Désintégration radioactive
La somme des nombres de masse des produits (234 + 4) est égal au nombre de masse du radionucléide parent (238), et la somme des charges sur les produits (90 + 2) est égale à la charge du parent nucléide.
Electron (./em> -) émission est littéralement le procédé dans lequel un électron est éjecté ou émis par le noyau. Lorsque cela se produit, la charge sur le noyau augmente d'une unité. Electron (./i> -) émetteurs sont trouvés dans la table périodique, à partir des éléments les plus légers (3 H) à la plus lourde (255 Es). Le produit de ./i> - -Emission peut être prédite en supposant que les deux nombre de masse et la charge sont conservées dans les réactions nucléaires. Si 40 K est un ./i> - -emitter, par exemple, le produit de cette réaction doit être 40 Ca.
Encore une fois la somme des nombres de masse des produits est égal au nombre de masse du nucléide mère et la somme de la charge sur les produits est égale à la charge du nucléide parent.
L'électron capturé par le noyau dans cette réaction est habituellement un électron 1s parce que les électrons dans cette orbite sont les plus proches du noyau.
Positrons ont une très courte durée de vie. Ils perdent rapidement leur énergie cinétique lors de leur passage à travers la matière. Dès qu'ils viennent se reposer, ils se combinent avec un électron pour former deux photons dans -Ray une réaction d'annihilation matière-antimatière.
Le métastable 60m Co nucléide a une demi-vie de 10,5 minutes. Etant donné que le rayonnement électromagnétique ne porte ni la charge de masse, le produit de l'émission par 60m Co-ray est 60 Co.
Prédire les produits des réactions nucléaires suivantes:
(A) l'émission d'électrons par 14 C (b) d'émission de positons par 8 B
(C) de capture d'électrons par 125 I (d) l'émission alpha de 210 Rn
(E) d'émission de rayons gamma par 56m Ni
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Neutron-riches contre nucléides neutronique pauvres
Un tracé du nombre de neutrons par rapport au nombre de protons pour tous les isotopes stables d'origine naturelle est indiquée dans la figure ci-dessous. Plusieurs conclusions peuvent être tirées de cette parcelle.
Un graphique du nombre de neutrons par rapport au nombre de protons pour tous stables noyaux naturels. Les noyaux qui se trouvent à droite de cette bande de stabilité sont neutrons pauvres; les noyaux à la gauche de la bande sont riches en neutrons. La ligne pleine représente un neutron rapport de protons de 1: 1.
- Les nucléides stables se trouvent dans une bande très étroite de rapports neutrons à protons.
- Le rapport de neutrons à protons en nucléides stables augmente progressivement à mesure que le nombre de protons augmente dans le noyau.
- Lumière nucléides, tels que 12 C, contiennent environ le même nombre de neutrons et de protons. nucléides lourds, tels que 238 U, contiennent jusqu'à 1,6 fois plus de neutrons que de protons.
- Il n'y a pas nucléides stables avec des numéros atomiques supérieurs à 83.
- Cette étroite bande de noyaux stables est entouré d'une mer d'instabilité.
- Noyaux qui se trouvent au-dessus de cette ligne ont trop de neutrons et sont donc riches en neutrons.
- Noyaux qui se trouvent en dessous de cette ligne n'ont pas assez de neutrons et sont donc neutrons pauvres.
capture d'électrons est plus fréquente chez les nucléides plus lourds, tels que 125 I, parce que les électrons 1s sont maintenus plus près du noyau d'un atome comme la charge sur l'augmentation du noyau.
La différence entre la masse d'un atome et la somme des masses de ses protons, de neutrons et d'électrons est appelé le défaut de masse. Le défaut de masse d'un atome reflète la stabilité du noyau. Elle est égale à l'énergie libérée lorsque le noyau est formé à partir de ses protons et de neutrons. Le défaut de masse est donc également connu comme l'énergie de liaison du noyau.
L'énergie de liaison remplit la même fonction pour les réactions nucléaires comme H pour une réaction chimique. Il mesure la différence entre la stabilité des produits de la réaction et les matières premières. Plus l'énergie de liaison, plus le noyau est stable. L'énergie de liaison peut également être considérée comme la quantité d'énergie qu'il faudrait pour déchirer le noyau à part pour former des neutrons et des protons isolés. Il est donc littéralement l'énergie qui lie les neutrons et les protons dans le noyau.
L'énergie de liaison d'un nucléide peut être calculée à partir de son défaut de masse avec l'équation d'Einstein qui concerne la masse et l'énergie.
Nous avons trouvé le défaut de masse de He être 0,0303769 uma. Pour obtenir l'énergie de liaison en unités de joules, il faut convertir le défaut de masse des unités de masse atomique en kilogrammes.
La multiplication du défaut de masse en kilogrammes par le carré de la vitesse de la lumière en unités de mètres par seconde donne une énergie de liaison à un seul atome d'hélium de 4.53358 x 10 -12 joules.
En multipliant le résultat de ce calcul par le nombre d'atomes dans une taupe donne une énergie de liaison pour l'hélium de 2.730 x 10 12 joules par mole, ou 2.730 milliards de kilojoules par mole.
Ce calcul nous aide à comprendre la fascination des réactions nucléaires. L'énergie libérée lorsque le gaz naturel est brûlé est d'environ 800 kJ / mol. La synthèse d'une mole d'hélium libère 3,4 millions de fois plus d'énergie.
Comme la plupart des réactions nucléaires sont effectuées sur des échantillons très faibles de matière, la taupe est pas une base raisonnable de la mesure. les énergies de liaison sont généralement exprimés en unités de électronvolts (eV) ou millions d'électronvolts (MeV) par atome.
L'énergie de liaison de l'hélium est de 28,3 x 10 6 eV / atome ou 28,3 MeV / atome.
Les calculs de l'énergie de liaison peuvent être simplifiées en utilisant le facteur de conversion suivant entre le défaut de masse en unités de masse atomique et l'énergie de liaison en millions d'électrons-volts.
Calculer l'énergie de liaison de 235 U si la masse de ce radionucléide est 235,0349 amu.
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les énergies de liaison augmentent progressivement avec le numéro atomique, mais ils ont tendance à se stabiliser à la fin du tableau périodique. Une quantité plus utile est obtenue en divisant l'énergie de liaison pour un nucléide par le nombre total de protons et de neutrons qu'il contient. Cette quantité est connue comme l'énergie de liaison par nucléon.
L'énergie de liaison par nucléon est comprise entre environ 7,5 et 8,8 MeV pour la plupart des noyaux, comme montré sur la figure ci-dessous. Il atteint un maximum, cependant, à une masse atomique d'environ 60 uma. La plus grande énergie de liaison par nucléon est observée pour 56 Fe, qui est le nucléide le plus stable dans le tableau périodique.
Le graphique de l'énergie de liaison par nucléon par rapport à la masse atomique explique pourquoi l'énergie est libérée lorsque les noyaux relativement faible se combinent pour former des noyaux plus importants dans les réactions de fusion.
Elle explique aussi pourquoi l'énergie est libérée lorsque les noyaux relativement lourds divisés à part dans les réactions de fission (littéralement, « diviser ou cliver »).
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Calculer la fraction de 14 C qui reste dans un échantillon au bout de huit demi-vie.
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La demi-vie d'un nucléide peut être utilisé pour estimer la quantité d'un isotope radioactif gauche après un certain nombre de demi-vie. Pour des calculs plus complexes, il est plus facile de convertir la demi-vie du nucléide en une constante de vitesse puis utiliser la forme intégrée de premier ordre loi de vitesse décrit dans la section cinétique.
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La terre est constamment bombardée par les rayons cosmiques émis par le soleil. L'énergie totale reçue sous forme de rayons cosmiques est plus petite que l'énergie reçue par la planète de la lumière des étoiles. Mais l'énergie d'un seul rayon cosmique est très grande, de l'ordre de plusieurs milliards d'électron-volts (0. 200 millions kJ / mol). Ces rayons de haute énergie réagissent avec des atomes dans l'atmosphère pour produire des neutrons qui réagissent alors avec les atomes d'azote dans l'atmosphère pour produire 14 C.
Juste après la Seconde Guerre mondiale, Willard F. Libby a proposé un moyen d'utiliser ces réactions pour estimer l'âge des substances contenant du carbone. La technique de datation 14 C pour laquelle Libby a reçu le prix Nobel a été fondé sur les hypothèses suivantes.
Ainsi, en comparant l'activité d'un échantillon avec l'activité des tissus vivants, nous pouvons estimer combien de temps il a été depuis l'organisme est mort.
L'abondance naturelle de 14 C est d'environ 1 × 10 12 et l'activité moyenne du tissu vivant est de 15,3 désintégrations par minute par gramme de carbone. Les échantillons utilisés pour 14 C datant peuvent inclure le charbon, le bois, le tissu, le papier, des coquillages, le calcaire, la chair, les cheveux, le sol, la tourbe, et de l'os. Comme la plupart des échantillons de fer contiennent également du carbone, il est possible d'estimer le temps écoulé depuis le fer a été tiré par la dernière analyse 14 C.
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Nous savons maintenant que l'une des hypothèses de Libby est douteuse: La quantité de 14 C dans l'atmosphère n'a pas été constante avec le temps. En raison des changements dans l'activité solaire et le champ magnétique de la terre, il a varié de près de 5%. Plus récemment, la contamination par la combustion des combustibles fossiles et les essais d'armes nucléaires a provoqué des changements importants dans la quantité de carbone radioactif dans l'atmosphère. les dates de radiocarbone sont donc signalées au cours des années avant l'époque actuelle (Eb). Par convention, l'époque actuelle est supposée commencer en 1950, lorsque 14 C datant a été introduit.