β Be He 4 + e + ν e + He Powstałe jądro 8 Be rozpada się po czasie równym (średnio) s. 4 Na fotografii widać tor jądra 8 Li wpadającego do detektora oraz tory dwóch cząstek α wyrzuconych po ok. sekundzie. 9

30 Węgiel Zagadka tworzenia węgla ma rozwiązanie niezwykłe. Jądro 8 Be jest bardzo nietrwałe, moŝe istnieć przez ok s zanim rozleci się na dwa jądra 4 He. W tym krótkim czasie moŝe dołączyć się trzecie jądro helu! Powstaje wzbudzone jądro węgla 1 C, które moŝe przejść do stanu trwałego emitując cząstkę (foton) promieniowania γ + 4 He γ 8 4 Be 4 1 * 1 6C6 6C6 30

31 Diagram energetyczny Badamy energię układu trzech jąder helu (cząstek α) w róŝnych konfiguracjach Energia [pj] 3α Be α γ C 6 0 Brakująca energia pochodzi z ruchu termicznego. Reakcja moŝe zachodzić we wnętrzu duŝej gwiazdy, w której temperatura przekracza 100 mln st. 31

32 Ostrze noŝa Proces tworzenia węgla jest dostatecznie wydajny tylko dlatego, Ŝe układ 6 protonów i 6 neutronów ( 1 C) moŝe istnieć w nietrwałym stanie, który ma odpowiednią (rezonansową) energię. Samo istnienie tego stanu, jego energię (oraz inne istotne własności) przewidział astrofizyk Fred Hoyle. Był to jedyny rozsądny sposób wyjaśnienia, jak węgiel powstał we Wrzechświecie! Stan ten został potwierdzony doświadczalnie. stan Hoyla Gdyby natęŝenie sił jądrowych było o ułamek procenta inne, energia stanu Hoyla zmieniłaby się tak, Ŝe udaremniło by to wydajną producję węgla. śycie nie mogłoby wtedy powstac! 1 6C 6 0 3

33 Dygresja: rozpad 1 C* Rozpad wzbudzonego jądra 1 C teŝ moŝna zaobserwować. Najpierw tworzymy promieniotwórczy izotop 1 N, którego średni czas Ŝycia wynosi 16 ms. MoŜna w tym czasie umieścić go w detektorze, gdzie w wyniku przemiany β powstanie 1 C silnie wzbudzony, który niemal natychmiast rozpada się na trzy jądra helu-4 (3 cząstki α). 1 N 1 7 N 5 β 4 6C He 1 * e + ν e + He He Na fotografii widać tor jądra 1 N wpadającego do detektora oraz tory trzech cząstek α wyrzuconych po kilku milisekundach. 33

34 Tlen Przy produkcji tlenu nie występująŝadne trudności. We wnętrzach wielkich gwiazd, w tzw. czerwonych olbrzymach, moŝe zachodzić reakcja: 4 He C6 8 8 O + γ Uwaga, niebezpieczeństwo! Jeśli reakcja ta miałaby podobny, rezonansowy charakter, co wytwarzanie węgla, to cały węgiel zostałby zamieniony w tlen! W takim świecie mógłby juŝ padać deszcz, ale Ŝycie nie mogłoby powstać. Ponownie szczęście nam sprzyja: wśród wielu wzbudzonych stanów jądra tlenu, Ŝaden nie ma odpowiedniej (rezonansowej) energii. Dzięki temu w świecie występuje i węgiel i tlen Obserwowany stosunek C/O =

35 Gwiezdne tygle We wnętrzach pierwszych gwiazd, z początkowego wodoru i helu, powstały pierwiastki aŝ do Ŝelaza, które ma największą energię wiązania. W masywnych gwiazdach wskutek reakcji jądrowych wytwarzane są neutrony. Ich absorpcja przez jądra Ŝelaza prowadzi do powstawania pierwiastków cięŝszych. H He pierwsze gwiazdy 35

36 Powolny (s) wychwyt neutronów Mapa nuklidów Z = 8 N = 16 liczba protonów Z Z = 0 Z = 8 Z = 50 N = 50 Proces s przebiega powoli, N = 8 w pobliŝu dna jądowej doliny jądra trwałe β + / WE β - α rozszczepienie Z = Z = 8 N = N = 8 Reakcje N termojądrowe = 8 w gwiazdach N = 0 liczba neutronów N 36

37 Supernowe Ale jak wydobyc wytworzone pierwiastki z wnętrza gwiazdy? Najbardziej masywne gwiazdy ewoluują najszybciej i kończąŝycie w sposób gwałtowny, wybuchając jako supernowe. W takcie ekzplozjii takŝe tworzone są pierwiastki cięŝsze od Ŝelaza. Cała ta materia wyrzucana jest w przestrzeń kosmiczną. supernowa!!! 37

38 Raptowny (r) wychwyt neutronów Mapa nuklidów Podczas wybuchu supernowej, strumień neutronów jest tak intensywny, Ŝe tworzą się jądra bardzo bogate w neutrony, które później poprzez szereg Z = 8 przemian β powracają na dno jądrowej doliny N = 16 liczba protonów Z Z = 0 Z = 8 Z = 50 N = 50 N = 8 Proces r jądra trwałe β + / WE β - α rozszczepienie Z = 8 N = 8 Z = N = N = 8 N = 0 liczba neutronów N 38

39 Supernowe Mgławica po supernowej, obserwowanej w 157 r. m.in. przez Tycho de Brahe Mgławica w Krabie, pozostałość po wybuchu supernowej widzianej w 1054 r. Astronomy Picture of the Day: 39

40 Układ Słoneczny Ok. 4.5 mld lat temu, z obłoku materii wyrzuconej przez supernową ukształtował się nasz Układ Słoneczny. 40

41 Rozpowszechnienie pierwiastków Krzywa rozpowszechnienia pierwiastków w Układzie Słonecznym wskazuje wyraźnie na to, Ŝe Słońce jest gwiazdą co najmniej drugiej generacji. 41

42 Uran i tor Tablica nuklidów 35 U 700 mln lat 38 U 4.5 mld lat uran protaktyn tor liczba protonów Z rad radon polon bizmut ołów 3 Th 14 mld lat przemiana α przemiana β n p liczba neutronów N 4

43 Słońce i Ziemia W Słońcu odbywa się kolejny cykl przemiany wodoru w hel. Na Ziemi zaś powoli dogasają resztki promieniotwórczych nuklidów, które powstały razem z całą materią planetarną. H He Radionuklidy obecne na Ziemi Izotop T 1/ [mld lat] U Th 3 Th U K U

44 Promieniowanie γ na Pasteura Szereg 3 Th 40 kev 1 Pb 35 kev 14 Pb 1461 kev 40 K Szereg 38 U 609 kev 14 Bi 614 kev 08 Tl Widmo tła promieniowania γ w budynku przy Pasteura 7. Czas pomiaru ok. 4 godz. 44

45 Ciepło Ziemi Radionuklidy obecne w skorupie ziemskiej przetrwały dzięki bardzo długim półokresom rozpadu. Energia wyzwalana podczas rozpadów tych nuklidów jest źródłem ciepła. Radionuklidy w płaszczu Ziemi Izotop 3 Th 38 U 40 K 35 U T 1/ [mld lat] Koncentracja g/tona E [pj/atom] Szacuje się, Ŝe rozpad tych nuklidów jest źródłem ok. 3 nw ciepła/tonę. To niewiele, ale w skali geologicznej jest bardzo istotne. Strumień ciepła z wnętrza Ziemi wynosi ok. 80 kw/km. W porównaniu z energią słoneczną (1.4 GW/km ) jest do zaniedbania, ale to i tak 10 razy więcej niŝ moc aktywności sejsmicznej. Na początku formowania się Ziemi, przed 4.5 mld lat, stęŝenie 38 U było razy większe, 40 K ok. 10 razy większe, a 35 U ok. 100 razy większe! Energia wydzielana podczas ich rozpadów była o rząd wielkości większa! 45

46 Konwekcja Na początku tworzenia się Ziemi głównym źródłem ciepła w jej wnętrzu była kontrakcja grawitacyjna. Obecnie głównym źródłem ciepła (ok. 80 %) jest promieniotwórczość radionuklidów. Ciepło to jest takŝe źródłem ruchów konwekcyjnych w płaszczu, (wykład M. Grada) 46

47 Aktywność tektoniczna Obecność w materii ziemskiej promieniotwórczych izotopów odgrywa waŝną rolę w kształtowaniu struktury Ziemi i jej aktywności tektonicznej. (wykład M. Grada) 47

48 Kominy hydrotermalne W rejonach rowów oceanicznych występują punkty erupcji, w których wylewom lawy towarzyszą wycieki przegrzanej wody nasyconej związkami siarki, metanem, amoniakiem i in. związkami. W tych piekielnych miejscach, gdzie ciśnienie dochodzi do 300 atm, temperatura do 350 ºC, a woda ma silny odczyn kwaśny, kwitnie Ŝycie całkowicie niezaleŝne od światła słonecznego! 48

49 Ekstremofile Methanopyrus bakteria hipertermofilowa, Ŝyje w kominach hydrotermalnych, na głębokości 000 m, w temperaturze do 10 ºC, czerpie energię z reakcji: CO + 4 H CH4 + HO Desulfotomaculum Jeden ze szczepów tej bakterii odkryto na głębokości 4 km w kopalni pod Johannesburgiem. Czerpie energię z redukcji siarczanów do siarkowodoru: H + H + SO4 HS + 4HO 49

50 Archeowce Czy kolonie Ŝycia w głębinach mórz i kontynentów, niezaleŝne od energii światła słonecznego, powstały teŝ niezaleŝnie? Czy są spokrewnione ze znanymi nam formami Ŝycia? Są spokrewnione! Na podstawie badań genetycznych RNA cały świat Ŝywy podzielono na trzy domeny: bakterie, archeowce i eukarioty. Ekstremofilowe mikroby naleŝą do archeowców. 50

51 Hades czy Eden? Archeowce naleŝą do najstarszych form Ŝycia na Ziemi, które rozwijały się równolegle z bakteriami. Badania genetyczne wskazują, Ŝe te termofilowe mikroby są naszymi przodkami! MoŜliwe, Ŝe Ŝycie na Ziemi powstało nie na jej powierzchni, lecz w głębi mórz, w warunkach takich jak, przy kominach hydrotermalnych. Warstwa wody ochraniała je przez zabójczym światłem ultrafioletowym (nie było tlenu w atmosferze!), a energii dostarczało ciepło geotermalne. Podobne formy Ŝycia mogły powstać na innych ciałach Układu Słonecznego! Filogenetyczne drzewo Ŝycia 51

52 Czy promieniowanie jest szkodliwe? Gdy powstawały pierwsze organizmy poziom radiacji promieniotwórczej był kilkakrotnie większy. reakcja progowa DuŜe dawki promieniowania jonizującego są zabójcze dla Ŝywych komórek. Małe dawki mogły odegrać waŝną rolę mutagenną na wczesnym estapie rozwoju. Mogły teŝ wywołać efekty adaptacyjne powstanie mechanizmów naprawczych. liniowa Dosis facit venenum (Paracelsus) Być moŝe małe dawki promieniowania, poprzez aktywację mechanizmów obronnych, mają dobroczynne działanie na komórki? hormetyczna Nature 41 (003) 691 5

53 Hipoteza hormezy radiacyjnej Jest wiele doniesień na temat występowania hormezy radiacyjnej, takŝe w przypadku ludzi. Doniesienia te nie przekonują wszystkich i nie są oficjalnie uznane. Dyskusja na ten temat trwa. Raport UNCEAR

54 Naturalne dawki NatęŜenie promieniowania jonizującego ze źródeł naturalnych wykazuje duŝe zróŝnicowanie geograficzne. Jest kilka (zamieszkanych!) miejsc na świecie, gdzie dawki promieniowania są kilkadziesiąt razy większe niŝśrednia! Nie obserwuje się oczywistych korelacji między duŝą dawką naturalną a chorobami. śycie jest przystosowane do małych dawek promieniowania 54

55 Naturalne reaktory Jedynym naturalnym łatwo rozszczepialnym nuklidem jest 35 U. Obecnie stanowi jedynie 0.7% uranu. Aby moŝna go było wykorzystać w reaktorze jądrowym, trzeba go wzbogacić do 3% - 5%. Półokres rozpadu 35 U wynosi 0.7 mld lat. Zatem mld lat temu było go ok. 5%! W naturalnych złoŝach uranu mogła przebiegać reakcja łańcuchowa!!! Naturalny reaktor jądrowy, który funkcjonował ok. mld lat temu, odkryto w Oklo w Gabonie piaskowiec ruda uranowa granit 55

56 Jądrowe młyny Uranu 35 jest coraz mniej, ale ciągle wystarczająco duŝo dla potrzeb energetycznych człowieka. Jest on całkowicie naturalnym źródłem energii. 35 U Spływ od 35 U w dół jądrowej doliny jest równie naturalnym źródłem energii jak woda w górskich rzekach, która napędza turbiny elektrowni wodnych. ( wykład T. Matulewicza) 56

57 Podsumowanie W Wielkim Wybuchu powstały wodór i hel. CięŜsze pierwiastki, w tym kluczowe dla Ŝycia węgiel, tlen i in. powstały w masywnych gwiazdach w procesach syntezy termojądrowej. Supernowe rozrzuciły materię bogatą w pierwiastki. Z materii tej powstały następne gwiazdy i nasz Układ Słoneczny. Dzięki oddziaływaniom słabym (promieniotwórczość β) wodór spala w Słońcu się bardzo powoli. Dało to czas potrzebny do rozwinięcia się Ŝycia na Ziemi. Ciepło rozpadów promieniotwóczych ogrzewa wnętrze Ziemi i napędza procesy tektoniczne. Mogło dać początek Ŝyciu. śycie rozwijało się w obecności promieniowania jonizującego i jest przystosowane do jego małych dawek. Resztki rozszczepialnych nuklidów są cennym źródłem czystej (klimatycznie) energii. 57