Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER. Nukleosynteza.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER. Nukleosynteza."— Zapis prezentacji:

1 ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER

2 Nukleosynteza

3 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 3 Reakcje jądrowe we Wszechświecie Reakcjami jądrowymi zachodzącymi we Wszechświecie zajmuje się astrofizyka jądrowa, powstała w latach dwudziestych XX w.; –prawdziwy rozwój od początku lat pięćdziesiątych. Proces syntezy, podstawowy dla tworzenia dużej liczby jąder w procesach nukleosyntezy jest określany jako spalanie. Przyjmuje się, że wszystkie jądra wodoru i część jąder helu powstała w wyniku procesów zachodzących we wczesnym Wszechświecie. Dalsza nukleosynteza zachodziła w wyniku reakcji jądrowych, pierwotnie w gwiazdach II populacji.

4 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 4 Nukleosynteza Głównymi mechanizmami nukleosyntezy są: –proces H - przemiana protonów w cząstki, –proces α - przemiany cząstek prowadzące do powstania jąder węgla, tlenu, azotu aż do wapnia, -proces s - powolny (slow) wychwyt neutronów przez jądra atomowe, przekształcające się następnie w wyniku rozpadu - w jądra cięższych pierwiastków, –proces r - szybki (rapid) wychwyt kilku neutronów przez jądra atomowe, przekształcające się następnie w wyniku rozpadu - w jądra cięższych pierwiastków,

5 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 5 Nukleosynteza –proces e - tworzenie się jąder żelaza i pierwiastków o podobnych masach atomowych, zachodzące w warunkach równowagi termodynamicznej (equilibrium), –proces p - reakcje z protonami. –proces l - wytwarzanie trzech pierwiastków lekkich litu, berylu i boru.

6 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 6 Etapy procesu nukleosyntezy Uproszczony proces nukleosyntezy –cztery etapy, które kolejno prowadzą do powstania coraz cięższych pierwiastków. Etap pierwszy - kosmiczna synteza pierwotna - powstanie kilku najlżejszych jąder atomowych; –granica etapu - brak dostatecznie trwałych jąder o liczbach masowych 5 i 8.

7 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 7 Etapy procesu nukleosyntezy Uproszczony proces nukleosyntezy –cztery etapy, które kolejno prowadzą do powstania coraz cięższych pierwiastków. Etap drugi - reakcje egzoenergetyczne we wnętrzach gwiazd -spalanie wodoru, helu, węgla i kolejnych pierwiastków lekkich (proces e); –granica etapu - istnienie maksimum średniej energii wiązania pojedynczego nukleonu dla jąder z grupy żelazowców.

8 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 8 Etapy procesu nukleosyntezy Uproszczony proces nukleosyntezy –cztery etapy, które kolejno prowadzą do powstania coraz cięższych pierwiastków. Etap trzeci - reakcje wychwytu neutronów - powstanie ciężkich pierwiastków (proces s i proces r); –granica - istnienie obszaru bardzo nietrwałych jąder pomiędzy bizmutem a torem.

9 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 9 Etapy procesu nukleosyntezy Uproszczony proces nukleosyntezy –cztery etapy, które kolejno prowadzą do powstania coraz cięższych pierwiastków. Etap czwarty - procesy trzeciorzędowe - utworzenie dwóch grup jąder atomowych o małym rozpowszechnieniu (proces l i proces p), oraz naturalne przemiany promieniotwórcze produktów procesu r prowadzące do powstania kolejno pierwiastków od bizmutu do pierwiastków lżejszych; –granica - coraz mniejsza trwałość tworzonych jąder transuranowych.

10 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 10 Kosmiczna synteza pierwotna Model gorącego Wszechświata zakłada, że w chwili początkowej t 0 cała materia o niewyobrażalnie wielkiej gęstości była zgrupowana w jakimś punkcie początkowym. Zgodnie ze zmodyfikowanym modelem Wielkiego Wybuchu (WW) dopiero po czasie rzędu t 1 = s od momentu t 0 zaistniały warunki, w których można stosować prawa fizyczne do opisu zachodzących zjawisk. Okres pomiędzy momentem t 0 i t 1 jest to tzw. era Plancka. Okres po momencie t 1 podzielony jest na kilka er

11 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 11 Era hadronowa Era hadronowa – od momentu t = s po Wielkim Wybuchu (WW) –gęstość materii: kg/m 3, temperatura: K, –Oddziaływania: grawitacyjne, silnie i słabe. Równowaga dynamiczna między zderzającymi się ze sobą nietrwałymi cząstkami elementarnymi różnych rodzajów. –oddziaływania silne - czas rzędu s << t 1. W miarę rozszerzania się Wszechświata zmniejszała się gęstość materii - cięższe hadrony rozpadają się na coraz lżejsze hadrony i leptony. Powstają pierwsze nukleony.

12 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 12 Era leptonowa Era leptonowa – od momentu t = s po WW –gęstość materii: g/cm 3, temperatura: K. –przestały decydować oddziaływania silne. Wszechświat stał się za chłodny dla hadronów i antyhadronów, które anihilując zamieniły się w kwanty promieniowania. Główne składniki materii: –mało masywne miony, elektrony i neutrina oraz ich antycząstki, które oddziałują siłami słabymi. W chwili t = 2 s po WW ze względu na dalsze obniżanie się temperatury nastąpiło oderwanie neutrin od materii.

13 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 13 Era promieniowania Era promieniowania – sekundy po WW –gęstość materii: 10 4 g/cm 3, temperatura: K –mieszanina nukleonów, elektronów, promieniowania elektromagnetycznego i neutrinowego, –głównym składnikiem materii jest promieniowanie elektromagnetyczne Rozmiary Wszechświata przekroczyły rozmiary Układu Słonecznego. Powstają pierwsze jądra atomowe. Era promieniowania trwała prawie 10 6 lat, wtedy gęstość spadła do g/cm 3, temperatura do K. Nastąpiło odłączenie fotonów się od materii; powstało promieniowanie tła.

14 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 14 Kosmiczna synteza pierwotna Szybkie obniżanie temperatury Wszechświata bardziej sprzyjało przemianie neutronów w protony niż odwrotnie. Neutrony w miarę ekspansji materii ulegały rozpadowi z okresem zaniku T 1/2 = 10,8 min: Tworzyła się znaczna ilość protonów, które po wychwycie neutronu tworzyły najlżejsze jądro złożone: Jądra deuteru, których energia wiązania wynosi zaledwie 2,2 MeV, ulegały szybko fotorozszczepieniu ze względu na dużą gęstość fotonów o dużych energiach.

15 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 15 Kosmiczna synteza pierwotna Po upływie około 5-10 min od momentu t 0, średnia energia fotonów spadła poniżej 1 MeV i wówczas powstawanie deuteru było szybsze niż proces fotorozszczepienia. W tym też czasie były możliwe reakcje: –oraz reakcje prowadzące do powstania izotopów helu: Reakcje: –zachodziły jedynie sporadycznie.

16 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 16 Kosmiczna synteza pierwotna Materia się rozszerzała, obniżała się temperatura - obniżała się energia kinetyczna cząstek. Przy syntezie coraz cięższych jąder była coraz większa bariera kulombowska Możliwość pierwotnej syntezy kosmicznej sięga do jąder A=7 Do syntezy cięższych jąder potrzebne są dostatecznie trwałe jądra o A=5 i A=8, które nie istnieją. Gdyby jądra takie powstawały, miały by tak krótki średni czas życia, że nie nadawały by się do dalszej syntezy. Pierwotna synteza kosmiczna nie mogła trwać długo –wyczerpały by się istniejące neutrony, –szybko stygnąca materia Wszechświata spowodowała ustanie reakcji.

17 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 17 Reakcje syntezy termojądrowej Dalsza nukleosynteza - reakcje termojądrowe w gwiazdach. W pewnym obszarze przestrzeni kosmicznej powstaje zagęszczenie materii złożonej głównie z protonów. –siły grawitacyjne powodują dalszą koncentrację –temperatura we wnętrzu zagęszczenia szybko wzrasta. Warunki wystarczające do zapoczątkowania syntezy termojądrowej zależą od masy i stopnia zdegenerowania materii.

18 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 18 Spalanie wodoru Reakcja termojądrowa (spalanie) wodoru w najprostszym cyklu p-p: 4 1 H 2 4 He + 2 e+ + 2 e + Q Pod względem wydajności energetycznej na jednostkę masy jest to najwydajniejszy proces jądrowy. Ciepło wydzielone bez względu na rodzaj lub przebieg cyklu 26,730 MeV (6,682 MeV/nukleon). Początek procesu spalania wodoru w plazmie: gęstość około 10 2 g/cm 3, temperatura około 10 7 K. Po wypaleniu się wodoru w jądrze gwiazdy reakcje jądrowe ustają.

19 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 19 Spalanie wodoru Pod wpływem sił grawitacyjnych jądro helowe kurczy się, gęstość i temperatura gazu rosną. Przenikanie jąder helu przez barierę kulombowską jest możliwe gdy gęstość osiągnie 10 5 g/cm 3 a temperatura około 10 8 K Rozpoczyna się proces spalania helu (proces 3 ): 4 He + 4 He 8 Be Jądro Be rozpada się na dwie cząstki (T 1/2 = s). Drugim etapem jest wychwyt radiacyjny 8 Be + 4 He 12 Na + Q = 7,369 MeV. Przy spalaniu helu (w procesie 3 ) rośnie temperatura rdzenia gwiazdy – możliwe są reakcje: – ( ), ( ), (, p),(p, ).

20 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 20 Reakcje syntezy cięższych jąder We wnętrzu gwiazd zachodzą też eksplozje - gwałtowne reakcje syntezy np. jąder węgla. Wyrzucana w przestrzeń kosmiczną materia zawiera jądra węgla, tlenu, neonu, sodu i magnezu, które umożliwiają spalanie wodoru w nowych gwiazdach w cyklu C-N-O lub Ne-Na-Mg. W reakcjach syntezy termojądrowej mogą powstawać jądra A < 65.

21 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 21 Rozpad spontaniczny e ~ ~ + - rozpad konwersja wewnętrzna e rozpad negatonowy rozpad pozytonowy rozszczepienie spontaniczne emisja kwantu promieniowania wychwyt E

22 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 22 Energia wiązania jądra atomowego

23 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 23 Średnia energia wiązania jednego nukleonu B [MeV] A

24 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 24 Zależność Z od N Linie B p = 0 i B n = 0 odpowiadają jądrom, dla których energia wiązania ostatniego protonu lub neutronu wynosi zero.

25 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 25 Reakcje wychwytu radiacyjnego neutronów Linie B p = 0 i B n = 0 ograniczają obszar, wewnątrz którego mogą istnieć jądra stabilne i nietrwałe. Jądra stabilne tworzą wewnątrz tego obszaru tzw. ścieżkę stabilności. Gdy jądro stabilne wychwyci neutron, przesuwa się wzdłuż linii pionowej i może znaleźć się poza ścieżką stabilności. Jądro po przemianie - wraca na ścieżkę stabilności – liczba Z wzrasta o jedność.

26 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 26 Reakcje wychwytu radiacyjnego neutronów W wyniku reakcji wychwytu radiacyjnego neutronów powstają pierwiastki cięższe A > 65 Jeżeli średni czas życia jądra ze względu na reakcję (n, ) jest znacznie większy od średniego czasu życia ze względu na rozpad, wówczas proces wychwytu radiacyjnego neutronów przebiega powoli w porównaniu z procesem rozpadu (proces s). Do realizacji tego procesu w gwiazdach musi być niewielki strumień neutronów w ciągu dłuższego czasu. Jeżeli jest duży strumień neutronów w krótkim czasie (np. wybuch supernowej) odstępy między kolejnymi reakcjami wychwytu neutronów są znacznie mniejsze od okresów odpowiednich przemian.

27 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 27 Reakcje wychwytu radiacyjnego neutronów Jądro w wyniku szybko następujących po sobie wychwytów przesunie się pionowo aż do granicy B n = 0. W pobliżu tej linii średnie czasy życia jąder ze względu na rozpad są porównywalne z odstępami między kolejnymi reakcjami wychwytu radiacyjnego neutronów. Proces przebiega w pobliżu linii B n = 0 aż do zużycia dostępnych neutronów. Po procesie jądro ma nadmiar neutronów. Jądro powraca na ścieżkę stabilności przez wielokrotną przemianę Podczas prób wybuchów termojądrowych stwierdzono przyłączanie do 17 neutronów.

28 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 28 Reakcje wychwytu radiacyjnego neutronów Jądra ciężkie mogą powstać w procesie r typu: W dużym strumieniu neutronów przy wybuchu supernowych mogły się wytworzyć jądra o liczbach masowych A większych lub równych 230 z których powstają ostatecznie jadra toru i uranu o długim czasie życia. W ten sposób mogły powstać inne transuranowce, jak: –znalezione na Ziemi ślady plutonu –zaobserwowany w gwieździe HD ameryk i kiur.

29 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 29 Wybijanie neutronów przez kwanty Istnieje kilka jąder pominiętych które nie mogły zostać utworzone w ani wyniku reakcji wychwytu neutronu czy w procesie s czy w procesie r –jądra pominięte np. 190 Pt, 184 Os, 180 W, 190 Hg Mogą powstać wyniku pojawienia się znacznego strumienia fotonów podczas wybuchu supernowej –Fotony rozpoczynają serię reakcji wybijania neutronów - proces odwrotny do procesu r.

30 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 30 Układ Słoneczny W Układzie Słonecznym dominują pierwiastki lekkie (N<30) Bardziej rozpowszechnione są pierwiastki o parzystych liczbach atomowych. Przyczyną jest przebieg nukleosyntezy.

31 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 31 Rozpowszechnienie pierwiastków w układzie Słonecznym Log N (Si=6) Z

32 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 32 Układ Słoneczny Podczas Wielkiego Wybuchu powstały protony i neutrony, a z nich trwałe jądra 1 H, 2 H (D), 3 He, 4 He ( ), 7 Li. Jądra cięższe niż 7 Li powstają w gwiazdach w wyniku reakcji syntezy jądrowej. Synteza jąder pierwiastków cięższych od Fe wymaga wkładu energii zewnętrznej. Jądra cięższe od Fe powstają w wyniku reakcji wychwytu neutronów we wnętrzach gwiazd lub podczas wybuchów supernowych.

33 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 33 Ziemia Układ Słoneczny powstał przed 4,6 miliardami lat z materii pozostałej po wybuchu supernowej. Pierwotna Ziemia była bardzo gorąca i pozbawiona atmosfery. Ciepło pochodziło z energii grawitacyjnej oraz z rozpadu nietrwałych jader. Ochłodzenie Ziemi i spowolnienie bombardowania przez meteoryty umożliwiły pojawienie się ciekłej wody 3,8 miliardów lat temu. Gazy, oprócz N 2, rozpuściły się w pierwotnym oceanie tworząc kwasy zneutralizowane przez wietrzenie.

34 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 34 Transport w środowisku wodnym Większość najważniejszych występujących naturalnie pierwiastków nietrwałych z chemicznego punktu widzenia jest metalami. Większość metali jest transportowana w środowisku wodnym w formie kompleksów –kompleks - związek kationu z anionem lub obojętną cząsteczką występujący w formie rozpuszczonej. Stężenie metali w wodach jest zwykle znacznie mniejsze niż wynikałoby z ich rozpuszczalności. Przyczyną jest silna adsorpcja w: –wodorotlenkach i uwodnionych tlenkach Fe i Mn. –krzemianach i węglanach –materii organicznej

35 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 35 Uran i Tor Uran i tor koncentrują się w górnej części skorupy kontynentalnej, w skałach magmowych, zwłaszcza w granitach. W środowiskach wodnych –uran występuje w formie łatwo rozpuszczalnego kompleksu uranylowego [UO 2 ] 2+, –tor jest trudniej rozpuszczalny

36 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 36 U (ppm)Th (ppm) Bazalty dna oceanicznego0,10,2 Granity4,220 Boksyty1150 Fosforyty Woda morska Woda rzeczna Zawartość uranu i toru

37 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 37 Potas Potas koncentruje się w górnej części skorupy kontynentalnej, zwłaszcza w trudno wietrzejących minerałach. Wynika stąd małe stężenie potasu w wodach. Potas jest bardzo ważny dla organizmów żywych, zwłaszcza dla roślin. Produktem rozpadu 40 K jest 40 Ar –duże stężenie argonu w atmosferze

38 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 38 Węgiel i Tryt Jądra 14 C i 3 H należą do niemetali Węgiel 14 C bierze udział w globalnym obiegu węgla. Tryt 3 H bierze udział w globalnym obiegu wody. Skutkiem tych procesów jest rozpowszechnienie obu nietrwałych jąder kosmogenicznych w środowisku.

39 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 39 Jądra nietrwałe Na Ziemi występuje ponad 60 spośród ponad półtora tysiąca znanych jąder nietrwałych Pierwotnymi jadrami nietrwałymi są jadra wytworzone przed powstaniem Ziemi Wtórnymi jadrami nietrwałymi są jadra wytworzone w wyniku oddziaływania promieniowania kosmicznego z materią ziemską. Wytworzone przez człowieka jadra nietrwałe występują w niewielkich ilościach w porównaniu z ilościami naturalnych nietrwałych jąder.

40 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 40 Jądra nietrwałe Jądra nietrwałe występujące naturalnie na Ziemi należą do jednej z trzech grup: –o dostatecznie długim średnim czasie życia w porównaniu z wiekiem Ziemi (np. 238 U) –będące produktami rozpadu nietrwałych jader o dostatecznie długim średnim czasie życia (np. 222 Rn) –będące produktami reakcji jądrowych wywołanych przez promieniowanie kosmiczne (np. 14 C)

41 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 41 jądroT 1/2 aktywność 235 U7,04 x 10 8 lat(0,72%) 238 U4,47 x 10 9 lat(99,2745%) kilka ppm w skałach 232 Th1,41 x latok. 10 ppm w skorupie ziemskiej 226 Ra1,60 x 10 3 lat16 – 48 Bq/kg w skałach 222 Rn3,82 dni~ 1 – 10 Bq/m 3 w powietrzu 40 K1,28 x 10 9 latdo 1 Bq/g w glebach Jądra nietrwałe Niektóre inne : 50 V, 87 Rb, 113 Cd, 115 In, 123 Te, 138 La, 142 Ce, 144 Nd, 147 Sm, 152 Gd, 174 Hf, 176 Lu, 187 Re, 190 Pt, 192 Pt, 209 Bi.

42 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 42 Naturalne rodziny promieniotwórcze Ciężkie jądra promieniotwórcze grupują się w 4 rodziny Rodzinę promieniotwórczą tworzy łańcuch jader powstających w wyniku spontanicznych przemian jądrowych z określonego, naturalnie występującego jądra macierzystego. Rodziny zakończone są trwałymi izotopami ołowiu: –rodzina aktynowa:od 235 U do 207 Pb –rodzina torowa:od 232 Th do 208 Pb –rodzina uranowa:od 238 U do 209 Pb –rodzina neptunowa:wygasła.

43 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 43 Rodzina aktynowa (4n+3) jądroTtyp rozpaduśrednia energia na rozpad (keV) + e + IB 235 U (0,71%)7, y Th1,06 d Pa3, y Ac21,3 y (98,6%) (1,14%) Th18,7 d Fr22 min Ra11,4 d Rn5,0 s Po1,78 ms Pb36 min At 100 s Bi2,1 min (99,7%) (0,3%) Po520 ms Tl4,8 min Pb (22,1 %)trwały

44 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 44 Rodzina torowa (4n) jądroTtyp rozpaduśrednia energia na rozpad (keV) + e + IB 238 U (99,28%)4, y Th24,1 d m Pa1,2 m Pa6,7 h U (0,0055%)2, y Th7, y Ra1600 y Rn3,38 d Po3,1 min (99,98%) (0,02%) At1,6 s (99,9%) (0,1%) Pb27 min Bi20 min (99,98%) (0,02%) 0, Po 164 s Tl1,3 min Pb22,3 y Bi5,01 d Po138,38 d Tl4,2 min Pb (24,1 %)trwały

45 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 45 Rodzina uranowa (4n+2) jądroTtyp rozpaduśrednia energia na rozpad (keV) + e + IB 238 U (99,28%)4, y Th24,1 d m Pa1,2 m Pa6,7 h U (0,0055%)2, y Th7, y Ra1600 y Rn3,38 d Po3,1 min (99,98%) (0,02%) At1,6 s (99,9%) (0,1%) Pb27 min Bi20 min (99,98%) (0,02%) 0, Po 164 s Tl1,3 min Pb22,3 y Bi5,01 d Po138,38 d Tl4,2 min Pb (24,1 %)trwały

46 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 46 Rodzina neptunowa (4n+1) jądroTtyp rozpaduśrednia energia na rozpad (keV) + e + IB 241 Pu13 y Am471 y U6,76 d Np2, y Pa27 d U1, y Th7340 y r Ra14,8 d Ac10 d Fr4,8 min At180 ms Bi47 min Po4, min Tl2,2 min Pb3,3 h Bi y Tltrwały

47 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 47 Rozpad radonu 222 Rn 222 Rn 210 Pb 206 Pb 214 Pb 210 Bi 214 Bi 214 Po 210 Po 218 Po Z 3,8 d 3 m 27 m 20 m 180 s 22 l 5d 138 d

48 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 48 Jądra kosmogoniczne 10 Be, 26 Al, 36 Cl, 80 Kr, 32 Si, 39 Ar, 22 Na, 35 S, 37 Ar, 33 P, 32 P, 38 Mg, 24 Na, 38 S, 31 Si, 18 F, 39 Cl, 38 Cl, 34m Cl. jądroT 1/2 źródłoaktywność naturalna 14 C5730 lat 14 N(n,p) 14 C0,22 Bq/g w materii organicznej 3H3H12,3 latpromieniowanie kosmiczne z N i O spallacja 6 Li(n,a) 3 H ok. 1 Bq/l w wodzie opadowej 7 Be53 dniapromieniowanie kosmiczne z N i Ook. 0,01 bq/g

49 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 49 jądroPółokres rozpaduźródło 3H3H12,3 aPróby jądrowe, reaktory jądrowe, przeróbka paliwa, produkcja broni jądrowej, przedmioty codziennego użytku 131 I8,03 dProdukt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach, testy tarczycy 129 I1,57 x 10 7 aProdukt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach Jądra promieniotwórcze

50 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 50 jądropółokres rozpaduźródła 137 Cs30,17 rProdukt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach 90 Sr28,78yrProdukt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach 99 Tc2,11 x 10 5 rTesty medyczne 239 Pu2,41 x 10 4 r 238 U + n 239 U 239 Np +ß 239 Pu+ß Jadra promieniotwórcze

51 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 51 Zawartość jąder promieniotwórczych w glebie (10 6 m 3 ) jądroaktywność właściwa masaaktywność 238 U25 Bq/kg2700 kg38 GBq 232 Th40 Bq/kg kg64 GBq 40 K400 Bq/kg2500 kg610 GBq 226 Ra48 Bq/kg2,5 g77 GBq 222 Rn10 kBq/m 3 13 g 9 GBq Razem ok. 800 GBq

52 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 52 Jądra promieniotwórcze o najwyższej aktywności w skorupie ziemskiej JądroAktywność właściwa [Bq/g] Abudancja (% wagowy) Aktywność właściwa skorupy ziemskiej [Bq/t] 40 K2.58·10 5 2,84· ,3· Rb3,17·10 3 6,40· ,0· Th4,06·10 3 9,7· ,94· U8,00·10 4 2,06· ,65· U1,24·10 4 2,88· ,57·10 4

53 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 53 Aktywności jąder promieniotwórczych w w wodzie morskiej JądroAktywność właściwa [Bq/l] 238 U 0, K 11 3 H 0, C 0, Rb 1,1

54 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 54 Pierwiastki promieniotwórcze w materiałach budowlanych materiał UranTorPotas ppmmBq/gppmmBq/gppmmBq/g granit4,763284,01184 piaskowiec0,4561,771,4414 cement3,4465,1211,8237 beton wapienny2,3312,18,50,389 beton piaskowcowy ,18,51,3385 płyta gipsowa1, ,389 gips odpadowy13,718616,1660,025,9 gips naturalny1,1151,87,40,548 drewno----11,33330 cegła8,211110,8442,3666

55 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny 55 Ciepło radiogeniczne Energia kinetyczna produktów rozpadów promieniotwórczych zachodzących we wnętrzu Ziemi zamieniana jest w ciepło. Ciepło to pochodzi z rozpadu wszystkich jąder promieniotwórczych, ale tylko 238 U, 235 U, 232 Th i 40 K dają istotne ilości ciepła. Produkcja ciepła radiogenicznego zależy od stężeń U, Th i K w danej skale: A [µW/m 3 ] = r (9.52 c U c Th c K ) Strumień ciepła radiogenicznego na powierzchni Ziemi wynosi około kilkudziesięciu mW/m 2.


Pobierz ppt "ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER. Nukleosynteza."

Podobne prezentacje


Reklamy Google