Radionuklidi mogu da se raspadnu na nekoliko razičitih načina, što je sumirano u sledećoj tabeli. Atomsko jezgro sa pozitivnim naelektrisanjem (atomskim brojem) Z i atomskom masom A predstavljeno je kao (A, Z).
понедељак, 27. април 2009.
Fuzija
Fuzija je nuklearni proces u kome se dva laka jezgra kombinuju da bi se stvorilo jedno, teže jezgro. Primjer fuzije, koji je veoma važan za termonuklearno oružje i u budućnosti za nuklearne reaktore, je reakcija između dva različita vodonikova izotopa da bi se stvorio izotop helijuma:
Ova reakcija oslobađa količinu energije koja je više od milion puta veća od one koja se dobija običnom hemijskom reakcijom. Takva velika količina energije se u procesu fuzije oslobađa kada se dva laka jezgra spoje. Pri tom spajanju nastaje jezgro čija je masa manja od zbira masa početnih jezgara. Iako je fuzija energetski pogodna reakcija za laka jezgra, ne moze da se desi pod normalnim uslovima na Zemlji jer je potrebna da se utrosi velika kolicina energije. Zbog toga što su oba jezgra, koja ulaze u reakciju, pozitivno naelektrisana, dolazi do jakog elektrostatičkog odbijanja kada se spajaju. Samo kada se veoma jako stisnu jedan blizu drugog, osjeti se uticaj jakih nuklearnih sila, koje mogu da nadjačaju ove elektrostatičke sile i izazovu sjedinjavanje jezgara.
Reakcije fuzije se odvijaju već milijardama godina u svemiru. U stvari, reakcije fuzije su izvori energije većine zvijezda, pa tako i našeg Sunca. Naučnici su uspjeli da proizvedu reakciju fuzije na Zemlji tek u poslednjih šezdesetak godina. U početku, su se radila istraživanja malih razmjera, u kojima se reakcija fuzije rijetko dešavala. Međutim, ovi prvi eksperimenti su kasnije doveli do razvoja termonuklearne fuzije (hidrogenska ili termonuklearna bomba).
Fuzija je proces koji se dešava na zvijezdama, kao što je Sunce. Kad god osjetimo toplotu Sunca ili vidimo njegovu svjetlost, mi, ustvari, posmatramo proizvod fuzije. Svi znamo da sav život na Zemlji postoji upravo zato što se pomoću Sunčeve svjetlosti proizvodi hrana I grije Zemlja. Prema tome, može se rećI da je fuzija osnova našeg života.
Kada se formira zvijezda, ona se u početku sastoji iz vodonika i helijuma koji se stvaraju u procesu koji se naziva „Big Bang", proces kojim je stvoren naš kosmos. Vodonikovi izotopi se sudaraju i spajaju u helijumova jezgra. Kasnije, helijumova jezgra se sudaraju I formiraju teže elemente. Fuzija je nuklearna reakcija u kojoj se jezgra kombinuju da bi se stvorila teža jezgra, odnosno jezgra sa većom atomskom masom. To je osnovna reakcija koja pokreće Sunce. Ove reakcije se odvijaju sve dok se ne stvori željezo, jezgro sa najvećom količinom vezane energije.
Kada jezgro dostigne masu 60, više se ne odvija fuzija na zvijezdi, jer je jezgro energetski nepovoljno za proizvodnju jezgra veće mase. Onda kada se većina jezgra neke zvijezde pretvori u željezo, ona se približava kraju svog života. Neke zvijezde se skupljaju sve dok ne postanu žar koji se hladi sačinjen od željeza. Međutim, ako je zvijezda dovoljno masivna, može da dođe do vrlo jake, blistave reakcije. Zvijezda će se iznenada raširiti i proizvesti, za veoma kratko vrijeme, više energije nego što naše Sunce proizvede za vrijeme svog života. Kada se ovo desi, kažemo da je zvijezda postala supernova. Dok je zvijezda u fazi supernova, dešavaju se mnoge važne rakcije. Jezgra se ubrzavaju do frekvencija mnogo većih od onih koje se nalaze na zvijezdama u procesu fuzije. Sa ovom dodatnom energijom, koja nastaje zbog njihove brzine, jezgra se mogu spajati u elemente koji imaju veću masu od željeza. Ova dodatna energija je potrebna da bi se prešla energetska barijera u procesu stvaranja atoma većih atomskih masa. Eelementi, ako što su zlato, srebro i olovo, pronađeni na Zemlji su ostaci supernova eksplozije. Izvori željeza, kojeg ima svuda na Zemlji, su nastali direktno iz reakcije supernova i iz mrtvih zvijezda koje su u prošlosti udarale u Zemlju.
Danas se istražuje proces fuzije sa nadom da ćemo uskoro biti u prilici da kontrolišemo proces fuzije s ciljem da se proizvede tzv. čista, jeftina energija.
Ova reakcija oslobađa količinu energije koja je više od milion puta veća od one koja se dobija običnom hemijskom reakcijom. Takva velika količina energije se u procesu fuzije oslobađa kada se dva laka jezgra spoje. Pri tom spajanju nastaje jezgro čija je masa manja od zbira masa početnih jezgara. Iako je fuzija energetski pogodna reakcija za laka jezgra, ne moze da se desi pod normalnim uslovima na Zemlji jer je potrebna da se utrosi velika kolicina energije. Zbog toga što su oba jezgra, koja ulaze u reakciju, pozitivno naelektrisana, dolazi do jakog elektrostatičkog odbijanja kada se spajaju. Samo kada se veoma jako stisnu jedan blizu drugog, osjeti se uticaj jakih nuklearnih sila, koje mogu da nadjačaju ove elektrostatičke sile i izazovu sjedinjavanje jezgara.
Reakcije fuzije se odvijaju već milijardama godina u svemiru. U stvari, reakcije fuzije su izvori energije većine zvijezda, pa tako i našeg Sunca. Naučnici su uspjeli da proizvedu reakciju fuzije na Zemlji tek u poslednjih šezdesetak godina. U početku, su se radila istraživanja malih razmjera, u kojima se reakcija fuzije rijetko dešavala. Međutim, ovi prvi eksperimenti su kasnije doveli do razvoja termonuklearne fuzije (hidrogenska ili termonuklearna bomba).
Fuzija je proces koji se dešava na zvijezdama, kao što je Sunce. Kad god osjetimo toplotu Sunca ili vidimo njegovu svjetlost, mi, ustvari, posmatramo proizvod fuzije. Svi znamo da sav život na Zemlji postoji upravo zato što se pomoću Sunčeve svjetlosti proizvodi hrana I grije Zemlja. Prema tome, može se rećI da je fuzija osnova našeg života.
Kada se formira zvijezda, ona se u početku sastoji iz vodonika i helijuma koji se stvaraju u procesu koji se naziva „Big Bang", proces kojim je stvoren naš kosmos. Vodonikovi izotopi se sudaraju i spajaju u helijumova jezgra. Kasnije, helijumova jezgra se sudaraju I formiraju teže elemente. Fuzija je nuklearna reakcija u kojoj se jezgra kombinuju da bi se stvorila teža jezgra, odnosno jezgra sa većom atomskom masom. To je osnovna reakcija koja pokreće Sunce. Ove reakcije se odvijaju sve dok se ne stvori željezo, jezgro sa najvećom količinom vezane energije.
Kada jezgro dostigne masu 60, više se ne odvija fuzija na zvijezdi, jer je jezgro energetski nepovoljno za proizvodnju jezgra veće mase. Onda kada se većina jezgra neke zvijezde pretvori u željezo, ona se približava kraju svog života. Neke zvijezde se skupljaju sve dok ne postanu žar koji se hladi sačinjen od željeza. Međutim, ako je zvijezda dovoljno masivna, može da dođe do vrlo jake, blistave reakcije. Zvijezda će se iznenada raširiti i proizvesti, za veoma kratko vrijeme, više energije nego što naše Sunce proizvede za vrijeme svog života. Kada se ovo desi, kažemo da je zvijezda postala supernova. Dok je zvijezda u fazi supernova, dešavaju se mnoge važne rakcije. Jezgra se ubrzavaju do frekvencija mnogo većih od onih koje se nalaze na zvijezdama u procesu fuzije. Sa ovom dodatnom energijom, koja nastaje zbog njihove brzine, jezgra se mogu spajati u elemente koji imaju veću masu od željeza. Ova dodatna energija je potrebna da bi se prešla energetska barijera u procesu stvaranja atoma većih atomskih masa. Eelementi, ako što su zlato, srebro i olovo, pronađeni na Zemlji su ostaci supernova eksplozije. Izvori željeza, kojeg ima svuda na Zemlji, su nastali direktno iz reakcije supernova i iz mrtvih zvijezda koje su u prošlosti udarale u Zemlju.
Danas se istražuje proces fuzije sa nadom da ćemo uskoro biti u prilici da kontrolišemo proces fuzije s ciljem da se proizvede tzv. čista, jeftina energija.
Fisija
1932., engleski fizičar i dobitnik Nobelove nagrade, Džejms Čedvik (sir James Chadwick) je otkrio neutron. Nekoliko godina kasnije, Enrico Fermi i njegovi saradnici su u Rimu otkrili da se bombardovanjem različitih elemenata neutronima stvaraju novi, radioaktivni elementi.
1939., njemački hemičari Oto Han (Otto Hahn) i Friz Štrasman (Fritz Strassman) su neutronima bombardovali rastvore uranijumovih soli. Otkrili su, kasnije, da je nastao barijum. Ova zagonetka je riješena nekliko sedmica kasnije.
Fisija je nuklearni proces u kome se teško jezgro razdvaja na dva manja jezgra. Primjer fisije, koji je iskorišten u izradi atomske bombe i koji se još uvijek koristi u nuklearnim reaktorima je:
1939., njemački hemičari Oto Han (Otto Hahn) i Friz Štrasman (Fritz Strassman) su neutronima bombardovali rastvore uranijumovih soli. Otkrili su, kasnije, da je nastao barijum. Ova zagonetka je riješena nekliko sedmica kasnije.
Fisija je nuklearni proces u kome se teško jezgro razdvaja na dva manja jezgra. Primjer fisije, koji je iskorišten u izradi atomske bombe i koji se još uvijek koristi u nuklearnim reaktorima je:
Produkt koji nastaje ovom reakcijom je samo jedan od mogućih oblika. Fisijom može nastati bilo koja kombinacija lakših jezgara, sve dok zbir protona i neutrona u novonastalim jezgrima ne prelazi broj u početnom jezgru. Kao kod fuzije, velika količina energije se može osloboditi u procesu fisije zato što sabirak masa lakših jezgara (produkata) iznosi manje od mase jezgra koje je nastalo u procesu fisije. Fisija nastaje zbog toga što se u teškim jezgrima nalazi elektorstatičko odbijanje između velikog broja pozitivno naelektrisanih protona. Dva manja jezgra imaju manje unutrašnje odbijanje od jednog većeg jezgra. Tako da, jednom kada veće jezgro bude u stanju da savlada jaku nuklearnu silu, koja ga drži u jednom komadu, može da stupi u proces fisije. Fisija se može razumjeti i kao borba između jake privlačne nuklearne sile i odbojne elektrostatičke sile. U reakciji fisije, pobjeđuje elektrostatičko odbijanje.
Fisija je proces koji se u svemiru odvijao milijardama godina. Kao što je već pomenuto, ljudi nisu fisiju koristili samo za proizvodnju atomskih bombi, već i za proizvodnju energije u nuklearnim postrojenjima.
Interesantna je činjenica da, iako je čovjek proizveo prvi nuklearni reaktor prije samo 50 godina, proces fisije se odvijao u unutrašnjosti Zemlje u naslagama uranijuma u Zapadnoj Africi, prije dvije milijarde godina.
Detekcija radioaktivnog
Radioaktivno zračenje može se indirektno registrovati pomoću posebnih uređaja - detektora. Pri prolasku radioaktivnog zračenja kroz raazne supstance dolazi do raznih procesa na čijim se efektima zasniva rad detektora. Postoje razne vrste detektora od kojih su najpoznatiji jonizaciona komora, Gajger-Milerov brojač, Vilsonova komora I scintilacioni brojač.
Jonizaciona komora
Jonizaciona komora se sastoji iz posebnog suda u kojem se nalaze dve elektrode uključene na visok napon. U sudu se nalazi neki, obično, plemeniti gas. Radioaktivno zračenje koje dospjeva u aktivnu zapreminu komore, jonizuje gas, pri čemu se obrazuju joni oba znaka (teški pozitivni joni I laki negativni joni, odnosno elektroni).
Pod uticajem jakog električnog polja joni se skupljaju na elektrodama. To uslovljava pojavu električne struje kroz gasnu sredinu koja se poslije pojačavanja registruje mjernim instrumentom.
Pomoću jonizacione komore mogu se registrovati alfa- I beta- čestice, dok je za gama-zrake ovo suviše prozračan detektor.
Gajger-Milerov brojač
Rad Gajger-Milerovog brojača je zasnovan na jonizacionim efektima. On je veoma pogodan za upotrebu I relativno je jeftin. Staklen, iznutra posrebren, ili metalni sud cilindričnog oblika ispunjen je nekim plemenitim gasom pod sniženim pritiskom. Katoda je cilindričnog oblika, a anoda je tanka žica postavljena duž cilindra. Elektrode su priključene na izvor jednosmjerne struje, visokog napona, koji obrazuje jako električno polje.
Pri prolasku radioaktivnog zračenja, gas u brojaču se jonizuje. Joni dolaze do elektroda (elektroni na anodu, a pozitivni joni na katodu). Time se strujno kolo u brojaču zatvara I pojavljuje se naponski impuls. Uređajem za brojenje impulsa (skaler) se broje naponski impulsi nastali u određenom intervalu vremena. Na osnovu toga dobija se informacija o intenzitetu zračenja.Pomoću Gajger-Milerovog brojača detektuju se alfa- I beta-čestice.
Vilsonova komora
Engleski fizičar Vilson (Wilson) prvi je 1912. godine konstruisao ovaj uređaj. Aktivna sredina komore je zasićena para, najčešće vode, helijuma, azota ili argona. Izvor radioaktivnog zračenja postavlja se unutar aktivne sredine. Naglim povećanjem pritiska para se prvo sabije, a zatim smanjivanjem pritiska dolazi do širenja pare, pri čemu se temperatura pare snižava I ona prelazi u prezasićeno stanje. Takva para se lako kondenzuje u tečnost. Prilikom prolaska samo jedne alfa-čestice, obrazuju se hiljade pari jona, koji postaju centri kondenzovanja pare. Na taj način se formiraju kapljice tečnosti, koje obrazuju tragove koji su vidljivi golim okom. Na isti način nastaje I vidljivi trag pare iza aviona na velikim visinama, samošto su, u tom slučaju, čestice prašine dovode do stvaranja pare.
Scintilacioni brojač
Rad ovog detektora je zasnovan na svojstvu supstance da pod uticajem radioaktivnog zračenja emituje sintilaciju (svjetlucanje) malog intenziteta. Pri prolasku kroz supstancu, naelektrisane čestice uzrokuju jonizaciju I prelazak atoma u normalno (osnovno) stanje, pri čemu atomi ispuštaju vidljivu svjetlost u obliku svjetlucanja. Svjetlosni signali se zatim pretvaraju u električne impulse. Na osnovu broja i amplitude tih impulsa određuju se intenzitet i energija radiaktivnih čestica.
Pomoću scintilacionog brojača registruju se brzi elektroni i gama-fotoni.
Gama-zračenje
Gama-zračenje obično prati alfa- i beta-zračenje. Gama zraci su vrsta elektromagnetnog zračenja koje rezultuje iz preraspodele naelektrisanja u samom jezgru. Gama-zrak je foton velike energije. Jedina stvar po kojoj se gama-zrak razlikuje of vidljivog fotona, emitovanog iz sijalice, je njegova talasna dužina; talasna dužina gama-zraka je mnogo kraća. Za kompleksna jezgra postoji mnogo načina na koje protoni i neutroni mogu biti postavljeni u samom jezgru.
Gama-zraci se mogu emitovati kada nukleus prolazi kroz promjenu iz jednog oblika u drugi. Na primjer, ovo se može desiti kada oblik jezgra pretrpi promjenu. Kada nukleus emituje gama-zrake ne mijenja se ni atomski ni maseni broj:
152Dy* ® 152Dy + c
Beta-raspad
Beta-čestice su negativno naelektrisani elektroni koje emituje jezgro. Kako je masa elektrona samo mali dio atomske mase, masa jezgra koje prolazi kroz beta-raspad se samo malo promijeni. Praktično, maseni broj ostaje nepromijenjen. Jezgro ne sadržI elektrone. U stvari, beta-raspad nastaje onda kada se neutron mijenja u proton u okviru jezgra. Svaki beta-rapad prati nevidljivi neutrino. Tada se broj protona, a time i atomski broj mijenja za jedan. Na primjer, ugljenikov izotop 14C je nestabilan i emituje beta-čestice , pri čemu nastaje stabilni azotov izotop 14N:
U stabilnom jezgru, neutron se ne raspada. Slobodni neutron se može raspasti, emitovanjem alfa- i beta-čestica. Deleći energiju sa beta-česticama nastaje neutrino. Neutrino je čestica koja postoji samo u kretanju i kreće se brzinom svjetlosti. Neutrino ima malu ili uopšte nema mase, kao ni naelektrisanja, ali, kao i proton, nosi impuls i energiju. Izvor energije koja se oslobodi u toku beta-raspada se objašnjava činjenicom da je masa početnog izotopa veća od sabranih masa produkata raspada. Masa se konvertuje u energiju baš kao što je Ajnštajn (Einstein) predvidio.
Alfa-raspad
Ispuštanjealfa-čestica, ili jezgra 4He, je proceskoji se naziva alfa-raspad. S obzirom da alfa-čestice sadrže protone i neutrone,oni sigurno dolaze od jezgra nekog atoma. Jezgro koje nastaje pri alfa-raspaduće imati drugačiju masu i naelektrisanje od originalnog jezgra. Promjenanaelekrtisanja jezgra znači da je element promijenjen u neki drugi element.Maseni broj A nastalog jezgra se smanjuje za četiri, a redni broj za dva uodnosu na početno jezgro. Zbog toga što je maseni broj 4He dva, brojprotona u nastalom jezgru se smanji za dva u odnosu na početno jezgro:
Brzine kojima alfa-čestice izlijeću iz jezgra mogu da buduveoma velike (I do 107 m/s) a kinetička energija reda veličinenekoliko MeV (mega elektron volti). ProlazećI kroz supstancu, alfa-česticapostepeno gubi energiju dok se na kraju ne zaustavi. Što je veća gustinasupstance, to je manji domet alfa-čestica. Domet ove čestice zavisi i od njenepočetne brzine.
Пријавите се на:
Коментари (Atom)
