FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych

Prezentacja na temat: "FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych"— 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 Duża masa – szybsza ewolucja
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 0,08 masy Słońca (brązowe karły) nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej. 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).

7 Ewolucja gwiazd Protogwiazda
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.

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

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

10 Ewolucja gwiazd Błysk helowy Proces 3 :
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel. Proces 3 : Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40) Przez krótką chwilę moc wytwarzana przez czerwonego olbrzyma jest porównywalna z mocą wszystkich gwiazd galaktyki. Niewielki wzrost temperatury prowadzi do wybuchu – gwałtownego zapalenia się helu (błysk helowy).

11 Ewolucja gwiazd Gwiazda wchodzi we względnie stabilną fazę, w której hel spala się w węgiel w sposób kontrolowany.  4He + 4He  8Be +  (proces endotermiczny: Eprogowa = 96 MeV)   4He + 8Be  12C +    4He + 12C  16O +   (t1/2(Be) = 26*10-16 s - równowaga dynamiczna) Koniec ewolucji gwiazd typu Słońca – biały karzeł.

12 Biały karzeł Biały karzeł stygnie i nie zmienia swoich rozmiarów.
Promień zbliżony do promienia Ziemi Masa: 0,4 – 1,4 masy Słońca Gęstość: 106 g/cm3 Jądro węglowo-tlenowe Budowa typowego białego karła 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 56Fe. Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym. Skąd cięższe pierwiastki?

16 Proces s (slow) W trakcie spalania helu pojawiają się neutrony, np: He + 13C  16O + n i możliwy staje się radioaktywny wychwyt neutronu: n + 56Fe  57Fe  n + 57Fe  58Fe  n + 58Fe  59Fe (izotop promieniotwórczy)    Fe  59Co + e- + ~  n + 59Co  60Co  Co  60Ni + e- + ~ 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
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. W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: Jądra atomowe rozpadają się W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej

20 Ewolucja gwiazd masywnych
Energia elektronów większa od różnicy masy neutronu i protonu. 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 Gdy elektrony zaczynają znikać ciśnienie gwałtownie maleje Gwiazda zapada się

21 Jądro staje się gwiazdą neutronową
Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Jądro staje się gwiazdą neutronową Obiekt o promieniu około km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm3!

22 Wybuch supernowej Żelazne jądro o masie ~MSłońca i promieniu ~RZiemi w ciągu ułamka sekundy kurczy się do R~10 km tworząc gwiazdę neutronową Zewnętrzne warstwy zapadają się i z prędkością ~c/3 odbijają się od jądra Przeciwbieżne strumienie materii zderzają się Wytworzona fala uderzeniowa brnie przez materię wytwarzając pierwiastki cięższe od Fe 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 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 Zastosowania dozymetrii
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.

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

28 Rodzaj i zakres energii promieniowania
Równoważnik dawki Równoważnik dawki HT,R (ang. Equivalent dose) - dawka pochłonięta w tkance lub narządzie T, z uwzględnieniem rodzaju i jakości promieniowania R. dawka pochłonięta od promieniowania R, uśredniona w tkance lub narządzie T Rodzaj i zakres energii promieniowania ω R Fotony wszystkich energii 1 Elektrony i miony wszystkich energii Neutrony < 10 keV > 10 keV do 100 keV > 100 keV do 2 MeV > 2 Mev do 20 MeV > 20 Mev 5 10 20 Protony > 2 MeV Cząstki α, cięzkie jony współczynnik wagowy promieniowania R Jednostka: siwert (1 Sv = 1 J/kg)

29 Dawka skuteczna Dawka skuteczna E (ang. Effective dose)
- suma dawek równoważnych od napromienienia zewnętrznego i wewnętrznego we wszystkich tkankach i narządach z uwzględnieniem odpowiednich współczynników wagowych. dawka pochłonięta od promieniowania R, uśredniona w tkance lub narządzie T T współczynnik wagowy promieniowania R współczynnik wagowy tkanki lub narządu T Czerwony szpik kostny 0,12 Płuca Tarczyca 0,05 Skóra 0,01 Jednostka: siwert (1 Sv = 1 J/kg)

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 Wielkość dawki granicznej [mSv]
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. Rodzaj dawki granicznej Wielkość dawki granicznej [mSv] Osoby pracujące Osoby z ogółu ludności Dawka skuteczna (efektywna) 20 1 Dawka w danym roku może być przekroczona do: 50 (max. w ciagu 5 lat – 100) max. w ciągu 5 lat - 5 Dawka graniczna (równoważna) dla soczewek oczu dla skóry dla dłoni, przedramion, stóp i podudzi 150 500 15 50

32 Źródła promieniowania naturalnego
Nuklidy promieniotwórcze: szereg torowy: 232Th → 208Pb, szereg uranowo – radowy: 238U → 206Pb, szereg uranowo – aktynowy: 235U → 207Pb. Szeregi te zawierają 11 pierwiastków (Tl, Pb, Bi, Po, At, Rn, Ra, Ac, Th, Pa i U) reprezentowanych przez 43 izotopy 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 3H do 205Bi.

33 Cywilizacyjne źródła promieniowania
radiomedycyna (diagnostyka i terapia za pomocą promieni X, radioizotopów) zastosowanie promieniowania jonizującego w przemyśle i nauce, energetyka jądrowa. radioizotopy w materiałach budowlanych 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 Wartości średniej dawki efektywnej w Polsce
Składowe promieniowania Średnie dawki [mSv/rok na osobę] Udział procentowy [%] Promieniowane kosmiczne 0,290 8,0 Promieniowanie gamma z podłoża 0,040 1,1 Promieniowanie 222Rn i 220Rn oraz ich pochodnych na wolnym powietrzu 0,080 2,2 Opad promieniotwórczy po wybuchach jądrowych oraz katastrofie czernobylskiej 0,021 0,6 Promieniowanie gamma w budynkach 0,380 10,6 Promieniowanie 222Rn i 220Rn oraz ich pochodnych wewnątrz budynków 1,580 43,9 Radionuklidy inkorporowane (bez radonu) 0,409 11,4 Diagnostyka rentgenowska i badania in vivo 0,780 21,7 Zagrożenia zawodowe w górnictwie 0,016 0,4 Inne (przedmioty powszechnego użytku) 0,005 0,1 Razem 3,600 100,0

35 Schemat rozpadu radonu:
radon - gaz

36 Podstawowe zasady ochrony radiologicznej
Ochrona przez zwiększanie odległości od źródła Ochrona przez skrócenie czasu ekspozycji Ochrona przez osłony ALFA BETA papier ołów beton GAMMA

37 Wielkość Jednostka Wzór Definicja
Aktywność źródła Bq (bekerel) - Liczba rozpadów promieniotwórczych zachodzących w nim w jednostce czasu Aktywność właściwa Bq/kg, Bq/m3, Bq/m2 Aktywność jednostki masy, objętości lub powierzchni emitujących promieniowanie Dawka pochłonięta Gy (grej) D = E / m Energia promieniowania E przekazana jednostce masy substancji Moc dawki Gy/rok, mGy/h Ď = 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 HT Sv (Sivert) HT = ∑ ωR۰DTR ω R – czynnik wagowy promieniowania Dawka pochłonięta D przez tkankę T z uwzględnieniem różnych typów promieniowania Dawka efektywna E E = ∑ ωT۰HT ω T – czynnik wagowy różnych tkanek Dawka określana z dawki równoważnej