Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 – Pochodzenie pierwiastków c.d. Dozymetria.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 – Pochodzenie pierwiastków c.d. Dozymetria."— Zapis prezentacji:

1 FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 – Pochodzenie pierwiastków c.d. Dozymetria

2 Cykl proton - proton

3 Cykl CNO Źródło energii gwiazd o masie większej od masy Słońca W jego wyniku liczba jąder węgla i azotu zostaje nie zmieniona, natomiast znikają 4 protony, na których miejsce pojawia się jądro helu.

4 Cykl C-N-O

5 Porównanie cyklu p-p i CNO Cykl CNO potrzebuje wyższej temperatury, aby przezwyciężyć odpychanie kulombowskie.

6 Ewolucja gwiazd Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu. Duża masa – szybsza ewolucja Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,8 masy Słońca nie są w stanie zapoczątkować przemiany helu w węgiel. Gwiazdy o masach (0,8 –3) masy Słońca nie są w stanie zapalić węgla. Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca mogą zapoczątkować spalanie węgla (T > 600 mln K). Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca ( brązowe karły) nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej.

7 W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym. Protogwiazda Ewolucja gwiazd

8 Gwiazda typu T Tauri Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel Rozpoczyna się najdłuższy etap życia gwiazdy.

9 Ewolucja gwiazd W jądrze cały wodór zamienił się w hel, reakcja termojądrowa wygasa Ciśnienie promieniowania maleje Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce Wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy Zachwiana równowaga hydrostatyczna Gwiazda staje się olbrzymem - rozmiar powiększa się stukrotnie

10 Ewolucja gwiazd Błysk helowy Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 10 8 K zapala się hel. Proces 3 : Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T 40 ) Niewielki wzrost temperatury prowadzi do wybuchu – gwałtownego zapalenia się helu ( błysk helowy). Przez krótką chwilę moc wytwarzana przez czerwonego olbrzyma jest porównywalna z mocą wszystkich gwiazd galaktyki.

11 Gwiazda wchodzi we względnie stabilną fazę, w której hel spala się w węgiel w sposób kontrolowany. Ewolucja gwiazd 4 He + 4 He 8 Be + (proces endotermiczny: E progowa = 96 MeV) 4 He + 8 Be 12 C + 4 He + 12 C 16 O + (t 1/2 (Be) = 26* s - równowaga dynamiczna) Koniec ewolucji gwiazd typu Słońca – biały karzeł.

12 Biały karzeł Budowa typowego białego karła Jądro węglowo-tlenowe Biały karzeł stygnie i nie zmienia swoich rozmiarów. Promień zbliżony do promienia Ziemi Masa: 0,4 – 1,4 masy Słońca Gęstość: 10 6 g/cm 3 Syriusz B – biały karzeł Syriusz – jedna z najbliższych Słońca gwiazd

13 Skład białego karła

14 Ewolucja gwiazd masywnych Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych. Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia węgla: +13,930 MeV +2,238 MeV +4,612 MeV -0,114 MeV

15 Ewolucja gwiazd masywnych Nukleosynteza kończy się na żelazie 56 Fe. Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym. Skąd cięższe pierwiastki?

16 Proces s (slow) n + 56 Fe 57 Fe n + 57 Fe 58 Fe n + 58 Fe 59 Fe (izotop promieniotwórczy) 59 Fe 59 Co + e - + ~ n + 59 Co 60 Co 60 Co 60 Ni + e - + ~ W trakcie spalania helu pojawiają się neutrony, np: 3 He + 13 C 16 O + n i możliwy staje się radioaktywny wychwyt neutronu: proces slow: rozpad wyprzedza wychwyt

17 Procesy slow i rapid Kolejne wychwyty neutronów wytwarzają cięższe jądra, a kolejne rozpady sprowadzają je na ścieżkę stabilności. A skąd biorą się najcięższe pierwiastki - promieniotwórcze? Supernowa! proces rapid, jądra silnie n-nadmiarowe.

18 Ewolucja gwiazd masywnych Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej! Podczas syntezy żelaza jądro traci energię Jądro zaczyna się zapadać i ogrzewać.

19 Ewolucja gwiazd masywnych W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła (zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż 1,44 M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może powstrzymać grawitacji. Jądra atomowe rozpadają się W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej

20 Ewolucja gwiazd masywnych Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta: Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie mogą zachodzić. Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej, bo gaz elektronowy jest zdegenerowany Energia elektronów większa od różnicy masy neutronu i protonu. Gdy elektrony zaczynają znikać ciśnienie gwałtownie maleje Gwiazda zapada się

21 Gwiazdy neutronowe Jądro staje się gwiazdą neutronową Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Neutrony też są fermionami Obiekt o promieniu około km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm 3 !

22 Wybuch supernowej u Żelazne jądro o masie ~M Słońca i promieniu ~R Ziemi w ciągu ułamka sekundy kurczy się do R~10 km tworząc gwiazdę neutronową u Zewnętrzne warstwy zapadają się i z prędkością ~c/3 odbijają się od jądra u Przeciwbieżne strumienie materii zderzają się u Wytworzona fala uderzeniowa brnie przez materię wytwarzając pierwiastki cięższe od Fe u Wreszcie odrzuca najbardziej zewnętrzne części gwiazdy

23 Dozymetria Dozymetria jest to dział fizyki technicznej zajmujący się metodami pomiaru i obliczaniem dawek promieniowania jonizującego, a także metodami pomiaru aktywności preparatów promieniotwórczych. Dozymetria bada wpływ różnych rodzajów promieniowania (cząstek naładowanych, fotonów, neutronów) na materię. detektory promieniowania jonizującegodetektory promieniowania jonizującego.

24 Rodzaje promieniowania jonizyjącego Ciężkie cząstki naładowane (np. ), elektrony – jonizują materię bezpośrednio. Neutrony, promieniowanie i rentgenowskie – nie jonizują materii bezpośrednio. W wyniku oddziaływania z atomami ośrodka (elektronami lub jądrami) pojawiają się cząstki naładowane, które jonizują ośrodek.

25 Zadania dozymetrii Pomiar aktywności preparatów promieniotwórczych, Pomiar dawek promieniowania jonizującego, Ustalenie zależności między aktywnością preparatu promieniotwórczego, a wytwarzaną przezeń dawką, Ustalenie wielkości dawki pochłoniętej w materii w danym punkcie, Ustalenie wielkości energii przekazanej przez cząstki nie jonizujące bezpośrednio (fotony, neutron) w materiale odniesienia w danym punkcie (np. pomiary ekspozycji). Ustalenie liczby cząstek lub fotonów, lub ich energii, padających na dany punkt (np. strumień, natężenie).

26 geologia – przy poszukiwaniu radiopierwiastków, metalurgia i technologia chemiczna – przy wydobywaniu radiopierwiastków z rud i minerałów, biologia i medycyna – przy posługiwaniu się radioizotopami jako wskaźnikami (znakowane atomy) oraz przy terapii, budowa maszyn – przy defektoskopii, energetyka jądrowa – przy kontroli pracy reaktorów. Zastosowania dozymetrii

27 Dawka pochłonięta Dawka pochłonięta D (ang. Absorbed dose) - energia pochłonięta przez jednostkową masę materii. Jednostka: grey (1 Gy = 1 J/kg)

28 Równoważnik dawki H T,R (ang. Equivalent dose) - dawka pochłonięta w tkance lub narządzie T, z uwzględnieniem rodzaju i jakości promieniowania R. Równoważnik dawki współczynnik wagowy promieniowania R dawka pochłonięta od promieniowania R, uśredniona w tkance lub narządzie T Rodzaj i zakres energii promieniowania ω R Fotony wszystkich energii1 Elektrony i miony wszystkich energii 1 Neutrony < 10 keV > 10 keV do 100 keV > 100 keV do 2 MeV > 2 Mev do 20 MeV > 20 Mev Protony > 2 MeV5 Cząstki α, cięzkie jony20 Jednostka: siwert (1 Sv = 1 J/kg)

29 Dawka skuteczna współczynnik wagowy promieniowania R dawka pochłonięta od promieniowania R, uśredniona w tkance lub narządzie T współczynnik wagowy tkanki lub narządu T Czerwony szpik kostny0,12 Płuca0,12 Tarczyca0,05 Skóra0,01 T Jednostka: siwert (1 Sv = 1 J/kg) Dawka skuteczna E (ang. Effective dose) - suma dawek równoważnych od napromienienia zewnętrznego i wewnętrznego we wszystkich tkankach i narządach z uwzględnieniem odpowiednich współczynników wagowych.

30 ROZPORZĄDZENIE RADY MINISTRÓW z dnia 18 stycznia 2005 r. w sprawie dawek granicznych promieniowania jonizującego1) (Dz. U. z dnia 3 lutego 2005 r.)

31 Rodzaj dawki granicznej Wielkość dawki granicznej [mSv] Osoby pracująceOsoby z ogółu ludności Dawka skuteczna (efektywna)201 Dawka w danym roku może być przekroczona do: 50 (max. w ciagu 5 lat – 100) max. w ciągu 5 lat - 5 Dawka graniczna (równoważna) 1.dla soczewek oczu 2.dla skóry 3.dla dłoni, przedramion, stóp i podudzi Dawki graniczne dotyczą sumy rocznych dawek napromieniowania zewnętrznego i dawek od skażeń wewnętrznych. Do dawek granicznych nie zalicza się dawek otrzymanych przy wykonaniu zabiegów medycznych i dawek ze źródeł naturalnych.

32 Szeregi te zawierają 11 pierwiastków (Tl, Pb, Bi, Po, At, Rn, Ra, Ac, Th, Pa i U) reprezentowanych przez 43 izotopy promieniotwórcze. Źródła promieniowania naturalnego szereg torowy: 232 Th 208 Pb, szereg uranowo – radowy: 238 U 206 Pb, szereg uranowo – aktynowy: 235 U 207 Pb. Nuklidy promieniotwórcze: Promieniowanie kosmiczne: W reakcjach jądrowych wysokoenergetycznych cząstek ze składnikami atmosfery (azotem, tlenem i argonem) oraz pyłami powstaje około 30 izotopów dwudziestu kilku pierwiastków od 3 H do 205 Bi.

33 1.radiomedycyna (diagnostyka i terapia za pomocą promieni X, radioizotopów) 2.zastosowanie promieniowania jonizującego w przemyśle i nauce, 3. energetyka jądrowa. 4.radioizotopy w materiałach budowlanych Cywilizacyjne źródła promieniowania Statystyczny Polak w ciągu roku od źródeł promieniowania naturalnego otrzymuje dawkę 2,6 mSv. Roczna średnia dawka ze źródeł sztucznych jest szacowana w Polsce na 0,9 mSv. Dawka pochodząca od promieniowania kosmicznego rośnie wraz z wysokością n.p.m. Na poziomie morze wynosi 0.3 – 0.5 mSv na rok, na wysokości 3 km już 1,2 mSv, a powyżej 9 km ponad 10 mSv.

34 Składowe promieniowania Średnie dawki [mSv/rok na osobę] Udział procentowy [%] Promieniowane kosmiczne0,2908,0 Promieniowanie gamma z podłoża0,0401,1 Promieniowanie 222 Rn i 220 Rn oraz ich pochodnych na wolnym powietrzu 0,0802,2 Opad promieniotwórczy po wybuchach jądrowych oraz katastrofie czernobylskiej 0,0210,6 Promieniowanie gamma w budynkach0,38010,6 Promieniowanie 222 Rn i 220 Rn oraz ich pochodnych wewnątrz budynków 1,58043,9 Radionuklidy inkorporowane (bez radonu)0,40911,4 Diagnostyka rentgenowska i badania in vivo0,78021,7 Zagrożenia zawodowe w górnictwie0,0160,4 Inne (przedmioty powszechnego użytku)0,0050,1 Razem3,600100,0 Wartości średniej dawki efektywnej w Polsce

35 Schemat rozpadu radonu: radon - gaz

36 Podstawowe zasady ochrony radiologicznej 1.Ochrona przez zwiększanie odległości od źródła 2.Ochrona przez skrócenie czasu ekspozycji BETA GAMM A ALFA 3.Ochrona przez osłony papier ołów beton

37 WielkośćJednostka Wzór Definicja Aktywność źródła Bq (bekerel)- Liczba rozpadów promieniotwórczych zachodzących w nim w jednostce czasu Aktywność właściwa Bq/kg, Bq/m 3, Bq/m 2 - Aktywność jednostki masy, objętości lub powierzchni emitujących promieniowanie Dawka pochłonięta Gy (grej)D = E / m Energia promieniowania E przekazana jednostce masy substancji Moc dawkiGy/rok, mGy/hĎ = dD / dt Dawka pochłonięta w jednostce czasu (zwykle jest to 1 s, 1 min, 1 h), moc dawki pochłoniętej to szybkość przekazywania energii ośrodkowi materialnemu [Gy/h]. Dawka ekspozycyjna C/kg (Kulomb/kg)X = Q / m Ładunek jonów wytworzonych przez promieniowanie fotonowe w jednostce masy napromieniowanej substancji Równoważnik dawki H T Sv (Sivert) H T = ω R ۰ D TR ω R – czynnik wagowy promieniowania Dawka pochłonięta D przez tkankę T z uwzględnieniem różnych typów promieniowania Dawka efektywna E Sv (Sivert) E = ω T ۰ H T ω T – czynnik wagowy różnych tkanek Dawka określana z dawki równoważnej


Pobierz ppt "FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 – Pochodzenie pierwiastków c.d. Dozymetria."

Podobne prezentacje


Reklamy Google