ENERGETYKA JĄDROWA TADEUSZ HILCZER

Nukleosynteza

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Głównymi mechanizmami nukleosyntezy są: Nukleosynteza Głównymi mechanizmami nukleosyntezy są: proces H - przemiana protonów w cząstki a, proces α - przemiany cząstek a 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 b- w jądra cięższych pierwiastków, proces r - szybki (rapid) wychwyt kilku neutronów przez jądra atomowe, przekształcające się następnie w wyniku rozpadu b- w jądra cięższych pierwiastków, Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

proces p - reakcje z protonami. 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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Kosmiczna synteza pierwotna Model gorącego Wszechświata zakłada, że w chwili początkowej t0 cała materia o niewyobrażalnie wielkiej gęstości była zgrupowana w jakimś punkcie początkowym. Zgodnie ze zmodyfikowanym modelem Wielkiego Wybuchu (WW) dopiero po czasie rzędu t1 = 10-44s od momentu t0 zaistniały warunki, w których można stosować prawa fizyczne do opisu zachodzących zjawisk. Okres pomiędzy momentem t0 i t1 jest to tzw. era Plancka. Okres po momencie t1 podzielony jest na kilka er Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Era hadronowa – od momentu t = 10-12 s po Wielkim Wybuchu (WW) gęstość materii: 1032 kg/m3, temperatura: 1012 K, Oddziaływania: grawitacyjne, silnie i słabe. Równowaga dynamiczna między zderzającymi się ze sobą nietrwałymi cząstkami elementarnymi różnych rodzajów. oddziaływania silne - czas rzędu 10-24 s << t1. W miarę rozszerzania się Wszechświata zmniejszała się gęstość materii - cięższe hadrony rozpadają się na coraz lżejsze hadrony i leptony. Powstają pierwsze nukleony. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Era leptonowa – od momentu t = 10-4s po WW gęstość materii: 1014 g/cm3, temperatura: 1012 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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Era promieniowania – sekundy po WW gęstość materii: 104 g/cm3 , temperatura: 1010 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 106 lat, wtedy gęstość spadła do 10-21 g/cm3, temperatura do 3.103 K. Nastąpiło odłączenie fotonów się od materii; powstało promieniowanie tła. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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 T1/2 = 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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Kosmiczna synteza pierwotna Po upływie około 5-10 min od momentu t0, 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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Reakcja termojądrowa (spalanie) wodoru w najprostszym cyklu p-p: 4 1H → 2 4He + 2 e+ + 2 ne + 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 102 g/cm3, temperatura około 107 K. Po wypaleniu się wodoru w jądrze gwiazdy reakcje jądrowe ustają. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Rozpoczyna się proces spalania helu (proces 3a): 4He + 4He → 8Be 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 105 g/cm3 a temperatura około 108 K Rozpoczyna się proces spalania helu (proces 3a): 4He + 4He → 8Be Jądro Be rozpada się na dwie cząstki a (T1/2 = 310-16 s). Drugim etapem jest wychwyt radiacyjny 8Be + 4He → 12Na + g Q = 7,369 MeV. Przy spalaniu helu (w procesie 3a) rośnie temperatura rdzenia gwiazdy – możliwe są reakcje: (a,g), (g,a), (g, p),(p,g). Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Rozpad spontaniczny e n ~ b rozpad a konwersja wewnętrzna + - rozpad a konwersja wewnętrzna rozpad negatonowy rozpad p ozytonowy rozszczepienie spontaniczne emisja kwantu promieniowania wychwyt E Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Energia wiązania jądra atomowego Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Średnia energia wiązania jednego nukleonu 50 100 150 200 250 2 4 6 8 10 B [MeV] A Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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

Reakcje wychwytu radiacyjnego neutronów Linie Bp = 0 i Bn = 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 b- wraca na ścieżkę stabilności – liczba Z wzrasta o jedność. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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,g) jest znacznie większy od średniego czasu życia ze względu na rozpad b, wówczas proces wychwytu radiacyjnego neutronów przebiega powoli w porównaniu z procesem rozpadu b (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 b. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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

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 25354 ameryk i kiur. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. 190Pt, 184Os, 180W, 190Hg Mogą powstać wyniku pojawienia się znacznego strumienia fotonów podczas wybuchu supernowej Fotony rozpoczynają serię reakcji wybijania neutronów - proces odwrotny do procesu r. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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

Rozpowszechnienie pierwiastków w układzie Słonecznym 20 40 60 80 100 -4 -2 2 4 6 8 10 12 Log N (Si=6) Z Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Układ Słoneczny Podczas Wielkiego Wybuchu powstały protony i neutrony, a z nich trwałe jądra 1H, 2H (D), 3He, 4He (a), 7Li. Jądra cięższe niż 7Li 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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Pierwotna Ziemia była bardzo gorąca i pozbawiona atmosfery. 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 N2, rozpuściły się w pierwotnym oceanie tworząc kwasy zneutralizowane przez wietrzenie. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

W środowiskach wodnych 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 [UO2]2+, tor jest trudniej rozpuszczalny Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Bazalty dna oceanicznego 0,1 0,2 Granity 4,2 20 Boksyty 11 50 Zawartość uranu i toru U (ppm) Th (ppm) Bazalty dna oceanicznego 0,1 0,2 Granity 4,2 20 Boksyty 11 50 Fosforyty 50 - 300 1 - 5 Woda morska 310-3 2 10-7 Woda rzeczna 10-3 10-5 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Wynika stąd małe stężenie potasu w wodach. 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 40K jest 40Ar duże stężenie argonu w atmosferze Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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

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. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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. 238U) będące produktami rozpadu nietrwałych jader o dostatecznie długim średnim czasie życia (np. 222Rn) będące produktami reakcji jądrowych wywołanych przez promieniowanie kosmiczne (np. 14C) Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Jądra nietrwałe jądro T1/2 aktywność 235U 7,04 x 108 lat (0,72%) 238U (99,2745%) kilka ppm w skałach 232Th 1,41 x 1010 lat ok. 10 ppm w skorupie ziemskiej 226Ra 1,60 x 103 lat 16 – 48 Bq/kg w skałach 222Rn 3,82 dni ~ 1 – 10 Bq/m3 w powietrzu 40K 1,28 x 109 lat do 1 Bq/g w glebach Niektóre inne : 50V, 87Rb, 113Cd, 115In, 123Te, 138La, 142Ce, 144Nd, 147Sm, 152Gd, 174Hf, 176Lu, 187Re, 190Pt, 192Pt, 209Bi. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

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 235U do 207Pb rodzina torowa: od 232Th do 208Pb rodzina uranowa: od 238U do 209Pb rodzina neptunowa: wygasła. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

średnia energia na rozpad (keV) Rodzina aktynowa (4n+3) jądro T typ rozpadu średnia energia na rozpad (keV) a b + e g + IB 235U (0,71%) 7,05.108y 4380 43 155 231Th 1,06 d b- - 173 29 231Pa 3,3.104 y 4920 48 40 227Ac 21,3 y b- (98,6%)a (1,14%) 67 12 227Th 18,7 d 5900 54 110 223Fr 22 min 395 63 223Ra 11,4 d 5700 73 135 219Rn 5,0 s 6810 6 56 215Po 1,78 ms 7390 211Pb 36 min 450 68 215At 100 ms 8020 211Bi 2,1 min a (99,7%)b- (0,3%) 6550 10 47 211Po 520 ms 7740 8 207Tl 4,8 min 494 3 207Pb (22,1 %) trwały Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

średnia energia na rozpad (keV) Rodzina torowa (4n) jądro T typ rozpadu średnia energia na rozpad (keV) a b + e g + IB 238U (99,28%) 4,47.109y 4190 10 1 234Th 24,1 d b- - 16 9 234mPa 1,2 m 820 14 234Pa 6,7 h 480 1903 234U (0,0055%) 2,45.105 y 4770 230Th 7,5.104 y 4670 226Ra 1600 y 4 7 222Rn 3,38 d 5490 218Po 3,1 min a (99,98%)b- (0,02%) 6000 218At 1,6 s a (99,9%) b (0,1%) 6690 214Pb 27 min 295 250 214Bi 20 min b- (99,98%)a (0,02%) 0,14 660 1510 214Po 164 ms 7690 210 Tl 1,3 min 1200 95 2700 210Pb 22,3 y 34 5 210Bi 5,01 d 390 210Po 138,38 d 5300 206Tl 4,2 min 540 206Pb (24,1 %) trwały Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

średnia energia na rozpad (keV) Rodzina uranowa (4n+2) jądro T typ rozpadu średnia energia na rozpad (keV) a b + e g + IB 238U (99,28%) 4,47.109y 4190 10 1 234Th 24,1 d b- - 16 9 234mPa 1,2 m 820 14 234Pa 6,7 h 480 1903 234U (0,0055%) 2,45.105 y 4770 230Th 7,5.104 y 4670 226Ra 1600 y 4 7 222Rn 3,38 d 5490 218Po 3,1 min a (99,98%)b- (0,02%) 6000 218At 1,6 s a (99,9%) b (0,1%) 6690 214Pb 27 min 295 250 214Bi 20 min b- (99,98%)a (0,02%) 0,14 660 1510 214Po 164 ms 7690 210 Tl 1,3 min 1200 95 2700 210Pb 22,3 y 34 5 210Bi 5,01 d 390 210Po 138,38 d 5300 206Tl 4,2 min 540 206Pb (24,1 %) trwały Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Rodzina neptunowa (4n+1) jądro T typ rozpadu średnia energia na rozpad (keV) a b + e g + IB 241Pu 13 y 4990 - b 241Am 471 y 5630 237U 6,76 d b- 249 237Np 2,2.106 y 4955 233Pa 27 d 570 233U 1,62.105 y 4899 229Th 7340 y 5110 22rRa 14,8 d 5700 73 135 225Ac 10 d 5900 221Fr 4,8 min 6180 217At 180 ms 7150 213Bi 47 min a b- 5970 11900 213Po 4,2.10-6 min 8496 209Tl 2,2 min 2300 209Pb 3,3 h 635 209Bi 2.1017 y 3000 205Tl trwały Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Rozpad radonu 222Rn a b- 82 83 84 85 86 Z 222Rn 210Pb 206Pb 214Pb 210Bi 214Bi 214Po 210Po 218Po 82 83 84 85 86 Z a b- 3,8 d 3 m 27 m 20 m 180 ms 22 l 5d 138 d Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Jądra kosmogoniczne jądro T1/2 źródło aktywność naturalna 14C 5730 lat 14N(n,p)14C 0,22 Bq/g w materii organicznej 3H 12,3 lat promieniowanie kosmiczne z N i O spallacja 6Li(n,a)3H ok. 1 Bq/l w wodzie opadowej 7Be 53 dnia ok. 0,01 bq/g 10Be, 26Al, 36Cl, 80Kr, 32Si, 39Ar, 22Na, 35S, 37Ar, 33P, 32P, 38Mg, 24Na, 38S, 31Si, 18F, 39Cl, 38Cl, 34mCl. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Jądra promieniotwórcze jądro Półokres rozpadu źródło 3H 12,3 a Próby jądrowe, reaktory jądrowe, przeróbka paliwa, produkcja broni jądrowej, przedmioty codziennego użytku 131I 8,03 d Produkt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach, testy tarczycy 129I 1,57 x 107 a Produkt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Jadra promieniotwórcze jądro półokres rozpadu źródła 137Cs 30,17 r Produkt rozszczepienia podczas wybuchów jądrowych i w reaktorach 90Sr 28,78yr 99Tc 2,11 x 105 r Testy medyczne 239Pu 2,41 x 104 r 238U + n → 239U → 239Np +ß → 239Pu+ß Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Zawartość jąder promieniotwórczych w glebie (106 m3) jądro aktywność właściwa masa 238U 25 Bq/kg 2700 kg 38 GBq 232Th 40 Bq/kg 15 000 kg 64 GBq 40K 400 Bq/kg 2500 kg 610 GBq 226Ra 48 Bq/kg 2,5 g 77 GBq 222Rn 10 kBq/m3 13 mg 9 GBq Razem ok. 800 GBq Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Jądra promieniotwórcze o najwyższej aktywności w skorupie ziemskiej Jądro Aktywność właściwa [Bq/g] Abudancja (% wagowy) skorupy ziemskiej [Bq/t] 40K 2.58·105 2,84·10-4 7,3·105 87Rb 3,17·103 6,40·10-3 2,0·105 232Th 4,06·103 9,7·10-4 3,94·104 235U 8,00·104 2,06·10-6 1,65·103 238U 1,24·104 2,88·10-4 3,57·104 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Aktywności jąder promieniotwórczych w w wodzie morskiej Jądro Aktywność właściwa [Bq/l] 238U 0,033 40K 11 3H 0,0006 14C 0,005 87Rb 1,1 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

Pierwiastki promieniotwórcze w materiałach budowlanych Uran Tor Potas ppm mBq/g granit 4,7 63 2 8 4,0 1184 piaskowiec 0,45 6 1,7 7 1,4 414 cement 3,4 46 5,1 21 1,8 237 beton wapienny 2,3 31 2,1 8,5 0,3 89 beton piaskowcowy 0.8 11 1,3 385 płyta gipsowa 1,0 14 3 12 gips odpadowy 13,7 186 16,1 66 0,02 5,9 gips naturalny 1,1 15 7,4 0,5 48 drewno - 11,3 3330 cegła 8,2 111 10,8 44 666 Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny

A [µW/m3] = 10-5 r (9.52 cU + 2.56cTh + 3.48cK) 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 238U, 235U, 232Th i 40K dają istotne ilości ciepła. Produkcja ciepła radiogenicznego zależy od stężeń U, Th i K w danej skale: A [µW/m3] = 10-5 r (9.52 cU + 2.56cTh + 3.48cK) Strumień ciepła radiogenicznego na powierzchni Ziemi wynosi około kilkudziesięciu mW/m2. Tadeusz Hilczer, wykład monograficzny