Podstawy Fizyki Jądrowej

Podstawy Fizyki Jądrowej III rok Fizyki Kurs WFAIS.IF-D008.0 Składnik egzaminu licencjackiego (sesja letnia)! OPCJA (zalecana): Po uzyskaniu zaliczenia z ćwiczeń możliwość zorganizowania ustnego egzaminu (raczej poza sesją termin do ustalenia). Uzyskanie oceny (dwa pytania) co najmniej dobrej daje możliwość przepisania jej na życzenie zainteresowanego w trakcie egzaminu licencjackiego. Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 1

Zagadnienia do egzaminu licencjackiego 1. Struktura materii cząstki i oddziaływania 2. Własności jąder atomowych masa, energia wiązania, spin, izospin, momenty elektromagnetyczne 3. Przemiany jądrowe ogólna klasyfikacja 4. Prawa rozpadu promieniotwórczego 5. Charakterystyka i opis rozpadu alfa 6. Charakterystyka i opis rozpadu beta 7. Charakterystyka rozpadu gamma, zjawisko konwersji wewnętrznej 8. Oddziaływanie z materią ciężkich cząstek naładowanych 9. Oddziaływanie elektronów z materią 10. Oddziaływanie promieniowania gamma z materią 11. Podstawowe pojęcia i jednostki dozymetrii 12. Reakcje jądrowe klasyfikacja, podstawowe obserwable 13. Przekrój czynny rozkłady i wnioski z nich wynikające 14. Własności i opis reakcji bezpośredniego oddziaływania 15. Własności i opis reakcji poprzez jądro złożone 16. Model kroplowy jądra atomowego 17. Model powłokowy jądra atomowego 18. Model gazu Fermiego jądra atomowego 19. Rozszczepienie jąder atomowych, reaktor jądrowy 20. Reakcje jądrowe w gwiazdach Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 2

Reakcje jądrowe w przyrodzie Reakcje jądrowe są bardzo ważne dla zrozumienia dwu bardzo istotnych problemów: Nukleosyntezy, czyli produkcji pierwiastków w przyrodzie, bo wszystkie molekuły związków chemicznych zbudowane są z atomów, których istnienie uwarunkowane jest istnieniem ich jąder atomowych Źrodła energii emitowanej przez gwiazdy, w tym przez Słońce, oraz ewolucji gwiazd. Źródłem energii są reakcje termojądrowe, które także decydują o ewolucji gwiazdy. Stąd życie na Ziemi i warunki tu istniejące określone są przez zachodzenie tych reakcji Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 3

Wnioski z doświadczalnej zależności B(A,Z) Łączenie najlżejszych jąder w cięższe jest energetycznie korzystne: fi Reakcje fuzji (termojądrowe) przezwyciężenie odpychania wymaga dostarczania energii (ruch temperatura) Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 4

Pierwotna nukleosynteza Pierwotna nukleosynteza (primordial nucleosynthesis) to ta, która zachodziła we wczesnym stadium po Wielkim Wybuchu Mogła zachodzić dopiero wtedy, gdy temperatura leptonów i nukleonów spadła (w wyniku rozszerzania się Wszechświata) do takiej wartości, która nie powodowała zniszczenia (tworzących się poprzez fuzję nukleonów) jąder atomowych Dalsze rozszerzanie się Wszechświata zatrzymało tę nukleosyntezę, bo gęstość dostępnych nukleonów i jąder atomowych stała się zbyt mała Później nukleosynteza zachodziła w skupiskach zagęszczonej materii tj. w gwiazdach Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 5

Pierwotna nukleosynteza Pierwszym tworzonym jądrem był deuteron Następne to tryt i 3 He Kolejne powstające jądro to cząstka alfa (jądro 4 He) Reakcje 4 He + p/n nie prowadzą do stabilnego jądra (zarówno 5 He jak 5 Li są niestabilne) Także niestabilne jest jądro 8 Be (2 cząstki alfa) Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 6

Pierwotna nukleosynteza c.d. Powstawały również izotopy 7 Li i 7 Be 7 Be jest niestabilny (wychwyt elektronu z czasem połowicznego rozpadu 53 dni) Powstawanie cięższych jąder atomowych zostało zahamowane przez następujące efekty: Wzrastającą barierę kulombowską Spadek temperatury wraz z rozszerzaniem się Wszechświata Spadek gęstości zmniejszający częstość zderzeń W rezultacie powstały izotopy wodoru, helu i 7 Li Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 7

Wykres Hertzsprunga Russela (H-R) Wykres jasności gwiazd względem ich klasy widmowej Po lewej stronie są gwiazdy o wysokiej temperaturze (białe), a po prawej gwiazdy o niskiej temperaturze (czerwone) Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 8

Wykres Hertzsprunga Russela (H-R) Gwiazdy o średniej i niewielkiej masie, takie jak Słońce, leżą na linii przebiegającej skośnie od lewego górnego do prawego dolnego rogu rysunku. Ten zbiór gwiazd nazywa się ciagiem głównym" Gwiazdy o wielkiej masie ( olbrzymy") zajmują obszar położony na prawo, powyżej ciągu głównego Na lewo i poniżej ciągu głównego leży obszar białych karłów", tj. niezbyt masywnych gwiazd, resztek starych wypalonych gwiazd, które wraz z wiekiem obniżają temperaturę, przesuwając się na prawo wykresu Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 9

Wykres Hertzsprunga Russela Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 10

Ewolucja gwiazd powstawanie Z pyłu, w którym fluktuacje gęstości wraz z działaniem grawitacji prowadzą do utworzenia protogwiazdy na ciągu głównym Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 11

Od ciągu głównego do olbrzyma Spalanie wodoru, a następnie helu i cięższych jąder doprowadza do zmiany składu gwiazdy fl wędrówka gwiazdy na wykresie H-R Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 12

Od olbrzyma do karła (Słońce) Zagęszczenie grawitacyjne rdzenia olbrzyma powoduje wybuch ( nowa ), po którym pozostaje mgławica z karłem w centrum Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 13

Supernowa 1987A Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 14

Supernowa 1987A 20 lat później Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 15

Mgławica Kraba Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 16

Mgławice planetarne W naszej Galaktyce znanych ponad 1500 takich mgławic Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 17

Ewolucja gwiazdy Zaczyna się na ciągu głównym, następnie gwiazdy przesuwają się w kierunku olbrzymów, a następnie przechodzą w obszar białych karłów Czas pozostawanie gwiazdy w ciągu głównym, zależy od jej masy: Gwiazdy o masie poniżej 0.1 M (masy Słońca) staja się od razu białymi karłami Jeżeli masa gwiazdy wynosi 0.1 0.4 M to gwiazda pobardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego staje się białym karłem Gwiazdy o masie 0.4 3 M w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po spaleniu helu stają się białymi karłami Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 M, to gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 18

Nukleosynteza w gwiazdach Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 19

Spalanie wodoru do helu ( 4 He) W gwiazdach ciągu głównego spalanie wodoru zachodzi w dwu różnych cyklach Dla gwiazd o małej masie (takich jak Słońce) zachodzi cykl protonowy Dla gwiazd ciągu głównego o masie większej od Słońca, zawierających już nieco cięższych pierwiastków C, N i O, zachodzi alternatywny cykl węglowo-azotowo-tlenowy, w którym te jądra działają jak katalizatory (w reakcjach zwiększających zawartość 4 He) Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 20

Spalanie wodoru cykl protonowy Etapy cyklu protonowego (cyklu p-p): Synteza deuteru z dwóch protonów, poprzez słabe oddziaływanie a więc bardzo powoli, co powoduje, że gwiazda istnieje długo ale nie emituje dużej mocy Synteza helu 3 He Synteza 4 He z 3 He lub, znacznie rzadziej, poprzez jądra o A=7 Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 21

Spalanie wodoru cykl p-p Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 22

Spalanie wodoru cykl C-N-O Cykl węglowo-azotowo-tlenowy to sekwencja reakcji wychwytu protonów i rozpadów β +, angażujących jądra C,N,O jako katalizatory, efektywnie konwertujących 4p w 4 He: Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 25

Spalanie wodoru cykl C-N-O Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 26

Spalanie wodoru cykl C-N-O Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 27

Spalanie helu cykl 3a Spalanie helu zachodzi głównie w olbrzymach i nadolbrzymach pierwszy etap to synteza węgla ( 12 C) proces zachodzi przez stan wzbudzony 12 C (7.654 MeV) o strukturze 3 cząstek alfa kolejne etapy to przyłączanie kolejnych cząstek alfa do tlenu ( 16 O), neonu ( 20 Ne) i magnezu ( 24 Mg) Wszystkie te reakcje produkują coraz silniej związane parzysto-parzyste jądra aż do żelaza i niklu Wychwyt przez nie neutronów lub protonów daje w rezultacie również nieparzyste jądra Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 28

Spalanie helu fuzja 3a Obecność stanu 0 + (7,654 MeV) w 12 C, który może obok rozpadu na 4 He+ 8 Be rozpadać się na 12 C+γ pozwala spalać 4 He na 12 C Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 29

Spalanie helu na 12 C i dalej na 16 O Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 30

Spalanie węgla, tlenu Gdy zakończy się spalanie helu, to produkty spalania takie jak 12 C, 16 O itd. mogą także wchodzić ze sobą w reakcje jeżeli masa gwiazdy jest tak duża, że następuje grawitacyjne zagęszczenie gwiazdy prowadzące do jej podgrzania. Wtedy pojawia się (zwykle wybuchowo zachodzące) spalanie węgla, tlenu itd. Taki proces może się kilkakrotnie powtarzać dla coraz cięższych jąder reagujących ze sobą, prowadząc aż do powstania Fe Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 31

Warstwowa budowa gwiazd Po spaleniu dużej części H, He, pojawiają się warstwy zawierające w przewadze jądra danego typu Nie w skali! Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 32

Spalanie węgla, tlenu c.d. Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 33

Procesy dołączania neutronów ( r i s ) Dla jąder o Z>26 (Fe) fuzja niekorzystna energetycznie i utrudniona przez wysoką barierę kulombowską max(b/a) Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 34

Procesy r i s Procesy r = rapid i s = slow dla jąder w pobliżu Fe liczby oznaczają ln(t 1/2 ); puste kwadraty to stabilne jądra Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 35

Drogi prowadzące do ciężkich jąder τ β < τ n rozpad β, proces s τ n < τ β wychwyt n, proces r Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 36

Spalacja kruszenie jąder protonami Reakcje spalacji zmieniają silnie abundancję jąder w przestrzeni międzygwiezdnej, gdzie promieniowanie kosmiczne (głównie protony) oddziałuje z istniejącymi wcześniej jądrami atomów Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 37

Reaktor termojądrowy ITER Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 38

Podstawy Fizyki Jądrowej Do zobaczenia na egzaminie! Profesor: Mam dwa pytania: Jak ja się nazywam i z czego jest ten egzamin? Studenci spoglądają po sobie: O żeż! A mówili, że z niego jest taki luzak!!! Profesor do studenta: Dlaczego pan się tak denerwuje? Obawia się pan moich pytań? Nie, panie profesorze. Swoich odpowiedzi. Wykład 13 Podstawy Fizyki Jądrowej - St. Kistryn 39