68

69

4. NUKLEARNA FIZIKA

Nuklearna fizika je dio fizike koji proučava jezgru atoma (nukleus). Pojam atomske jezgre uveo je E. Rutherford uvodeći planetarni model atoma. Dvadeseto stoljeće mogli bismo nazvati stoljećem nuklearne fizike. Ispitivanja jezgre i podstrukture nukleona od kojih je sastavljena traju još i danas. Kako ispitati jezgru atoma? Kako objasniti što se zbiva u atomskoj jezgri? To su pitanja na koje pokušavaju dati odgovore tisuće fizičara i kemičara. Fizičari danas nastoje pronaći zakone gibanja čestica u jezgri atoma. O silama meñu nukleonima doznajemo putem pokusa. Tipični pokusi su mjerenje elektromagnetnog zračenja koje izlazi iz jezgre (γ-zračenje) i analiza sudara meñu česticama u sve jačim akceleratorima i sudaračima čestica. Današnje znanje o strukturi atoma prikazano je na slici 4.1. Kao što se vidi na slici do sada su pronañene četiri različite podstrukture materije (atom → jezgra i elektron → nukleon → kvark). Jesmo li stigli do kraja? Ne zna se!

4.1. OSNOVNE SILE U PRIRODI

Danas su poznate četiri osnovne sile koje odreñuju postojanje materije: 1. Gravitacijska sila: Djeluje meñu svim česticama. Čestice se meñusobno privlače silom

proporcionalnom njihovim masama. Sila se smanjuje s kvadratima udaljenosti. Njezin doseg (djelovanje) je do beskonačnosti. Njome opisujemo gibanje planeta, zvijezda, galaktika, pa ona odreñuje opće karakteristike svemira. Posrednik* (nositelj meñudjelovanja) te sile mogla bi biti čestica bez mase - graviton koja još do danas nije eksperimentalno potvrñena.

2. Elektromagnetna sila: Djeluje meñu nabijenim česticama i proporcionalna je njihovu električnom naboju. Sila se smanjuje s kvadratima udaljenosti. Njezin doseg je do beskonačnosti. To je vezna sila atoma. Pozitivno nabijena jezgra drži na okupu negativno nabijene elektrone u gibanju - elektronski oblak. Pomoću te sile moguće je objasniti neke fenomene života na Zemlji. Posrednik (nositelj meñudjelovanja) te sile je čestica bez mase - foton.

3. Slaba nuklearna sila: Djeluje meñu svim česticama osim fotona i gluona. To su sile kratkog dosega manjeg od 10−17m. Odgovorna je za prijelaze u jezgri atoma poput beta-raspada; prijelaza neutrona u proton i protona u neutron i dijelom za postojanje teških elemenata na Zemlji i drugim dijelovima svemira. Posrednici (nositelji meñudjelovanja) te sile su čestice W± bozoni i Z0 bozon.

4. Jaka nuklearna sila: To je sila koja djeluje unutar atomske jezgre-izmeñu nukleona. Doseg te sile je takoñer mali reda veličine 10−15 m. Jaka sila se danas smatra ostatkom još jače sile tzv. "sile boja", koja djeluje na kvarkove unutar nukleona. Danas postoji temeljna teorija meñukvarkovskih djelovanja koju nazivamo kvantna kromodinamika (QCD). Prema toj teoriji najmanje čestice su kvarkovi, dok su posrednici sile meñu njima gluoni. Meñutim, kvarkovi se ne pojavljuju kao slobodne čestice već su zasužnjeni u česticama koje nazivamo hadroni. Jaka nuklearna sila odgovorna je za fuzione procese u zvijezdama, za eksplozije nuklearnih bombi i dobivanje nuklearne energije u elektranama.

* O posrednicima (prenositeljima) sila biti će govora kod klasifikacije elementarnih čestica.

10−14 m

slika 4.1.

10−18 m

10−15 m 10−10 m

10−18 m

70

Ideja je ujedinjenje svih sila u jednu sveobuhvatnu, tako da se pronañe jedinstveni oblik kod kojeg će osnovne sile biti samo posebni slučajevi ujedinjene sile. Teorija sveobuhvatne sile (TOE- Theory of Everything), odnosno ideja unifikacije svih sila, davni je čovjekov san, koji danas postaje stvarnost. Do sada smo se već susretali s ujedinjenem različitih područja fizike; npr. zemaljske i nebeske mehanike koju je izveo Newton, pa elektriciteta i magnetizma, zatim elektromagnetizma s optikom. Nedavno, šezdesetih godina ujedinjena je slaba nuklearna sila s elektromagnetnom. A. Einstein je velik dio života posvetio ujedinjenju opće teorije relativnosti i elektromagnetizma i nije uspio. Još jedan pokušaj ujedinjenja te dvije sile predložili su Kaluza i Klein, čije se ideje danas koriste u TOE. Godine 1928. Engleski fizičar Paul Dirac (1902.-1984.) ujedinjuje Maxwellovu teoriju, relativnost i kvantnu mehaniku u kvantnu elektrodinamiku (QED). Eksperimentalno se danas traga za raspadom protona kako bi se našla potvrda za spajanje jake nuklearne sile s ujedinjenom elektroslabom silom. Shema ujedinjenja sila (povijest fizikalnih teorija) prikazana je na slici 4.2. Kako će teći proces ujedinjenja ovisi o eksperimentalnim ureñajima, odnosno o mogućnosti dobivanja vrlo visokih energija. Vlade i sveučilišta bogatih zemalja troše velike količine novca na izgradnju sve jačih i jačih akceleratora. Želimo saznati od čega je načinjen naš svijet. Da bi to saznali trebamo sve veće i brže akceleratore koji će ubrzati projektile i pokušati razoriti mete u našem slučaju jezgre atoma, protone, neutrone. Dakle, sve ono što smo prije smatrali da je elementarno i da se ne može više podijeliti - da je to zadnja opeka od koje je sazdana tvar. Izgradnja tih ureñaja postala je toliko skupa da su se države počele ujedinjavati u zajedničkim projektima izgradnje sve bržih akceleratora, koji dobivaju čak i svoja posebna imena. Za gradnju akceleratora (koji još nije dovršen) u programu strategijske obrambene inicijative SAD-a, potrošeno oko 13 milijardi dolara*. Energija koja bi se mogla postići bila bi oko 104 GeV-a. Za proces ujedinjenja gravitacije i ostalih sila bilo bi potrebno proizvesti energiju reda veličine od 1015 GeV do 1019 GeV. Da doñe do ujedinjenja sila trebalo bi postići energije preko 1018GeV. Danas u laboratorijskim uvjetima nismo ni blizu takvim energijama.

* Sudbina akceleratora je upitna jer je vlada SAD-a obustavila program zbog štednje. Što je s energijom najvećeg zamišljenog konvencionalnog akceleratora koji bi se mogao sagraditi na Zemlji? Ideja je to talijanskog fizičara Enricka Fermia (1901.-1954.). Prsten takvog akceleratora imao bi opseg Zemlje, dakle 40000 km i moglo bi se ubrzati čestice do energije od 108 GeV.

slika 4.2.

Newton, 1680.

Einstein 1917.

Kaluza, Klein, 1920. Oersted, 1820.

Faraday, Ampere, 1830.

Maxwell, 1878. Dirac, 1928.

Salam, Glashow Weinberg

1979. STANDARDNI

MODEL

Fermi, 1930.

Yukawa, Gell-Mann, ..

71

slika 4.3.

10−30 cm

10−15 cm

10−20 cm

10−10 cm

1020 cm

1015 cm

1010 cm

105 cm 10−5 cm 1 cm

Bang

� SVEMIR VELIKI LABORATORIJ (ASTRO ČESTIČNA FIZIKA) Pažljivim promatranjem svemira (grč. kosmos) i mjerenjima udaljenosti pokazano je da se svemir širi. To je na temelju Dopplerova učinka zaključio američki astronom Edwin Hubble (1889.-1953.). Zbog toga zaključujemo da je svemir u prošlosti bio manji. Pod početkom svemira podrazumijevamo trenutak kada nije postojao volumen već samo točka i kada su gustoća i temperatura bile beskonačno velike. Taj trenutak usporeñujemo s velikom "eksplozijom ni iz čega". To je "veliki prasak" tzv. Big Bang. Početak priče o postanku svemira nam je nepoznat. Ipak znademo kako su se stvari odvijale netom nakon tog nepoznatog početka. Gustoća i temeperatura je još uvijek velika, ali ne i beskonačna, postepeno se smanjuje i može se na neki način izračunati. Otkriveno je da cijeli svemir ispunjuje zaostalo zračenje kao posljedica velikog praska. Temperatura netom nakon velikog praska bila je vrlo visoka. Širenjem svemir se hladio, slično kao što se hladi plin kad se rasteže. Zračenje koje dopire do nas iz najudaljenijih dijelova svemira je zračenje iz prošlosti jer je potrebno neko vrijeme da do nas dospije. Proučavanje tog zračenja može nam u nekoj mjeri biti pokazatelj što se zbivalo netom nakon velikog praska. Već smo rekli da u davnoj prošlosti postoji granica iza koje ne možemo prodrijeti. Gdje je granica naših opažanja do koje možemo prodrijeti? Naša makroskopska opažanja na vrlo malim udaljenostima više ne vrijede čim se približimo veličinama koje u sebi sadrže Planckovu konstantu h. Isto tako brzina svjetlosti c je konačna veličina. Zbog toga uvodimo posebne konstante za mjerenje vremena, udaljenosti, gustoće, energije i njoj odgovarajuće temperature, koje nam daju granicu naših opažanja. To je tzv. Planckovo vrijeme ispod kojeg se gubi mogućnost odreñivanja slijeda dogañaja:

s10 43

2/1

5p−=

=

c

Ght

gdje su; h Planckova konstanata (simbol kvantne mehanike), G konstanta gravitacije (simbol Newtonovog općeg zakona gravitacije) i c brzina svjetlosti (simbol teorije relativnosti). Danas ne znamo kvantnomehaničku teoriju gravitacije, pa se unaprijed odričemo vremenskog intervala manjeg od Planckovog vremena. Tom vremenu odgovaraju;

− najmanja udaljenost Lp=(Gh/c3)1/2≈10−35m, − gustoća (c5/hG)≈1096kgm−3, − srednja energija čestice (hc5/G)1/2≈1022MeV − i temperatura 1023K.

Sadašnja temperatura svemira je u prosjeku 3 K. Proračun na osnovi te temperature pokazuje da proteklo vrijeme od nastanka svemira do danas iznosi približno 1010 godina, a temperatura jednu stotinku sekunde nakon velikog praska iznosila je oko 1011 K. Materija koja se razletjela prilikom eksplozije nakon nekog vremena sastojala se od elementarnih struktura tvari koje danas proučava fizika elementarnih čestica. Pri hlañenju svemira od stanja potpune simetrije dolazi do pojava narušavanja simetrije. Pri energiji od 1018 GeV očekuje se kvantizacija gravitacije. Zbog toga je svemir za nas veliki laboratorij gdje možemo proučavati dogañaje pri postojanju vrlo visokih energija. Slika 4.3. Sheldona Glashowa (1932.-), jednog od sudionika u ujedinjenju slabe nuklearne sile i elektromagnetne sile, u kojoj zmija jede svoj vlastiti rep pokazuje povezanost mikrofizike i makro-fizike u proučavanju elementarne strukture tvari.

72

Marie Sklodowska-Curie

slika 4.4.

4.2. RADIOAKTIVNOST

Razvoj nuklearne fizike počinje otkrićem rengenskog zaračenja kojeg je 22. prosinca 1895. godine otkrio njemački fizi čar Wilhelm Konrad Röntgen. Član Francuske akedemije znanosti Henri Becquerel (1852.-1908.) bio je prisutan predavanju o rengenskom zračenju koje je održano, vrlo brzo nakon otkrića, već 20. siječnja 1896. godine i zainteresirao se za Röntgenova otkrića. U nacionalnom prirodoslovnom muzeju, gdje je Becquerel radio kao profesor, postojala je velika zbirka minerala. On je odabrao kristal uranove soli i postavio ga na zamotanu fotografsku ploču, pa sve izložio Sunčevu svjetlu. Nakon razvijanja na ploči se pojavio obris kristala. Kad je pokus htio ponoviti oblaci su prekrili nebo nad Parizom i Becquerel je bio razočaran. Meñutim, na njegovo iznenañenje, iako fotoploča nije bila izložena Sunčevoj svjetlosti na njoj je bio obris kristala uranove soli i to puno jasniji nego kad je ploča bila izložena svjetlosti. Iznenanñenje je bilo veliko i Becquerel počinje intenzivna istraživanja. Rezultati tih istraživanja pokazali su: − na fotografske ploče djeluju jedino minerali koji sadrže uranove soli, − učinak na ploču ne ovisi o vrsti minerala već samo o količini urana sadržanog u mineralu − čisti uran pokazuje najjače djelovanje. Becquerel 23. ožujka 1896. podnosi izvješće Francuskoj akademiji znanosti da uran emitira neko zračenje koje djeluje na fotografsku ploču i ionizira zrak. Tako je otkriveno zračenje koje 1898. Marie Sklodowska-Curie* naziva radioaktivnim zračenjem, po elementu radiju koji pokazuje još jače izražen učinak tj. 900 puta je aktivniji od urana. Slika 4.4. pojavila se prvi puta 1903. godine u doktorskoj disertaciji Marie Curie. Ona prikazuje tri tipa zraka (α, β i γ) koje emitiraju radioaktive tvari. U magnetnom polju α i β zrake skreću dok na γ-zrake magnetsko polje ne djeluje. Danas znamo da su α-zrake jezgre atoma helija, β-zrake elektroni, dok su γ-zrake fotoni velikih energija, odnosno elektromagnetno zračenje malih valnih duljina. Radioaktivno zračenje je vrlo velike energije. Postoji razlika u prodiranju pojedinog zračenja kroz različite materijale (sl.4.5.). Iz nekog radioaktivnog izvora čiji je internacionalno usvojen simbol prikazan na slici izlaze tri vrste radioaktivnog zračenja. Već običan list papira može zaustaviti α−čestice, dok β−čestice zaustavlja aluminijska folija. Najprodornije je γ−zračenje i njega zaustavlja tek debeli olovni štit.

* Marie Sklodowska-Curie (1867.-1934.), Poljakinja, kemičarka i fizičarka, radila je u Francuskoj. Godine 1903. zajedno sa svojim mužem Pierrom i H. Becqerelom dobiva Nobelovu nagradu za fiziku. Godine 1911. dobiva i drugu Nobelovu nagradu za kemiju. Umrla je od leukemije vjerojatno izazvane radioaktivnim zračenjem.

73

U vrijeme otkrića elementa radija Ernest Rutheford postao je profesor fizike u Montrealu i počeo je proučavati radioaktivno zračenje zajedno s kemičarem Frederikom Soddyem (1877.-1956.). Vrlo mladi, Rutherfordu je bilo 29 godina, a Soddyju 23 godine, dolaze do otkrića senzacionalnog za to doba: radioaktivnost nije ništa drugo doli raspad atoma nekog elementa na nabijenu česticu (koju opažamo kao zračenje) i jedan atom drugog elementa. Tijekom narednih godina bilo je istraženo mnoštvo radioaktivnih elemenata i prikupljeno mnoštvo podataka o njima. Uočeno je: 1. Svi radioaktivni elementi se raspadaju tako da se njihova prisutnost mijenja tijekom

vremena. Neki se raspadaju brže, a neki sporije. Taj vremenski raspon je izvanredno velik i da bi "nestala" polovica mase početno prisutnog radioaktivnog elementa, ponekad je potrebno vrijeme od samo milijuntninke sekunde, dok je ponekad za neki drugi element potrebno vrijeme od milijarde godina. To vrijeme nestajanja je karakteristika svakog radioaktivnog elementa, a naziva se vrijeme poluraspada i označava slovom T (sl. 4.6.).

2. U procesu raspada elementi zrače α-čestice (jezgre He), β-čestice (elektrone) i γ-zračenje (fotone vrlo malih valnih duljina tj. velike energije).

3. Kada se neki element raspada mijenjaju se njegova kemijska svojstva. Energija koja se pri raspadu oslobaña milijun puta je veća od energije osloboñene kod kemijskih reakcija. Proces radioaktivnog raspada ne može se usporiti ili ubrzati. Toplina ili hladnoća, tlak, kemijske reakcije, na njega ne utječu.

Pitanja na koja se nije znalo odgovoriti bila su: � Kakva je kemijska priroda radioaktivnih elemenata? � Koji je uzrok njihovog raspada? � Odakle ogromna količina energije koja se pri raspadu oslobaña?

Razlog zbog kojeg se atomi raspadaju biti će objašnjen tek četvrt stoljeća kasnije uspostavom nove teorije – kvantne mehanike.

� ZAKON RADIOAKTIVNOG RASPADA Statistička zakonitost kojoj se podvrgavaju jezgre opisuje se konstantom raspada λ koja karakterizira svaki radioaktivni element i ima sljedeća svojstva:

1. ista je za sve jezgre nekog radioaktivnog elementa, 2. ne ovisi o starosti jezgre, 3. ne ovisi o vanjskim utjecajima.

Označimo slovom N broj prisutnih neraspadnutih jezgri nekog elementa. Broj jezgara ∆ N koje će se raspasti u kratkom vremenskom intervalu ∆ t proporcionalan je broju prisutnih jezgri N. To možemo matematički formulirati:

Nt

N λ=−∆

∆

Predznak minus je zbog toga što se broj jezgara smanjuje tijekom vremena (∆ N <0). Gornja jednadžba se da riješiti integralnim računom ako uvedemo mali vremenski interval. U početnom trenutku t=0 imamo N0 prisutnih neraspadnutih jezgri, a nakon vremena t broj neraspadnutih prisutnih jezgri će biti manji i iznosit će:

teNN λ−= 0

Ovisnost broja neraspadnutih jezgri N o vremenu t radioaktivnog elementa prikazana je na slici 4.6. Uočite, ako se na ordinatnu os nanese lnN dobije se linearna ovisnost.

Često je zgodnije umjesto konstante raspada λ uvesti vrijeme poluraspada T. Vrijeme poluraspada je onaj vremenski intervalu kojem polovica od ukupnog broja atoma doživi raspad. Kada je N = N0/2 tada je t = T.

74

t = 0 t = T t = 2T t = 3T t = 4T

N0 1 N0 3 N0 9 N0 7 N0

T

N0

1 N0

3 N0

7 N0

2T 3T 4T 0 5T 6T 7T vrijeme t

N

slika 4.6.

Uvrstivši to u jednadžbu N = N0⋅e−λ t dobivamo vezu izmeñu λ i T:

λ=

λ= 693,02ln

T

Jednadžbu raspada tada možemo predočiti i pomoću vremena poluraspada T:

T

t

NN−

= 20

Graf ovisnosti lnN o vremenu t je pravac. Recipročnu vrijednost konstante raspada τ = 1/λ nazivamo srednjim vremenom života nekog radioaktivnog elementa koja se po vrijednosti ne razlikuje mnogo od vremena poluraspada. Jednadžbu raspada možemo zapisati kao:

τ−

=t

NN e0 Naime, vrijeme života je vremenski razmak u kojem se broj jezgara smanji za faktor 1/e (e=2,718), dok se za vrijeme poluraspada T broj jezgara smanji za 1/2

Vrijeme poluraspada T za neke nuklide

NUKLID T NUKLID T NUKLID T 0n

1 10,5 min. 19 K43 22,3 h 53I

131 8,040 dana 1H

3 12,3 god. 21Sc43 3,89 h 88Ra226 1600 god. 6C

14 5730 god. 22Ti43 0,49 s 92U235 7·108 god.

8O15 122 s 27Co60 5,3 god. 92U

238 4,5·109 god.

� AKTIVNOST Pod pojmom aktivnosti nekog radioaktivnog elementa podrazumijevamo brzinu raspada, dakle omjer −∆N/∆t. Aktivnost A je dakle proporcionalna broju prisutnih neraspadnutih jezgara:

A = λ N i iskazuje se bekerelom (znak: Bq≡ s−1). Neki element ima aktivnost od 1 Bq kada se dogodi jedan raspad u jednoj sekundi. Jedan gram radija ima aktivnost 3,7·1010Bq. Taj broj raspada se nekad nazivao kiri (Ci). Budući da se broj neraspadnutih jezgara smanjuje tijekom vremena po istom zakonu smanjuje se i aktivnost u nekom trenutku t pa dobijemo:

T

lnN0

2T 3T 4T 0 5T 6T 7T vrijeme t

ln N

75

T

t

AA−

= 20

gdje je A0 aktivnost u trenutku t = 0, a T je vrijeme poluraspada. Budući da je broj čestica proporcionalan s masom isti zakon možemo napisati i za masu m prisutne neraspadnute radioaktivne tvari u nekom trenutku t:

T

t

mm−

= 20

gdje je m0, masa tvari u trenutku t = 0.

4.3. STRUKTURA ATOMSKE JEZGRE

Godine 1913. je nekoliko istraživača neovisno našlo odgovore na pitanja o prirodi, uzroku i energiji radiaktivnog rasapada koja su postavljali fizičari i kemičari. Osim ostalog, već se znao naboj elektrona, postojanje jezgre atoma, Bohrov model atoma, itd. Sve to je pomoglo Fredericku Soddyju, da postavi genijalnu hipotezu o postojanju izotopa kemijskog elementa - atoma istog rednog broja ali različitih masenih brojeva. Otkri će neutrona: Neutron je relativno kasno otkriven zbog toga što ga slobodnog u prirodi gotovo da i nema. 1930. godine zapaženo je da pri bombardiranju berilija α-česticama nastaje neko vrlo prodorno zračenje koje čak prodire kroz debele olovne ploče. 1932. godine Irena Curie (kći M. Curie) i F. Joliot ustanovili su da to zračenje izbacuje protone iz parafina, ali su mislili da se radi o X-zračenju (sl.4.7.). Te iste godine James Chadwick (1891.-1974.) engleski fizičar, dobitnik Nobelove nagrade 1935. godine, ponavljajući pokuse i s drugim materijalima zaključio je da se svi rezultati izvanredno slažu, ako se pretpostavi da novo zračenje sačinjavaju nove čestice koje su električki neutralne, a imaju masu približno jednaku masi protona, pa ih je nazvao neutronima. Rutherford je neutronsko zračenje slikovito predočio kao nevidljivog čovjeka čija se nazočnost mogla osjetiti kad god bi se s nekim sudario. Pretpostavka da je to X-zračenje nije se mogla održati jer takvo zračenje ne bi moglo izbiti proton iz jezgre atoma zbog premale energije. Duboko značenje hipoteze o izotopima postat će jasno tek 1932. godine kada je otkriven neutron i kada je potpuno ustanovljen model jezgre koja se sastoji od protona i neutrona. Te dvije čestice imaju slična svojstva, pa se na njih gleda kao na dva nabojna stanja "jedne te iste čestice" koje nazivamo nukleonima. Nukleon se javlja u dva oblika: nabijeno stanje - proton i nenabijeno stanje - neutron.

Oznake atoma: Atome kemijskih elemenata bilježimo s dvije karakteristike: rednim brojem Z i masenim brojem A. Za neki atom elementa X uvodimo oznaku XA

Z . Primjerice

uzmimo simbol izotopa atoma radija Ra22688 : taj zapis znači da jezgra radija ima Z = 88

protona i A− Z = 226− 88 = 138 neutrona. Radioaktivni raspad radija na radon i helij tada se mogao predočiti shemom:

HeRnRa 42

22286

22688 +→

koja je vrlo slična pisanju kemijskih reakcija. Zapravo to i jest reakcija, ali nuklearna.

76

81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 Tl Pb Bi Po At Rn Fr Ra Ac Th Pa U

238U

226Ra

β−

α

Mas

eni b

roj A

206

210

214

218

222

226

230

234

238

slika 4.8.

Redni broj Z elementa

Na tisuće istraživača je radilo na otkrivanju pretvorbe (transmutacije) elemenata. Jedan od elemenata kojeg je bilo moguće neprestance istraživati bio je uran 238U. Njega se moglo naći u prirodi jer se još nije raspao zbog dugog vremena poluraspada. Radioaktivni niz urana predstavljen je na slici 4.8. Svi elementi uranove porodice su u ravnoteži. To znači da je broj novostvorenih atoma u nekom periodu vremena jednak broju raspadnutih atoma. Što je kraće vrijeme poluraspada pojedinog elementa u porodici to ga ima manje u ukupnom uzorku.

Izmeñu PbiU 20682

23892 ima 8 α-raspada i 6 β-raspada. Svaki β-raspad praćen je emisijom γ-

zračenja. Većina radioaktivnih elemenata se mogu svrstati u četiri niza s masenim brojem A koji zadovoljavaju jednakost:

A = 4 n + C,

gdje je n prirodan broj, dok C poprima vrijednosti 0, 1, 2 i 3.

1. Torijevog Th23290 (T = 1,41⋅1010 godina) koji završava stabilnim olovom Pb208

82 . (C = 0)

2. Neptunijevog Np23793 (T = 2,14⋅106 godina) koji završava stabilnim bizmutom Bi209

83 .

(C = 1 ) 3. Uranovog U238

92 (T = 4,47⋅109 godina) koji završava stabilnim olovom Pb20682 . (C = 2 )

4. Aktinijevog U23592 (T = 7,04⋅108 godina) koji završava stabilnim olovom Pb207

82 . (C = 3 )

Konačni stabilni izotopi ujedno su i najteže stabilne jezgre nañene u prirodi. Radioaktivni nizovi ne počinju od izotopa 232Th, 237Np, 238U, 235U, već su oni samo najdulje živući u pojedinom nizu. Od četiri navedena niza mi detektiramo samo tri jer neptunijev niz ima premalo vrijeme poluraspada T. Nakon velikog praska te stvaranja težih elemenata eksplozijom Nova i Supernova smatra se da je starost Sunčeva sustava oko 5⋅109 godina.

77

Za atom koji ima sasvim odreñenu vrijednost rednog broja Z i masenog broja A uveden je termin nuklid . To znači da je svaki izotop zaseban nuklid. ž

Izotopi su atomi jednakog broja protona (Z = konstantno) Izotoni su atomi jednakog broja neutrona (N = konstantno) Izobari su atomi jednakog masenog broja (A = konstantno)

� Neutrino νννν Neutron kao slobodna čestica nije stabilan. Vrijeme poluraspada slobodnog neutrona iznosi oko 10 minuta. Neutron se raspada na elektron i proton. Meñutim, nastali proton i elektron ne gibaju se pod kutom od 180°, kako bi se očekivalo, već pod različitim kutom kao da je prilikom raspada stvorena i neka treća nevidljiva čestica (sl.4.9.). Nova čestica nema naboja, a možda nema ni mase (m < 0,6 eV/c2). Njezino postojanje postulirao je W. Pauli* 1931. godine i nazvao je neutrino (simbol νe). Postoji i antineutrino (simbol ν e), o kojem ćemo nešto više reći u kasnijim izlaganjima. Američki fizi čari F.Reines i C.L.Cowan, postavivši mjerne ureñaje uz nuklearni reaktor, detektirali su 1956. godine reakciju:

ν e + p → n + e+

Kao protonska meta korišteno je 1400 litara vode. Kadmij je služio za detekciju stvorenih neutrona putem reakcije:

1n + 108Cd → 109Cd* → 109Cd + γ

Tako je i on "opažen". Zanimljivo je da je za otkriće neutrina Reinesu dodijeljena Nobelova nagrada tek 1995. godine, dakle gotovo nakon četrdeset godina. � UMJETNA RADIOAKTIVNOST Početkom 1934. godine Iréne i Frederic Joliot ozračivali su aluminij α-česticama (4He) i dobili izotop fosfora (nazvan radiofosfor) i neutron:

4He + 27Al → 30P + 1n

Meñutim u toj reakciji su se pojavili i pozitroni - antičestice elektrona. Kad se izvor α-čestica uklonio neutronski se tok odmah prekidao. Zračenje nije prestalo jer su se i dalje opažali pozitroni, koje su emitirale jezgre fosfora, i neutrino (elektronski):

30P → 30Si + e+ + νe

dajući još i vrlo rijedak izotop silicija. Radiofosfor prvi je umjetni izotop kojeg je stvorio čovjek. Talijanski fizičar Enrico Fermi (1901.-1954.) je takoñer pronašao da se ozračivanjem neutronima mnogi elementi mogu učiniti radioaktivnima. Za razliku od α-čestice neutron je daleko pogodniji projektil i može lakše upasti u jezgru, jer nema naboja. Fermi je shvatio pogodnost neutrona za izazivanje nuklearnih reakcija. Bilo mu je svega 33 godine kad je sa skupinom fizičara neutronima ozračivao različite elemente i promatrao reakcije. Sintetizirao je nekoliko desetaka novih radioaktivnih izotopa. * Pauli je bio uvjeren da se neutrino nikada neće moći detektirati pa se kladio u sanduk šampanjca. Neutrino praktički kao da ne djeluje na tvar. Okladu je izgubio nakon 25 godina. Naime, neutrino je opažen tek 25 godina kasnije, odnosno 1956. godine

78

Fermi i njegova skupina suradnika otkrili su 22. listopada 1934. godine vrlo čudnu pojavu; Ustanovili su da je uspješnost reakcije veća kad se pokusi izvode pod vodom. Za to im je bio pogodan bazen sa zlatnim ribicama koji se nalazio u dvorištu instituta. Bombardirali su aluminij neutronima i dobili izotop aluminija koji se nakon 2,3 minute raspao na silicij, elektron i antineutrino (sl.4.10.).

1n + 27Al → 28Si + 0e− + 0Xe

Iznenañenje je bilo ogromno. Naime, smatramo li jezgru čvrstom grudicom bilo bi logičnije da će brže čestice prije prodrijeti u jezgru nego spore. Pa upravo zbog toga su i izmišljeni akceleratori čestica. Kod neutrona je slika bila obrnuta: što se oni sporije gibaju, to je veća njihova apsorpcija u jezgrama. Taj je pokus usporavanja neutrona bio, kao što ćemo kasnije vidjeti, značajan za pokretanje nuklearnog reaktora.

� PODACI O VRSTAMA RASPADA

1. αααα-raspad (simbol α): Kod α-raspada iz jezgre izlaze čestice koje se sastoje od dva protona i dva neutrona. Te čestice su identične jezgrama atoma helija He. Zbog toga se radioaktivni element mijenja tako da mu se redni broj smanjuje za dva, a maseni za četiri, pretvarajući se u drugi element:

He42

4A2Z

AZ YX +→ −

−

Alfa čestice izlazeći iz jezgre nekog radioaktivnog atoma su gotovo sve iste energije, pa kažemo da je spektar tih čestica monoenergijski. Slika 4.12. prikazuje raspodjelu α-čestica po energiji. Neke radioaktivne jezgre imaju vrlo kratak period poluraspada, dok je kod nekih taj poluperiod izvanredno velik. Primjerice, polonij ima vrijeme poluraspada reda veličine 10−7 s, dok uran ima vrijeme poluraspada reda veličine 109 godina. Područje energija α-čestica je izmeñu 4−10 MeV, ovisno o radioaktivnom elementu. Pokusi pokazuju da postoji veza izmeñu vremena poluraspada jezgara i energija α-čestica: Što je veća energija kojom su emitirane, vrijeme poluraspada je kraće.

2. ββββ-raspad (simbol β ili e): U raspadima atomskih jezgara poznate su tri vrste pretvorbi koje se nazivaju beta raspad: � β− -raspad:

Kod tog raspada jedan neutron u jezgri pretvori se u proton p, elektron e– i antineutrino Xe:

n → p + e− + Xe � β+ -raspad:

Kod tog raspada jedan proton u jezgri pretvori se u neutron n, pozitron e+ (ili tzv. antielektron) i neutrino νe:

p → n + e+ + νe

� Elektronski uhvat: Kod tog raspada jezgra uhvati jedan elektron iz omotača atoma i pri tom se jedan proton iz jezgre pretvara u neutron i neutrino:

p + e− → n + νe

Bro

j α- če

stic

a N

energija E

slika 4.11.

slika 4.10.

79

Uhvat prati emisija karakterističnog rengenskog zračenja, jer dolazi do prelaska elektrona u omotaču atoma s više energijske razine na ispražnjenu nižu energijsku razinu. Često se taj proces naziva i K-uhvat jer zahvaća orbitalni elektron iz K ljuske atoma. Spektar energija izbačenih elektrona pri β-raspadu je u većini slučajeva kontinuiran (sl.4.12.). Postoji maksimum za neku odreñenu energiju, pa emitirani elektron pri β-raspadu može imati sve energije od nule do maksimalne. Jezgre koje se raspadaju β-raspadom imaju relativno dugo vrijeme poluraspada, što je posljedica slabog nuklearnog meñudjelovanja. Pri β-raspadima dolazi do pretvorbe elemenata iz jednog u drugi jer se mijenja redni broj atoma. Ovisno o vrsti raspada atom prelazi u onaj s većim ili onaj s manjim rednim brojem.

∓

∓e0

1A1Z

AZ YX +→ ± + (antineutrino ili neutrino)

3. γγγγ-raspad : Gama zrake su fotoni vrlo velike frekvencije f, pa time i velike energije h f . Izvor tih zraka je atomska jezgra. Metode ispitivanja su slične kao kod svih elektromagnetnih valova. Emisija γ-zraka uvijek prati α i β zračenje. Spektri tog zračenja su izrazito linijski i oni nam daju informaciju o energijskim razinama jezgre. Naime, γ-zračenje je posljedica prelaska jezgre iz stanja više u stanje niže energije. Energija zračenja je reda veličine MeV, za razliku od fotona koji se opažaju kod prelaska u omotaču atoma čije su energije milijun puta manje. Upravo putem ispitivanja spektra γ-zračenja dobivamo većinu podataka o energijskim razinama nukleona u jezgri pojedinih atoma. Kod tog zračenja jezgra atoma prelazi iz stanja više u stanje niže energije. Običaj je da se pobuñena jezgra označava zvjezdicom tako da to zračenje možemo simbolički prikazati:

γXX* AZ

AZ +→

� U nuklearnim procesima otkrivene su i druge vrste radioaktivnosti: − Protonska radioaktivnost – iz jezgre izlaze protoni − Neutronska radioaktivnost – iz jezgre izlaze neutroni − 12C-radioaktivnost – iz jezgre atoma izlaze jezgre ugljika − 16O-radiaktivnost – iz jezgre atoma izlaze jezgre kisika − Spontana fisija raspad jezgre na dvije manje uz emisiju nekoliko neutrona

� Zbog simetrija** u prirodi radioaktivni raspad se odvija po sljedećim zakonima:

1. Sačuvanje mase + energije, koji slijedi iz simetrije vremena. 2. Sačuvanje količine gibanja, koji slijedi iz simetrije prostora. 3. Sačuvanje momenta količine gibanja koji slijedi iz činjenice da zakoni

fizike ne ovise o orijentaciji nekog slobodnog sustava u prostoru. 4. Sačuvanje naboja, jer se elektron ne može stvoriti ili nestati sam, već

samo u parovima. 5. Sačuvanje broja teških čestica, iz kojeg slijedi da broj nukleona mora

ostati stalan.

** O simetriji fizikalnih zakona možete saznati nešto više iz knjige R. Feynman "Osobitosti fizikalnih zakona" (Školska knjiga). U toj knjizi opisuje se povezanost zakona simetrije sa zakonima očuvanja. Simetrija na vrijeme: Kao što je poznato jednadžbe klasične mehanike se ne mijenjaju pri "preokretanju vremena". U kvantnoj mehanici simetrija u odnosu na oba smjera vremena (prošlost-budućnost) izražava se u nepromjenjljivosti valne funkcije pri promjeni predznaka t. Ta simetrija se odnosi samo na jednadžbe, ali ne na sam pojam mjerenja.

energija E Bro

j β- če

stic

a /∆E

slika 4.12.

80

slika 4.13.

Pri β-raspadima u jezgri se dogañaju pretvorbe:

(β– raspad) n → p + e− +νe

(β+ raspad) p → n + e+ + νe

(uhvat) p + e− → n + νe

SAŽETAK

Proces u kojem se atomska jezgra mijenja spontano, bez vanjskog utjecaja, nazivamo radioaktivnim procesom ili raspadom. Čestice koje jezgra emitira pri tom procesu nazivamo radioaktivnim zračenjem.

Kod α i β raspada izlaze iz jezgre čestice mijenjajući prvotnu jezgru u novi element, dok kod γ raspada, kada se iz pobuñene jezgre emitiraju elektromagnetni valovi (fotoni), ne mijenjaju redni i maseni broj jezgre, već ona prelazi iz stanja više energije u stanje niže energije (sl.4.13.).

α-raspad: He42

4A2Z

AZ YX +→ −

−α

β−-raspad: eνYX 00

01

A1Z

AZ ++→ −+

β−

e

β+-raspad: eνYX 00

01

A1Z

AZ ++→ +−

β+

e

Uhvat elektrona: e

00

01 ν+ →+ −− YXe A

1zuhvatA

z

γ-raspad: γXX* AZ

AZ +→γ

ZAKON RADIOAKTIVNOG RASPADA

teNN λ−= 0 ili T

t

NN−

= 20

N0 = broj prisutnih neraspadnutih jezgara u trenutku t = 0 N = broj prisutnih neraspadnutih jezgara u trenutku t λ = konstanta raspada T = vrijeme poluraspada

Veza λ i T : λ

=λ

= 693,02lnT

Aktivnost: A = λ N ⇒ teAA λ−= 0 ili T

t

AA−

= 20