Nukleosynteza pierwiastków

mgr Teresa Młocek
Gimnazjum w Targanicach
Nukleosynteza pierwiastków, energia jądrowa
Problem pojawił się w 1869 roku – Mendelejew wprowadził
wtedy pewien porządek w wiedzy o pierwiastkach. Uporządkował je
według rosnącej masy, która była wyrażana jako wielokrotność masy
atomu wodoru. Z tego można było wywnioskować, że nukleosynteza
polegać będzie na dołączaniu do atomów pierwiastków kolejnych
atomów wodoru.
Kolejnym etapem było odkrycie jądra atomowego przez
Rutherforda w 1911 roku oraz skonstruowanie modelu atomu przez
Bohra w 1913 roku.
W 1932 roku uczeń Rutherforda , Chadwick odkrył neutron i
ustalono , że budowa jądra atomowego wygląda następująco :
Z protonów
A nukleonów
N neutronów
Jądro to jest okrążane przez Z elektronów.
Wyszczególniono
pewne
prawidłowości dotyczące budowy
jąder atomowych :
 dla stabilnych jąder wyraźna
zależność pomiędzy liczbą
Zi N
Z = f(N)
W przybliżeniu liczba Z = N
jednak dla cięższych jąder jest
przewaga N nad Z
 zależność energii wiązania jąder od liczby masowej A
[maksimum krzywej w okolicach A = 60 tj. żelaza ]
Przemiana pierwiastków , „produkcja” nowych pierwiastków, polega
na reakcjach zachodzących w jądrach atomowych .
Przebiegają one wg . następującego schematu :
Ax
Zx
X
A
 a
Za
a
Ay

Zy
Y
A
 b
Z
b
b
Ax  Aa  A y  Ab
Z x  Z a  Z y  Zb
Skąd biorą się energie konieczne do zachodzenia tych procesów?
Wynikają one z prędkości zderzających się cząstek, a te z kolei zależą
od temperatury gazu, w którym reakcje zachodzą i stąd nazwa
reakcji- termojądrowe.
Można zatem wywnioskować, że procesy produkcji nowych
jąder atomowych mogą zachodzić:
 w wysokich temperaturach
 między lekkimi jądrami
Powyższe warunki w naturalny sposób były zachowane:
 we wczesnym Wszechświecie
 we wnętrzach gwiazd
Nukleosynteza pierwotna, czyli we wczesnym
Wszechświecie
Już w 1922 roku rosyjski matematyk, Friedmann przewidział
teoretycznie, na gruncie ogólnej teorii względności, rozszerzanie się
Wszechświata. W 1931 roku teorię tę uzupełnił Lemaitre.
W1929 roku E. Huble odkrył ucieczkę mgławic, określił prędkość
rozszerzania się Wszechświata
v  Hr
stała Huble’a
Jakie są tego konsekwencje? Skoro Wszechświat się rozszerza to
cofając się w czasie zmniejszamy odległości i dochodzimy
praktycznie do punktu – tzw. osobliwości.
Możemy rozważać otoczenie tego punktu, stosując w tych
rozważaniach prawa fizyki – otrzymamy model ewolucji
Wszechświata.
Gdy cofamy się w czasie zwiększa się gęstość materii i energii. Duża
energia skupiona w małej objętości oznacza bardzo wysoką
temperaturę, dlatego opisywany model nosi nazwę Modelu
Wielkiego Gorącego Wybuchu (Big Bang).
Wysokie temperatury i duże gęstości powodują, że cząstki mają
wysokie energie a prawdopodobieństwo ich zderzenia jest ogromne –
są to warunki, w jakich może zachodzić nukleosynteza pierwiastków.
W 1947 roku Gamow, Alpher i Bethe sformułowali pierwszą
udaną teorię dotyczącą nukleosyntezy. Wyróżnili ważne punkty w
ewolucji Wszechświata :
1. Tuż po wybuchu
t < 10-33 s
T > 1023 K
E > 1014 GeV
Wszystkie oddziaływania (silne i słabe) są takie same
(zunifikowane)
2. t = 10-33 s
Wyjście z unifikacji, oddziaływania silne i słabe są różne.
Silnie oddziaływują kwarki, natomiast leptony (elektrony, miony,
neutrina )podlegają oddziaływaniom elektrosłabym.
3. t = 10-12 s
T = 1015 K
E = 1000 GeV
Przy tych energiach rozdzielają się oddziaływania elektrosłabe na
elektromagnetyczne i słabe.
4. t = 10-6 s
T = 1013 K
E = ok. 1 GeV
[masa spoczynkowa nukleonu]
Przy tej energii kwarki zaczynają być wiązane w nukleony.
5. t = 1 s
T = 1010 K
E rzędu MeV, są to
energie
odpowiadające energiom wiązania jąder atomowych.
Jest to już epoka nukleosyntezy.
Podstawowe procesy nukleosyntezy to:
n pD
DDTp
T  D 4 He  n
Wytwarza się w nich hel. Neutrony, które powstały są
niestabilne.
Ilość wytworzonego helu zależy od ilości neutronów i protonów,
które powstały w poprzedniej epoce. Wyniki obserwacyjne dotyczące
zawartości helu we Wszechświecie z 1988 roku są zgodne z
przewidywaniami teoretycznymi, świadczy to o poprawności modelu
standardowego.
Nukleosynteza w gwiazdach
Gwiazda to kula gazowa złożona z wodoru i helu, pozostająca w
równowadze. Spełnione są następujące warunki :
 równowaga mechaniczna – ciśnienie wewnątrz gwiazdy równe
jest ciśnieniu pochodzącemu od sił grawitacyjnych
 transport energii następuje na drodze konwekcji i
promieniowania
 równowaga energetyczna – energia wytworzona równa jest
energii przenoszonej
Już w latach 20 – tych Eddington zwrócił uwagę, że źródłem energii
w gwiazdach mogą być reakcje jądrowe.
W 1937 roku Bethe, Weisbacker i Fauler podali teorię produkowania
energii w gwiazdach, wg. następującego schematu ;
4p 42 He  2e   2  2MeV
Energia wytworzona w takim procesie jest wystarczająca, aby pokryć
promieniowanie gwiazdy, ale spotkanie czterech protonów jest
nieprawdopodobne. Stwierdzono, że reakcja zachodzi etapami, a jej
końcowy efekt zgadza się z zapisanym powyżej. Uczeni
zaproponowali następujące cykle przemian :
 cykl pp (opisany powyżej) – zachodzi w stosunkowo niskich
temperaturach, na końcu tego cyklu powstaje hel
 jeśli w gwieździe są już cięższe pierwiastki (węgiel, azot, tlen )
to zachodzi cykl przemian , gdzie:
C+ p
N
N+ p
O , itd.
Jest to tzw. cykl CNO.
Te dwa cykle stanowią podstawę produkcji energii w gwiazdach,
powodując równocześnie powstawanie nowych pierwiastków.
Dla temperatur :
T < 106 K
- przeważa cykl pp
T > 106 K
- przeważa cykl CNO
W Słońcu przeważa cykl pp.
Obserwacyjnie można to stwierdzić przez wychwytywanie
neutrin, pomiary takie wykonuje się od ok. 30 – tu lat.
Przemiany wodoru w hel, zachodzące w rdzeniu gwiazdy trwają
bardzo długo, czas trwania tych przemian jest rzędu milionów lat.
Gdy wodór się wyczerpie to rdzeń kurczy się i przebiegają reakcje, w
wyniku których powstają cięższe pierwiastki. Te cykle przebiegają
coraz szybciej, dalsze w czasie rzędu miesięcy.
Pierwiastki o liczbach masowych A > 56, gdzie energie wiązania
są coraz mniejsze, tworzą się przez dołączanie neutronów. Teoria ta
powstała w 1957 roku.
Badania nad nukleosyntezą w gwiazdach i we wczesnym
Wszechświecie to ciągle otwarty problem i, być może, zadanie dla
przyszłego pokolenia fizyków.
Przemiany jądrowe
Niekorzystny stosunek liczby neutronów do protonów oraz
niespełnienie warunku parzystości jąder sprawia, że jądro atomu
emituje cząstkę a lub b-. W ten sposób w jądrze zmniejsza się lub
zwiększa liczba protonów. W przypadku jąder cięższych liczba
protonów zazwyczaj się zmniejsza poprzez emisję cząstki a, czyli
jądra helu. Często zdarza się też, że jądro po emisji cząstki a lub b
pozostaje w stanie wzbudzenia i dopiero po wypromieniowaniu tego
nadmiaru energii atom się stabilizuje. Promieniowanie w ten sposób
powstające to promieniowanie gamma.
Po emisji promieniowania a lub b zmienia się jądro atomu,
powstaje pierwiastek o innej liczbie protonów, jest to więc inny
pierwiastek. Przemiany te można przedstawić na schematach :
 przemiana 
A
Z

A4
X

Z  2Y
W przypadku emisji cząstki  liczba atomowa pierwiastka
zmniejsza się o dwie jednostki, powstaje nowy pierwiastek o liczbie
atomowej Z – 2 i liczbie masowej A – 4, pierwiastek przesuwa się w
układzie okresowym o dwa miejsca w lewo.
 przemiana 1
0
_
n  p e 
A
Z
1
1
0
1

A
X 
Z 1Y
Podczas emisji cząstki - liczba masowa pierwiastka nie ulega
zmianie, a jego liczba atomowa zwiększa się o jednostkę, pierwiastek
przesuwa się w układzie okresowym o jedno miejsce w prawo.
 przemiana 
1
1
p01 n  01 e  
A
Z

A
X 
Z1Y
Podczas emisji cząstki + pierwiastek przesuwa się o jedno
miejsce w lewo.
[Reguła Fajansa-Soddy’ego]
 wychwyt elektronu (wychwyt K)
1
1
p 01 e01 n  
A
Z
wychwyt_ K
X 

ZA1Y
Jądro może zmieniać skład poprzez wychwycenie elektronu z
orbity znajdującej się najbliżej jądra, najczęściej z orbity K rzadziej z
powłoki L. W ten sposób jeden proton jądra przeobraża się w
neutron, liczba masowa się nie zmienia, a liczba atomowa zmniejsza
o jeden, pierwiastek przesuwa się o jedno miejsce w lewo.
Przemianie takiej ulega część izotopu naturalnego potasu – 40,
zmienia się on w argon – 40.
Reakcje jądrowe i nukleosynteza
W skorupie ziemskiej
występuje
szereg izotopów
promieniotwórczych, których okres półtrwania jest porównywalny z
okresem istnienia Ziemi. Pierwiastki te zachowały się na Ziemi od
momentu jej powstania.
Wiele izotopów promieniotwórczych o krótszym okresie
półtrwania już dawno uległa całkowitemu rozpadowi. Z kolei część
izotopów promieniotwórczych obecnie występujących w skorupie
ziemskiej powstaje na skutek przemian promieniotwórczych innych
pierwiastków. Do nich należą tor-232, uran-235 oraz uran-238, które
zanim staną się trwałymi izotopami ołowiu muszą przejść szereg
przemian  i - . Są to izotopy, od których biorą początek trzy szeregi
promieniotwórcze:
 uranowo – radowy kończący się na ołowiu-206
 uranowo aktynowy kończący się na ołowiu-207
 torowy kończący się na ołowiu-208
Kolejne izotopy szeregów powstają w wyniku przemian  lub -,
niektóre z nich ulegają częściowo przemianie , aczęściowo -
Szereg uranowo – radowy
Takie rozwidlenie szeregu promieniotwórczego zostało po raz
pierwszy odkryte w 1911 roku przez Kazimierza Fajansa.
Obecność pierwiastków promieniotwórczych w skorupie ziemskiej
jest związana z bardzo długimi okresami półtrwania pierwszych ich
członów. Okresy te są rzędu 108 – 1010 lat, a więc
U-235, U-238 oraz Th-232 należą do pierwotnych izotopów
promieniotwórczych, obecnych w skorupie ziemskiej w momencie jej
powstawania. Dalsze człony tych szeregów to tzw. izotopy wtórne,
których okresy półtrwania są bardzo zróżnicowane, w niektórych
przypadkach nawet rzędu ułamków sekund. Są one obecne w
skorupie ziemskiej dzięki temu, że ciągle powstają.
Badania nad składem produktów przemian promieniotwórczych
uranu i toru zostały zapoczątkowane przez Marie Skłodowską – Curie
i jej męża, Piotra.
Do pierwotnych izotopów promieniotwórczych należą również
nieliczne pierwiastki lżejsze. Najważniejsze z nich to:
 Rb-87 ulegający przemianie - prowadzącej do powstania Sr-87
 K-40, który w wyniku przemiany - daje Ca-40 (89%),
natomiast w wyniku wychwytu K daje Ar-40 (11%)
Naturalne pierwiastki promieniotwórcze odgrywają zasadniczą
rolę w bilansie cieplnym Ziemi. Obliczono, że obok toru i uranu,
promieniotwórczy potas – 40 dostarczył dużo energii w początkowym
okresie ewolucji naszej planety. Było go prawie 12 razy więcej niż
obecnie i ilość energii emitowanej podczas jego rozpadu była
prawdopodobnie tak duża, że to właśnie ona spowodowała rozgrzanie
Ziemi. Pierwiastki te są głównym źródłem ciepła zasilającego procesy
geologiczne Ziemi. Przepływ ciepła ciągle zachodzi i przejawia się
m.in. w postaci wypływu lawy wulkanicznej, działaniu gejzerów itp.
Ziemia utrzymuje swa ciepłotę – warunek istnienia na niej życia
– dzięki dwom źródłom energii:
 energii pochodzącej ze Słońca, w którym zachodzą procesy
łączenia się lekkich nukleonów w cięższe
4H 42 He  2e   2  2MeV
 energii emitowanej z wnętrza Ziemi, gdzie cały czas
zachodzą reakcje rozpadu ciężkich jąder na lżejsze.
Jak więc widać, cała naturalna energia na Ziemi wytwarzana jest w
procesach jądrowych, nic dziwnego zatem, że człowiek również
chce wykorzystać te źródła energii.
Sztuczne przemiany promieniotwórcze
Przez syntezę jąder rozumiemy nie tylko łączenie się, czy
tworzenie najlżejszych jąder, np. helu – 4 z 4 – ech jąder wodoru, ale
także wszystkie reakcje jądrowe, w których powstają nowe
pierwiastki. Obecnie przy takiej syntezie wykorzystywane są jako
tarcze jądra najcięższych pierwiastków (np. uranu), które są
bombardowane jądrami lekkich i średnich pierwiastków, takich jak
węgiel, tlen czy ksenon. Procesy te są przeprowadzane w
akceleratorach.
Spośród możliwych reakcji zachodzi ta, której stan
energetyczny jądra jest najbardziej korzystny, czasem otrzymuje się
kilka produktów, np.
54 Mn 1 H
54
Fe n Fe *
1
0
55
55 Fe  
53 Fe  201 n
51Cr  4 He
Jednym z ważnych zastosowań przemian jądrowych jest
otrzymywanie sztucznych izotopów promieniotwórczych, które
odgrywają ważną rolę np. w medycynie. W przemianach tych
uzyskuje się również pierwiastki nie występujące w przyrodzie. Są to
pierwiastki o liczbach atomowych 43 i 61 (technet i promet), przede
wszystkim zaś wszystkie pierwiastki o liczbach atomowych
większych od 92 tzw. transurany.
Pierwiastki te są nietrwałe, trwałość ich jąder zależy od stosunku
liczby zawartych w nich neutronów do liczby protonów. Jądra
nietrwałe ulegają rozszczepieniu, procesowi temu towarzyszy
wydzielanie ogromnych ilości energii, jest to tzw. energia jądrowa.
Procesy rozszczepienia jąder wzbudziły zainteresowanie właśnie
ze względu na wytwarzającą się w nich energię. Zapotrzebowanie
świata na energię nieustannie wzrasta. Energia uwolniona w wyniku
rozszczepienia uranu jest blisko 10 mln razy większa od energii
uzyskanej podczas spalenia bryły węgla zawierającej tyle samo
atomów, wydaje się więc niemal pewne, że procesy jądrowe staną się
najważniejszym źródłem energii.
Jako przykład omówię rozpad jądra izotopu uranu 235. Jądro to
ulega samorzutnie rozpadowi, niemniej dla celów energetycznych
(w elektrowniach jądrowych) przeprowadza się ten proces
bombardując uran neutronami.
W rozpadzie każdego jądra uranu powstają dwa nowe jądra
atomowe, ale również wytwarzane są neutrony, które powodują
kolejny rozpad – zachodzi reakcja łańcuchowa. Emitowane neutrony
to tzw. neutrony prędkie, aby reakcja zachodziła w sposób
kontrolowany, muszą być one spowalniane. W tym celu, w
elektrowniach jądrowych, stosuje się tzw. moderatory np. wodę ciężką
lub grafit. W sposób niekontrolowany reakcja powyższa zachodzi w
bombach jądrowych.
Należałoby jeszcze wyjaśnić skąd bierze się energia powstająca
w procesie rozszczepienia jąder. Otóż, gdy neutrony i protony łączą
się tworząc jądro atomowe okazuje się, że masa tego jądra nie jest
sumą mas tych cząstek, jest ona nieco mniejsza. Jest to tzw. defekt
masy. Brakująca jej część została zamieniona na energię, zgodnie z
równaniem Einsteina
E = m c2
Energia ta to tzw. energia wiązania (równa ubytkowi masy).
W przypadku uranu masy utworzonych cząstek są mniejsze niż
wyjściowa masa użytego uranu – utracona masa zamieniła się na
uzyskaną energię jądrową.
Narzuca się pytanie: czy energia jądrowa jest przyszłością
świata, na którym zaczynają się wyczerpywać tradycyjne źródła
energii, czy też stanowi poważną groźbę, jeśli zostanie użyta do
zagłady ludzkości w bombie jądrowej.
Odpowiedź nie jest prosta; faktem jednak jest, że to właśnie procesy
jądrowe zachodzące we wnętrzu Ziemi i w Słońcu powodują
ogrzewanie naszej planety i warunkują istnienie na niej życia.
Bibliografia:
Andrzej A. Czerwiński „ Energia jądrowa i promieniotwórczość”
Michell J. Sienko, Robert A. Plane „Chemia. Podstawy i własności“
Joachim Rudolph „Chemia popularna”
„Świat Nauki” Nr 1/1998, 4/1998, 3/1998, 2/1999, 9/1999,.
„Wiedza i Życie” Nr 4/1998, 10/1998.