| Rodzaje promieniowania |
 |
 |
 |
|
Niekorzystny stosunek liczby neutronów do protonów oraz niespełnienie warunków parzystości jąder nuklidów naturalnych sprawia, że jądro atomu emituje cząstkę β- lub α. W ten sposób w jądrze zwiększa się lub zmniejsza liczba protonów. W przypadku cięższych jąder następuje zazwyczaj zmniejszenie liczby protonów poprzez emisję cząstki α, czyli jądra helu. Najcięższym pierwiastkiem, który ma trwałe izotopy, jest bizmut.
Pierwiastki o liczbach atomowych od 84 wzwyż stanowią naturalne pierwiastki promieniotwórcze. Należy teraz omówić zmiany w jądrze atomowym następujące w wyniku emisji cząstki α lub β-. Po wypromieniowaniu cząstki α liczba masowa zmniejsza się o 4 jednostki (2 protony + 2 neutrony). Ubytek dwóch protonów powoduje zmniejszenie się liczby atomowej o dwie jednostki. W rezultacie powstaje nowy pierwiastek o liczbie atomowej Z - 2 i liczbie masowej A - 4: Jako przykład można podać reakcję przeobrażenia toru w rad w wyniku emisji cząstki α: Można powiedzieć, że skoro liczba atomowa nowo powstałego pierwiastka maleje o dwa, to przesuwa się on w układzie okresowym o dwa miejsca w lewo. Natomiast w wyniku emisji cząstek β- liczba masowa pierwiastka nie ulega zmianie, a jego liczba atomowa zwiększa się o jednostkę, a więc nowo powstały pierwiastek jest w układzie okresowym przesunięty w prawo o jedno miejsce: Odkrywcą powyższej reguły był fizykochemik polskiego pochodzenia, Kazimierz Fajans i angielski fizykochemik Frederick Soddy. Reguła Soddy'ego-Fajansa brzmi: Przemiana α
Przemianie α głównie ulegają jądra ciężkie i reakcji tej towarzyszy prawie zawsze emisja kwantów γ (promieniowanie γ). Promienie α stanowią strumień dwuwartościowych dodatnich jonów helu (He2+). Każdy α-emiter wysyła z jądra cząstki α o charakterystycznej energii, w związku z czym zasięg wszystkich cząstek α powstałych podczas rozpadu jądra danego nuklidu jest prawie identyczny. Cząsteczce α łatwiej jest przeniknąć w głąb jądra atomów lżejszych. Zgodnie z regułą Fajansa-Soddy'ego w wyniku emisji cząstki α liczba atomowa nowo powstałego pierwiastka maleje o dwa i przesuwa się on w układzie okresowym o dwa miejsca w lewo. Reakcję tę można zapisać w sposób następujący: Przemiany β
Aby zmniejszyć w jądrze atomowy nadmiar neutronów w stosunku do protonów, ulega ono między innymi reakcji:
Jest to przemiana β-. W przemianie tej neutron ulega rozpadowi na proton, elektron i antyneutrina. Kiedy jądro ma nadmiar protonów w stosunku do neutronów, w jego wnętrzu zachodzi przemiana β+, polegająca na reakcji: W tej reakcji proton ulega przemianie w neutron, pozyton i neutrino. Nadmiar protonów w jądrze może być usunięty dzięki reakcji polegającej na wychwyceniu przez jądro elektronu z powłoki najbliższej jądra (powłoki K). Dlatego przemianę tę nazywa się wychwytem K. Polega ona na reakcji: Wszystkie te reakcje noszą nazwę przemian β. Zgodnie z regułą Fajansa-Soddy'ego emisja cząstki β- prowadzi do zwiększenia liczby atomowej Z o jeden, tj. do przesunięcia pierwiastka w układzie okresowym o jedno miejsce w prawo. Reakcję to można zapisać w sposób następujący: Przykładem takiej reakcji może być przemiana trytu w hel: Natomiast zgodnie z regułą emisji cząstki β+ towarzyszy przesunięcie pierwiastka w układzie okresowym o jedno miejsce w lewo, tzn. liczba atomowa zmniejsza się o jeden. Masa atomowa nie ulega zmianie. W jądrze proton przekształca się w neutron. Reakcję, która zachodzi tylko w jądrze atomowym, można zapisać w sposób następujący: Zdarza się, że jądro otrzymane sztucznie ulega kilku kolejnym przemianom β+ zanim się ustabilizuje. Naturalne izotopy promieniotwórcze (występujące w skorupie ziemskiej) praktycznie ulegają jedynie przemianom β- i wychwytowi elektronu orbitalnego. Przemianom β+ natomiast ulegają często izotopy promieniotwórcze otrzymane sztucznie. Przemiany β- i β+ odgrywają ogromną rolę w reakcjach jądrowych zachodzących we wnętrzu gwiazd, zwłaszcza cięższych od Słońca. Przemianom β często towarzyszy emisja promieniowania γ. Po emisji cząstki β- lub β+ jądro znajduje się w stanie wzbudzonym i aby powrócić do swojego stanu normalnego, pozbywa się nadmiaru energii emitując kwanty γ. Tylko 4 izotopy promieniotwórcze emitują promieniowanie β- bez dodatkowej emisji kwantu γ. Ponieważ masa cząstek β (a więc elektronów) jest ponad siedem tysięcy razy mniejsza od masy cząstek α, cząstki β mają w powietrzu zasięg o wiele większy od cząstek α. Cząstki β, podobnie jak cząstki α, zderzając się z cząsteczkami tlenu i azotu, jonizują powietrze poprzez wybijanie elektronów z ich powłok. Promieniowanie β, nawet o dużej energii, jest praktycznie absorbowane w warstwie ołowiu o grubości już kilku milimetrów. Zasięg cząstek β zależy od ich energii, a także, od ośrodka, w którym jest ono pochłaniane. Przemiana γ
Większość aktów emisji cząstek α i β towarzyszy emisja kwantów promieniowania γ. Promieniowanie to jest skutkiem wzbudzenia jądra po wyrzuceniu z jego wnętrza cząstki. Powrót do stanu równowagi odbywa się przez emisję kwantu lub kwantów γ. Przy powrocie do stanu podstawowego nadmiar energii zostaje wypromieniowany w postaci promieniowania γ. Proces ten nazywamy przejściem γ. Energie kwantów promieniowania γ są bardzo zróżnicowane i charakterystyczne dla każdego nuklidu promieniotwórczego. Przejście ze stanu wzbudzonego do podstawowego może odbyć się jednorazowo lub stopniowo. Ma to miejsce, gdy jądro wejdzie w reakcje z inną cząsteczką elementarną, np. neutronem. Wówczas na skutek zmiany składu i struktury jądro ulega wzbudzeniu i przechodzi w stan równowagi energetycznej poprzez emisję kwantów γ. Czasem zdarza się, że przejście jądra ze stanu wzbudzonego do podstawowego odbywa się po upływie dłuższego czasu. Takie przejście jest zwane przejściem izomerycznym, a jądra, które przebywają tak długo w stanie wzbudzonym (metastabilnym) - izomerami jądrowymi. Często izomery jądrowe oznacza się w zapisie reakcji jądrowych gwiazdką przy symbolu pierwiastka, np. 87Sr*. Po wyemitowaniu kwantu γ jądro ulega dalszej przemianie β-. Reakcję tę można zapisać następująco: Promieniowanie γ jest przenikliwym promieniowaniem elektromagnetycznym. Nie jest ono całkowicie pochłaniane nawet przez kilkucentymetrową warstwę ołowiu. Pochłanianie promieniowania γ przez materię odbywa się głównie poprzez trzy rodzaje jego oddziaływania z atomami ośrodka, przez który przechodzi. Kwanty γ mogą wybijać elektrony z powłok elektronowych atomu. Wybity elektron pochłania całkowicie energię kwantu γ, a jego energii po wyjściu na zewnątrz atomu zostaje zmniejszona o energię potrzebną na jego oderwanie od atomu. Zjawisko to nazywa się efektem fotoelektrycznym. Drugi rodzaj oddziaływania kwantu γ z elektronem w atomie ma miejsce wówczas, gdy do wybicia elektronu z atomu wystarcza część energii przekazanej przez kwant γ. Wtedy obok elektronu obserwuje się kwant promieniowania γ o energii pomniejszonej o wartość oddaną wybitemu elektronowi. Efekt ten nazywa się efektem Comptona. Trzeci rodzaj oddziaływania promieniowania γ z atomami ośrodka polega na tworzeniu par elektron - pozyton. Jest to związane z całkowitym pochłonięciem kwantu γ w pobliżu jądra i jego przemianie w parę elektron i pozyton. Promienie γ o dostatecznie wysokiej energii mogą także spowodować przemiany jądrowe. Pierwszą poznaną reakcją tego typu było rozbicie deuteru na proton i neutron: Promieniowanie neutronowe
Neutron, jako jeden z podstawowych składników jądra atomu, jest trwały jedynie w jądrze. Poza jądrem ulega on przemianie β-: Można powiedzieć, że neutron jest najprostszym elementem promieniotwórczym, ulegającym przemianie β-. Na Ziemi promieniowanie neutronowe występuje bardzo rzadko. Jest ono składnikiem promieniowania kosmicznego wtórnego oraz powstaje podczas rzadkich samorzutnych rozpadów jąder uranu. Gigantycznymi źródłami neutronów w skali kosmicznej są eksplozje gwiazd supernowych i procesy neutronizacji materii. Neutrony nie docierają jednak do Ziemi ze względu na krótki okres półtrwania. Strumień neutronów (obok promieniowania γ) jest najbardziej przenikliwym z dotychczas poznanych rodzajów promieniowania. Przenika on nawet przez grube osłony ołowiane. Jako osłonę przed tym promieniowaniem stosuje się materiały, które składają się z substancji zawierających jądra pochłaniające neutrony. Dobrą osłonę przed promieniowaniem neutronowym stanowi także woda lub parafina. Różne nuklidy różnie zachowują się pod wpływem promieniowania neutronowego. Jądra atomowe ciężkich pierwiastków promieniotwórczych ulegają reakcji rozszczepienia, czyli rozpadowi na mniejsze fragmenty. Promieniowanie kosmiczne
Przez całe nasze życie jesteśmy wystawieni na działanie promieniowania kosmicznego. Jest to promieniowanie, które dociera do atmosfery ziemskiej ze źródeł promieniowania rozsianych w kosmosie. Składa się ono głównie z protonów (93%), cząstek α (ok. 6%) oraz jąder różnych pierwiastków (głównie lekkich, takich jak C, N, O, Ne, Li, Be, B) aż do żelaza włącznie. Głównym źródłem tych cząstek są prawdopodobnie wybuchy gwiazd nowych i supernowych oraz procesy przebiegające w głębi Słońca. Niektóre cząstki, np. neutrony, ze względu na krótki okres półtrwania ulegają przemianom, inne trwalsze wędrują niekiedy w kosmosie przez tysiące lat świetlnych zanim dotrą do Ziemi. Cząstki te mają często bardzo wysokie energie i znacznie przewyższają energie uzyskiwane w akceleratorach. Promienie kosmiczne pierwotne po zetknięciu się z atmosferą ziemską, w wyniku zderzeń z jej składnikami, generują cząstki wtórne typu mezonów, hiperonów, elektronów, które z kolei ulegają przemianom w inne cząstki. Są wśród nich takie, które w dalszym locie reagują z kolejnymi atomami składników atmosfery. Promieniowanie kosmiczne poza atmosferą ziemską różni się od tego, które występuje na powierzchni Ziemi. Jest ono silnie absorbowane przez atmosferę Ziemi, a więc jego natężenie na różnych wysokościach jest różne. Na poziomie morza jest ono bardzo małe - na 1 cm2 powierzchni w ciągu minuty pada zaledwie jedna cząstka. Im wyżej ponad poziom morza, tym natężenie promieniowania kosmicznego jest większe. Na Mount Everest jest ponad 100 razy większe. Szczególnie narażeni na to promieniowanie są kosmonauci. Przykładem skutków działania tego promieniowania na materię może być występowanie węgla 14C oraz trytu 3H. Izotopy te powstają w atmosferze głównie z atomów azotu 14N w wyniku reakcji jądrowych z neutronami, które są wytwarzane w górnych warstwach atmosfery jako promieniowanie kosmiczne wtórne: Pośród produktów powstających ze zderzeń pierwotnych promieni kosmicznych ze składnikami atmosfery ze znaczną wydajnością powstają także jądra 7Be i 10Be, które są nuklidami promieniotwórczymi. Artykuł napisała: Źródła:
|
