Vrijeme poluraspada poznatih α-radioaktivnih jezgara uvelike varira. Dakle, izotop volframa od 182 W ima vrijeme poluraspada T 1/2 > 8,3·10 18 godina, a izotop protaktinija od 219 Pa ima T 1/2 = 5,3·10 -8 s.

Rice. 2.1. Ovisnost o poluživotu radioaktivni element iz kinetičke energije α-čestice prirodno radioaktivnog elementa. Isprekidana linija je Geiger-Nattallov zakon.

Za parno-parne izotope, ovisnost vremena poluraspada od energije α-raspada Q α opisano empirijskim Geiger-Nettol zakon

gdje je Z naboj konačnog jezgra, vrijeme poluraspada T 1/2 izraženo je u sekundama, a energija α-čestice E α je u MeV. Na sl. 2.1 prikazuje eksperimentalne vrijednosti poluraspada za α-radioaktivne parno-parne izotope (Z varira od 74 do 106) i njihov opis pomoću relacije (2.3).
Za neparno-parno, parno-neparno i neparno-neparno jezgro, opći trend ovisnosti
Zadržava se lg T 1/2 od Q α, ali su poluživoti 2-100 puta duži nego za parno-parna jezgra sa istim Z i Q α .
Da bi došlo do α-raspada, potrebno je da masa početnog jezgra M(A,Z) bude veća od zbira masa konačnog jezgra M(A-4, Z-2) i α -čestica M α:

gdje je Q α = c 2 energija α-raspada.
Pošto je M α<< M(A-4, Z-2), najveći dio energije α-raspada odnese α ‑ čestica i samo ≈ 2% - konačno jezgro (A-4, Z-2).
Energetski spektri α-čestica mnogih radioaktivnih elemenata sastoje se od nekoliko linija (fina struktura α-spektara). Razlog za pojavu fine strukture α-spektra je raspad početnog jezgra (A, Z) u pobuđeno stanje jezgra (A-4, Z-2). Mjerenjem spektra α-čestica može se dobiti informacija o prirodi pobuđenih stanja
jezgra (A-4, Z-2).
Za određivanje raspona vrijednosti A i Z jezgri za koje je α-raspad energetski moguć, koriste se eksperimentalni podaci o energijama vezanja jezgara. Zavisnost energije α-raspada Q α od masenog broja A prikazana je na sl. 2.2.
Od sl. Slika 2.2 pokazuje da α-raspad postaje energetski moguć počevši od A ≈ 140. U područjima A = 140–150 i A ≈ 210, Q α ima jasne maksimume, koji su posljedica strukture ljuske jezgra. Maksimum pri A = 140–150 povezan je s punjenjem neutronske ljuske magičnim brojem N =A – Z = 82, a maksimum pri A ≈ 210 povezan je s punjenjem protonske ljuske na Z = 82. To je zbog strukture ljuske atomsko jezgro prva (rijetka zemlja) regija α-aktivnih jezgara počinje na N = 82, a teška α-radioaktivna jezgra postaju posebno brojna počevši od Z = 82.

Rice. 2.2. Zavisnost energije α-raspada o masenom broju A.

Širok raspon vremena poluraspada, kao i velike vrijednosti ovih perioda za mnoga α-radioaktivna jezgra, objašnjavaju se činjenicom da α-čestica ne može „trenutno“ napustiti jezgro, uprkos činjenici da je to energetski povoljno. Da bi napustila jezgro, α-čestica mora savladati potencijalnu barijeru - područje na granici jezgra, nastalu zbog potencijalne energije elektrostatičkog odbijanja α-čestice i konačnog jezgra i sila privlačenja između nukleona. Sa stanovišta klasične fizike, α-čestica ne može savladati potencijalnu barijeru, jer nema kinetičku energiju potrebnu za to. Međutim, kvantna mehanika dopušta takvu mogućnost − α ‑ čestica ima određenu vjerovatnoću da prođe kroz potencijalnu barijeru i napusti jezgro. Ovaj kvantno-mehanički fenomen naziva se "efekat tuneliranja" ili "tuneliranje". Što je veća visina i širina barijere, to je manja vjerovatnoća tuneliranja, a vrijeme poluraspada je shodno tome duže. Veliki raspon vremena poluraspada
α-emiteri se objašnjava različitom kombinacijom kinetičkih energija α-čestica i visina potencijalnih barijera. Da barijera ne postoji, tada bi α-čestica napustila jezgro za karakterističnu nuklearnu
vrijeme ≈ 10 -21 - 10 -23 s.
Najjednostavniji model α-raspada predložili su 1928. G. Gamow i nezavisno G. Gurney i E. Condon. U ovom modelu, pretpostavljeno je da alfa čestica trajno postoji u jezgru. Dok je α-čestica u jezgru, nuklearne sile privlačenja djeluju na nju. Radijus njihovog djelovanja je uporediv sa radijusom jezgra R. Dubina nuklearnog potencijala je V 0 . Izvan nuklearne površine za r > R, potencijal je Kulonov odbojni potencijal

V(r) = 2Ze 2 /r.

Rice. 2.3. Energija α-čestica E α u zavisnosti od broja neutrona N
u originalnom kernelu. Linije povezuju izotope istog hemijskog elementa.

Pojednostavljeni dijagram zajedničkog djelovanja atraktivnog nuklearnog potencijala i odbojnog Kulombovog potencijala prikazan je na slici 2.4. Da bi otišla dalje od jezgra, α-čestica sa energijom E α mora proći kroz potencijalnu barijeru zatvorenu u području od R do Rc. Vjerovatnoća α-raspada uglavnom je određena vjerovatnoćom D prolaska α-čestice kroz potencijalnu barijeru

U okviru ovog modela bilo je moguće objasniti jaku zavisnost verovatnoće α ‑ raspada od energije α-čestice.

Rice. 2.4. Potencijalna energija α-čestice. potencijalna barijera.

Da bi se izračunala konstanta raspada λ, potrebno je pomnožiti koeficijent prolaska α-čestice kroz potencijalnu barijeru, prvo, sa vjerovatnoćom w α da je α-čestica nastala u jezgru, i, kao drugo, vjerovatnoćom da će biti na rubu jezgra. Ako α-čestica u jezgru radijusa R ima brzinu v, tada će se u prosjeku približiti granici ≈ v/2R puta u sekundi. Kao rezultat, za konstantu raspada λ dobijamo relaciju

(2.6)

Brzina α-čestice u jezgru može se procijeniti na osnovu njene kinetičke energije E α + V 0 unutar nuklearnog potencijala, što daje v ≈ (0,1-0,2) s. Već iz ovoga sledi da je u prisustvu α-čestice u jezgru verovatnoća njenog prolaska kroz barijeru D<10 -14 (для самых короткоживущих относительно α‑распада тяжелых ядер).
Grubost procene predeksponencijalnog faktora nije mnogo značajna, jer konstanta raspada od njega zavisi neuporedivo slabije nego od eksponenta.
Iz formule (2.6) proizlazi da vrijeme poluraspada jako ovisi o radijusu jezgra R, budući da je polumjer R uključen ne samo u predeksponencijalni faktor, već i u eksponent, kao granica integracije. Stoga je iz podataka o α-raspadu moguće odrediti poluprečnike atomskih jezgara. Pokazalo se da su poluprečniki dobijeni na ovaj način 20-30% veći od onih pronađenih u eksperimentima raspršenja elektrona. Ova razlika je zbog činjenice da se u eksperimentima s brzim elektronima mjeri radijus raspodjele električnog naboja u jezgru, a u α-raspadu se mjeri udaljenost između jezgra i α-čestice, na kojoj nuklearne sile prestati da deluje.
Prisustvo Planckove konstante u eksponentu (2.6) objašnjava snažnu zavisnost vremena poluraspada od energije. Čak i mala promjena energije dovodi do značajne promjene eksponenta, a time i do vrlo oštre promjene u poluživotu. Stoga su energije emitovanih α-čestica veoma ograničene. Za teška jezgra, α-čestice sa energijama iznad 9 MeV lete gotovo trenutno, a sa energijama ispod 4 MeV žive u jezgru toliko dugo da se α-raspad ne može ni registrovati. Za α-radioaktivna jezgra rijetkih zemalja, obje energije se smanjuju zbog smanjenja radijusa jezgra i visine potencijalne barijere.
Na sl. Slika 2.5 prikazuje zavisnost energije α-raspada izotopa Hf (Z = 72) od masenog broja A u rasponu masenih brojeva A = 156–185. U tabeli 2.1 navedene su energije α-raspada, poluživoti i glavni kanali raspada za 156–185 Hf izotope. Može se vidjeti kako se povećanjem masenog broja A energija α-raspada smanjuje, što dovodi do smanjenja vjerovatnoće α-raspada i povećanja vjerovatnoće β-raspada (tabela 2.1). Izotop 174 Hf, budući da je stabilan izotop (u prirodnoj mješavini izotopa, iznosi 0,16%), ipak se raspada s vremenom poluraspada T 1/2 = 2 10 15 godina emisijom α-čestice.

Rice. 2.5. Zavisnost energije α-raspada Q α izotopa Hf (Z = 72)
od masenog broja A.

Tabela 2.1

Zavisnost energije α-raspada Q α , poluraspada T 1/2 ,
različiti načini raspada izotopa H f (Z = 72) na maseni broj A

Hf izotopi sa A = 176–180 su stabilni izotopi. Ovi izotopi također imaju pozitivnu energiju α-raspada. Međutim, energija α-raspada od ~1,3–2,2 MeV je preniska, a α-raspad ovih izotopa nije detektovan, uprkos verovatnoći α-raspada koja nije nula. Sa daljim povećanjem masenog broja A > 180, β - raspad postaje dominantni kanal raspada.
Kod radioaktivnih raspada konačno jezgro može biti ne samo u osnovnom, već iu jednom od pobuđenih stanja. Međutim, jaka zavisnost verovatnoće α-raspada od energije α-čestice dovodi do činjenice da se raspadi na pobuđene nivoe konačnog jezgra obično dešavaju veoma niskim intenzitetom, jer energija α-čestice opada. kada je konačno jezgro uzbuđeno. Stoga se eksperimentalno mogu posmatrati samo raspadi na rotacijske nivoe sa relativno niskom energijom pobude. Raspadi na pobuđene nivoe konačnog jezgra dovode do pojave fine strukture u energetskom spektru emitovanih α-čestica.
Glavni faktor koji određuje svojstva α-raspada je prolazak α-čestica kroz potencijalnu barijeru. Ostali faktori su relativno slabi, ali u nekim slučajevima omogućavaju dobijanje dodatnih informacija o strukturi jezgra i mehanizmu α-raspada jezgra. Jedan od ovih faktora je pojava kvantno-mehaničke centrifugalne barijere. Ako α-čestica izleti iz jezgra (A,Z) sa spinom J i, i u tom slučaju se formira konačno jezgro
(A-4, Z-2) u stanju sa spinom J f , tada α-čestica mora odneti ukupni moment J, definisan relacijom

Pošto α-čestica ima nulti spin, njen ukupni impuls J poklapa se sa orbitalnim ugaonim momentom momenta l koji nosi α-čestica

Rezultat je kvantnomehanička centrifugalna barijera.

Promjena oblika potencijalne barijere zbog centrifugalne energije je neznatna, uglavnom zbog činjenice da centrifugalna energija opada s udaljenosti mnogo brže od kulonove (kao 1/r 2 , a ne kao 1/r). Međutim, budući da je ova promjena podijeljena Planckovom konstantom i pada u eksponent, onda za veliki l to dovodi do promjene u životnom vijeku jezgra.
U tabeli 2.2 prikazana je izračunata permeabilnost centrifugalne barijere B l za α-čestice emitovane orbitalnim momentom l u odnosu na permeabilnost centrifugalne barijere B 0 za α-čestice emitovane sa orbitalnim momentom l = 0 za jezgro sa Z = 90, energija α-čestice E α = 4,5 MeV. Može se vidjeti da s povećanjem orbitalnog momenta l koji nosi α-čestica, permeabilnost kvantno-mehaničke centrifugalne barijere naglo opada.

Tabela 2.2

Relativna propusnost centrifugalne barijere zaα -čestice,
polazeći s orbitalnim momentom l
(Z = 90, E α = 4,5 MeV)

Značajniji faktor koji može oštro preraspodijeliti vjerovatnoće različitih grana α-raspada može biti potreba za značajnim preuređenjem unutrašnje strukture jezgra tokom emisije α-čestice. Ako je početno jezgro sferično, a osnovno stanje konačnog jezgra je jako deformirano, tada da bi evoluiralo u osnovno stanje konačnog jezgra, početno jezgro, u procesu emitiranja α-čestice, mora se preurediti , znatno mijenjajući svoj oblik. Takva promjena oblika jezgra obično uključuje veliki broj nukleona i sistem od nekoliko nukleona kao što je α ‑ čestica koja napušta jezgro možda neće moći da to obezbedi. To znači da će vjerovatnoća formiranja konačnog jezgra u osnovnom stanju biti zanemarljiva. Ako među pobuđenim stanjima konačnog jezgra postoji stanje blisko sferičnom, tada početno jezgro može preći u njega bez značajnog preuređivanja kao rezultat α ‑ propadanje Vjerovatnoća naseljavanja takvog nivoa može se pokazati velikom, značajno premašujući vjerovatnoću naseljavanja nižih stanja, uključujući osnovno stanje.
Iz dijagrama α-raspada izotopa 253 Es, 225 Ac, 225 Th, 226 Ra mogu se vidjeti jake ovisnosti vjerovatnoće α-raspada u pobuđena stanja od energije α-čestice i od orbitalnog momenta l ponesena α-česticom.
α-raspad može nastati i iz pobuđenih stanja atomskih jezgara. Kao primjer, tabele 2.3 i 2.4 prikazuju modove raspada osnovnih i izomernih stanja izotopa 151 Ho i 149 Tb.

Tabela 2.3

α-raspadi osnovnih i izomernih stanja 151 Ho

Tabela 2.4

α-raspadi osnovnih i izomernih stanja od 149 Tb

Na sl. 2.6 prikazuje energetske dijagrame raspada osnovnog i izomernog stanja izotopa 149 Tb i 151 Ho.

Rice. 2.6 Dijagrami raspada energije za osnovna i izomerna stanja izotopa 149 Tb i 151 Ho.

α-raspad iz izomernog stanja izotopa 151 Ho (J P = (1/2) + , E izomer = 40 keV) je vjerovatniji (80%) nego e-hvatanje u ovo izomerno stanje. Istovremeno, osnovno stanje 151 Ho propada uglavnom kao rezultat e-capture (78%).
U izotopu 149 Tb, raspad izomernog stanja (J P = (11/2) - , E izomer = 35,8 keV) se javlja pretežno kao rezultat e-hvatanja. Uočene karakteristike raspada osnovnog i izomernog stanja objašnjavaju se energijom α-raspada i e-hvatanja i orbitalnim momentom koji nosi α-čestica ili neutrino.

emisija alfa čestica atomskih jezgara u procesu spontanog (spontanog) radioaktivnog raspada (vidi Radioaktivnost). Na A. - rijeci. jezgro helija se emituje iz radioaktivnog ("roditeljskog") jezgra sa atomskim brojem Z i masenim brojem (vidi Maseni broj) A

Poznato je oko 200 α-radioaktivnih jezgara (1968); većina njih je teža od olova (Z > 82). Postoji određena količina α-radioaktivnih izotopa u rasponu vrijednosti Z. Atomsko jezgro). Dakle, u području rijetkih zemalja postoji nekoliko α-radioaktivnih jezgri (na primjer, Lifetime) , karakteristika jezgara sa niskom energijom A.-r. (vidi dolje).

Na A. - rijeci. određenog radioaktivnog izotopa, emitovane α-čestice imaju, grubo rečeno, istu energiju. Energija oslobođena tokom A.-r. dijeli se između α-čestice i jezgra u omjeru obrnuto proporcionalnom njihovoj masi. Za različite izotope, energija α-čestica je različita. Ono je veće, što je kraće vreme poluraspada T 1/2 datog izotopa (ili njegovog životnog veka). Za sve poznate α-radioaktivne izotope, energija α-čestica kreće se od 2 mev do 9 Mev.Životni vijek α-radioaktivnih jezgara fluktuira u velikom rasponu vrijednosti, otprilike od 3 10 -7 sec za 212 Po do 5 10 15 godina za 142 Ce. Životni vijek i energije α-čestica dati su u tabeli u čl. izotopi ; svi α-radioaktivni izotopi su takođe naznačeni tamo.

α-čestice gube energiju prolazeći kroz materiju uglavnom tokom interakcije sa elektronskim omotačima atoma i molekula, pri čemu dolazi do jonizacije i jednog i drugog, ekscitacije i, konačno, disocijacije molekula. Za potpuni gubitak energije α-čestice potreban je veoma veliki broj sudara (10 4 -10 5). Stoga, u prosjeku, sve α-čestice date energije prolaze približno iste putanje sa malim širenjem (3-4%). Budući da sudar teške α-čestice sa lakim elektronom ne može primjetno promijeniti smjer njenog kretanja, ovaj put - raspon α-čestice - je jednostavan.

Dakle, α-čestice date energije imaju dobro definiran hod za zaustavljanje; na primjer, u zraku pri normalnom atmosferskom tlaku i sobnoj temperaturi, α-čestice imaju raspon od približno 2,5 do 8,5 cm. Dužina tragova α-čestica u komori oblaka može se koristiti za kvalitativno određivanje izotopskog sastava radioaktivnog uzorka. Na pirinač. jedan prikazana je fotografija tragova α-čestica emitovanih na rijeci And.-.

Kada je izbačena iz jezgra, α-čestica doživljava djelovanje dvije različite sile. Nuklearne sile vrlo velike i bliskog dometa imaju tendenciju da zadrže česticu unutar jezgre, dok Kulonova (električna) interakcija rezultirajuće α-čestice s ostatkom jezgre uzrokuje pojavu odbojne sile.

Na pirinač. 2 prikazana je ovisnost potencijalne energije interakcije α-čestice sa konačnim jezgrom (jezgrom koje preostaje nakon bijega α-čestice) o udaljenosti do centra jezgra. Od pirinač. Može se vidjeti da α-čestica mora savladati potencijalnu barijeru kada se emituje.

Ukupna (tj. potencijalna plus kinetička) energija α-čestice u različitim jezgrama može imati i negativne vrijednosti, i - s povećanjem nuklearnog naboja - i pozitivne. U ovom posljednjem slučaju A. - rijeka. će biti energetski riješeni. Puna linija pirinač. 2 prikazana je ukupna energija α-čestice u jezgru (ili, drugim rečima, nivo energije α-čestice u jezgru). Pozitivan višak ukupne energije, označen slovom E, je razlika između mase radioaktivnog jezgra i zbira masa α-čestice i konačnog jezgra.

Da nije bilo potencijalne barijere čija je visina V, na primjer, za 238 92 U jednako 15 mev, zatim α-čestica sa pozitivnom kinetičkom energijom E (za 238 92 U kinetička energija bi bila alfa raspad4,2 mev) mogao slobodno napustiti jezgro. U praksi bi to dovelo do toga da jezgra sa pozitivnim vrijednostima E ne bi uopšte postojao u prirodi. Međutim, poznato je da u prirodi postoje jezgre sa Z ≥ 50 za koje je E pozitivno.

S druge strane, sa stanovišta klasične mehanike, α-čestica sa energijom E

Kvantna mehanika, uzimajući u obzir talasnu prirodu α-čestica, pokazuje da postoji konačna verovatnoća „propuštanja“ α-čestice kroz potencijalnu barijeru (tunelski efekat). Barijera postaje, takoreći, djelomično providna za α-česticu. Prozirnost barijere zavisi od njene visine V i širine B na sledeći način:

transparentnost

Ovdje b - količina u zavisnosti od poluprečnika r jezgra, m - masa α-čestice, E - njena energija (vidi pirinač. 2 ). Transparentnost (propusnost) barijere je veća, što je manja njena širina i što je bliži vrhu potencijalne barijere energetski nivo α-čestice (veća je energija α-čestice u jezgru).

Vjerovatnoća A.-r. je proporcionalna propusnosti potencijalne barijere. Budući da se s povećanjem energije α-čestice širina barijere smanjuje ( pirinač. 2 ), eksperimentalno dobijena oštra zavisnost vjerovatnoće A.-r. od E - kinetička energija α-čestica. Na primjer, s povećanjem energije emitiranih α-čestica sa 5 na 6 mev vjerovatnoća A.-r. povećava za 10 7 puta.

Vjerovatnoća A.-r. takođe zavisi od verovatnoće formiranja α-čestice u jezgru. Prije nego što alfa čestica napusti jezgro, mora se tamo formirati. α-čestice ne postoje trajno u jezgru. Četiri elementarne čestice od kojih se sastoji učestvuju u složenom kretanju nukleona u jezgru i ne postoji način da se razlikuju od ostalih čestica ovog jezgra. Međutim, postoji primetna (Alfa raspad10 -6) verovatnoća formiranja α-čestice u jezgru za neko kratko vreme kao rezultat slučajnog pristupa od 4 nukleona. Tek kada α-čestica napusti jezgro i dovoljno je udaljena od njega, α-čestica i jezgro se mogu smatrati dvema odvojenim česticama.

Vjerovatnoća A.-r. jako zavisi od veličine jezgra [vidi. formula (*)], koja dozvoljava upotrebu A.-r. za određivanje veličine teških jezgara.

Kao što je već pomenuto, energija α-čestica emitovanih iz jezgra kao rezultat A.-r. mora biti tačno jednaka energetskom ekvivalentu razlike u masama jezgara pre i posle A.-r. , tj. vrijednost E. Ova izjava je tačna samo za slučaj kada je konačno jezgro

Zaista, eksperimentalno je pokazano da se α-zračenje mnogih radioaktivnih elemenata sastoji od nekoliko grupa α-čestica čije su energije bliske jedna drugoj ("fina struktura" α-spektra). Kao primjer na pirinač. 3 prikazan je spektar α-čestica raspada 212 83 Bi (bizmut-212).

Na pirinač. četiri prikazana je energetska šema α-raspada 212 83 Bi u osnovno i pobuđena stanja konačnog jezgra

Energetska razlika između glavne grupe i linija fine strukture je 0,04, 0,33, 0,47 i 0,49 Mev. Linije fine strukture alfa spektra mogu se eksperimentalno razlikovati samo uz pomoć magnetnih alfa spektrometara.

Poznavanje fine strukture spektra α-čestica omogućava izračunavanje energije pobuđenih stanja konačnog jezgra.

Neki radioaktivni izotopi emituju mali broj α-čestica čija je energija mnogo veća od energije glavne grupe α-čestica. Tako, na primjer, u spektru α-čestica iz raspada, MeV je veći od energije glavne grupe. Intenzitet ove dvije grupe tzv. α-čestica dugog dometa je samo Alfa raspad 10 -5 od ukupnog intenziteta α-zračenja. Na njoj je vidljiv trag jedne od ovih čestica pirinač. 5 . Postojanje čestica dugog dometa je zbog činjenice da A.-r. može doživjeti jezgra koja su u pobuđenom stanju (sa većom energijom).

Mnogi osnovni koncepti atomske i nuklearne fizike duguju svoje porijeklo proučavanju α-radioaktivnosti. Teorija A.-r., koju su 1928. predložili G. Gamow i nezavisno G. Gurney i E. Condon, bila je prva primjena kvantna mehanika na nuklearne procese. Proučavanje rasejanja α-čestica dovelo je do koncepta atomskog jezgra kao centra mase i pozitivnog naboja atoma. Do otkrića je dovelo zračenje lakih elemenata alfa česticama nuklearne reakcije i umjetna radioaktivnost.

Lit.: Glesston S., Atom. Atomsko jezgro. Atomska energija, trans. sa engleskog, M., 1961; Goldanski V.I., Leikin E.M., Transformacije atomskih jezgara, Moskva, 1958.

V.S. Evseev.

Rice. 2. Potencijalna energija interakcije α-čestice sa konačnim jezgrom. V- visina potencijalne barijere, AT- njegovu širinu, E je energija α-čestice, r- udaljenost od centra jezgra.

α-čestice odgovaraju prelasku u osnovno stanje, α 1 , α 2 , α 3 i α 4 - alfa čestice koje se emituju tokom prelaska konačnog jezgra u jedno od pobuđenih stanja.

Rice. Slika 1. Fotografije tragova α-čestica u komori oblaka, α-čestice emituje izvor AcC + AcC Na slici 2 su vidljivi tragovi α-čestica koje emituje AcC. Ove čestice imaju veći domet (6.6 cm) nego α-čestice AcC (5.4 cm).

Velika sovjetska enciklopedija. - M.: Sovjetska enciklopedija. 1969-1978 .

Pogledajte šta je "Alfa raspad" u drugim rječnicima:

ALI; m. Radioaktivna transformacija atomskog jezgra, u kojoj se emituje alfa čestica. * * * alfa raspad (α raspad), vrsta radioaktivnog raspada atomskih jezgara, kada se emituje alfa čestica, naboj jezgra se smanjuje za 2 jedinice, maseni broj ... ... enciklopedijski rječnik

Moderna enciklopedija

Alfa raspad- (raspad), vrsta radioaktivnosti; emisija alfa čestice iz atomskog jezgra. Tokom alfa raspada, maseni broj (broj nukleona) se smanjuje za 4 jedinice, a nuklearni naboj (broj protona) se smanjuje za 2. U tom slučaju se oslobađa energija koja se dijeli ... ... Ilustrovani enciklopedijski rječnik

Alfa raspad- (α raspad) emisija alfa čestica (α čestica) tokom spontanog radioaktivnog raspada atomskih jezgara. Naboj jezgra se smanjuje za 2 jedinice, a maseni broj za 4. Tipično je za teška jezgra sa masenim brojem A većim od 200 i brojem naboja Z ... ... Ruska enciklopedija zaštite rada

Propadanje at. jezgra, praćeno emisijom čestica. U A. r. nuklearni naboj Z (u jedinicama elementarnog naboja) se smanjuje za 2 jedinice, a maseni broj A za 4 jedinice, na primjer: 22688Ra® 22286Rn + 42He Physical Encyclopedia

ALPHA DECAY- vrsta spontanog radioaktivnog raspada atomskih jezgara, u kojem se emituje (vidi), naboj jezgra se smanjuje za 2 jedinice, maseni broj za 4. Mehanizam A. p. povezane sa (vidi) alfa česticama, koje imaju diskretni spektar energija. A. r. uputiti ... Velika politehnička enciklopedija

Radioaktivna transformacija atomskog jezgra, u kojoj se emituje alfa čestica. Novi rječnik stranih riječi. od EdwART, 2009… Rečnik stranih reči ruskog jezika

Danas ćemo govoriti o tome šta je alfa raspad i kako se to može objasniti sa stanovišta klasičnih i alternativnih teorija. Postojanje materijalnog svijeta moguće je samo zbog činjenice da su strukture koje čine bilo koju tvar dovoljno stabilne. Sile koje spajaju čestice u atomima su osnova koja osigurava postojanje cijelog svemira. Moderni modeli atomskog uređaja omogućavaju ne samo formuliranje zakona, već i objašnjenje mnogih uočenih fenomena mikrosvijeta. U okviru planetarnog modela, u centru svakog atoma nalazi se jezgro, koje uključuje protone i neutrone u jednakim omjerima. Odnos protona, neutrona i elektrona predstavljen je kao 1:1:1. To samo na prvi pogled izgleda nevjerovatno, ali u stvari, ova ovisnost je posljedica jednog od ključnih zakona univerzuma: električni je -1, proton +1, a neutroni, kao kombinacija dva manja suprotno nabijena elementa, su općenito električno neutralan (usput, otuda i naslov).

Zbog Coulombovih sila, protoni u jezgri se međusobno odbijaju, ali sila ravnoteže drži čestice zajedno. Šta je alfa raspad? Mehanizam njegovog nastanka je vrlo jednostavan: ako se protoni udaljavaju jedan od drugog, tada sila elektrorepulzije postaje veća od jake interakcije, što dovodi do stvaranja lakšeg jezgra i čestice. Razlozi za početnu udaljenost su različiti - to mogu biti i vanjski utjecaji i (entropijski faktor).

Kolaps svjetonazora

Do 1896. vjerovalo se da su atomi nedjeljivi, a struktura svakog od njih je karakteristična za određenu supstancu. Ali A. Becquerel (ponekad nazivan Rutherford), koji je proučavao soli urana, otkrio je fenomen radioaktivnosti, što je bacilo sumnju na mnoge postulate atomske teorije tog vremena. Alfa raspad je emisija pozitivno nabijenih čestica - jezgara helijuma-4. Uočeno je da je ovaj proces karakterističan prvenstveno za jezgra teških elemenata. Jedna od karakteristika alfa čestice je njen dvostruki pozitivni naboj. To je zbog činjenice da u strukturi nedostaju dva elektrona. Ukupan naboj u ovom slučaju je jednak +2. Alfa raspad je proučavao Rutherford. Utvrdio je da je takva struktura čestica (2 neutrona + 2 protona) izuzetno stabilna i da bi, teoretski, većina drugih jezgara trebalo da se raspadne na slične čestice i jezgra lakših elemenata. Međutim, to se ne dešava. Rutherford je sugerirao da je svaka nuklearna promjena moguća samo kada atom helija (alfa čestica) ili visokoenergetski elektron (beta čestica) uđe u nju. Naknadno se to i potvrdilo, ali su bile potrebne decenije istraživanja i uvođenje novog koncepta iz oblasti kvantne mehanike – tunelske tranzicije.

Prevazilaženje barijere

Kao što je gore spomenuto, stabilna struktura je alfa čestica. Njegov naboj je od 2 do 10 MeV. Da bi mogao prodrijeti u bazu atoma, potrebno je savladati sile električnog odbijanja (na kraju krajeva, protoni su prisutni u jezgri i čestici). Ovo je ista barijera, nakon prolaska kroz koju počinju prevladavati sile intranuklearne privlačnosti. Zakoni mikrokozmosa se razlikuju od onih koji su nam poznati, stoga u nekim slučajevima, da bi se prošli kroz zid, uopće nije potrebno uništiti ga. Preko tunelskog prelaza moguće je savladati barijeru. Što je manja razlika između energije čestice i cijene prolaska, veća je vjerovatnoća da će se savladati odbijanje. Za većinu jezgara, mogućnost tunelskog prijelaza je toliko mala da se mogu smatrati stabilnim formacijama. Drugi, pod određenim uslovima, dozvoljavaju prodor alfa čestica izvana (i izlivanje iznutra).

ALFA RASPAD (α-raspad), emisija atomskog jezgra alfa čestice (4 He jezgra). Alfa raspad iz osnovnog (nepobuđenog) stanja jezgra naziva se i alfa radioaktivnost.

Termin "α-zrake" uveden je ubrzo nakon što je A. A. Becquerel 1896. otkrio radioaktivnost kako bi označio najmanje prodornu vrstu zračenja koju emituju radioaktivne supstance. Godine 1909. E. Rutherford i T. Royds su dokazali da su α-čestice dvostruko jonizovani atomi helijuma.

Tokom alfa raspada, maseni broj A matičnog jezgra smanjuje se za 4 jedinice, a naboj (broj protona) Z - za 2:

A Z → A-4 (Z-2) + 4 2 He + Q. (1)

Energija Q koja se oslobađa tokom alfa raspada određena je razlikom između masa matičnog jezgra i oba proizvoda raspada. Alfa raspad je energetski moguć ako je Q pozitivan. Ovaj uslov je zadovoljen za skoro sva jezgra sa A > 150. Uočeni životni vek alfa radioaktivnih jezgara kreće se od 10 17 godina (204 Pb) do 3·10 -7 sec (212 Rho). Međutim, u mnogim slučajevima, životni vijek jezgara (poluživota) za koje je Q > 0 ispada da je predug i alfa radioaktivnost se ne može uočiti. Kinetička energijaα čestice variraju od 1,83 MeV (144 Nd) do 11,65 MeV (212 Rho izomer).

Poznato je više od 300 α-radioaktivnih nuklida, dobijenih uglavnom veštački. Velika većina njih pripada elementima koji se nalaze u periodnom sistemu iza olova (Z> 82). U području lantanida postoji grupa α-radioaktivnih nuklida (A = 140-160), kao i mala grupa između lantanida i olova. Nekoliko kratkotrajnih alfa emitujućih nuklida sa A = 106-116 sintetizirano je u nuklearnim reakcijama s teškim ionima.

Alfa spektroskopija. Alfa čestice koje se emituju iz matičnih jezgara tokom njihovog raspada obično formiraju nekoliko grupa sa različitim energijama. Distribucija energije ovih grupa naziva se energetskim spektrom, a polje eksperimentalne fizike koje se bavi proučavanjem spektra alfa čestica naziva se alfa spektroskopija. Svaka od linija spektra odgovara određenom stanju (energetskom nivou) kćerke jezgre. Zadatak alfa spektroskopije je da izmeri energiju i intenzitet svake od grupa α-čestica, kao i životni vek raspadajućih jezgara. Ovi podaci omogućavaju da se odrede karakteristike pojedinačnih nivoa jezgra kćeri - njihova energija pobude, spin, paritet, kao i verovatnoća njihovog formiranja. Dobivena spektroskopska informacija pokazuje se kao važan, a ponekad i jedini izvor informacija o strukturi i kćerke i matične jezgre. Nedavno je alfa spektroskopija postala jedna od najvažnijih istraživačkih metoda koje se koriste u sintezi superteških elemenata.

Mjerenje energije i intenziteta α-čestica koje emituju raspadajuća jezgra vrši se alfa spektrometrima. Najčešće se koriste silikonski poluvodički detektori različitih tipova, koji omogućavaju dobivanje energetske rezolucije do 12 keV (za α-čestice s energijom od 6 MeV) pri omjeru otvora od oko 0,1%. Veća rezolucija se može postići korištenjem magnetnih spektrometara, koji, međutim, imaju mnogo manji omjer otvora i odlikuju se složenim i glomaznim dizajnom.

Poluživot. Jedna od karakteristika α-radioaktivnosti je da se, uz relativno malu razliku u energiji α-čestica, životni vijek matičnih jezgara razlikuje za mnogo redova veličine. Mnogo prije stvaranja teorije α-radioaktivnosti uspostavljena je empirijska veza (Geiger-Nettallov zakon), koja povezuje vrijeme poluraspada T 1/2 sa energijom raspada Q:

Ovaj odnos je najbolje zadovoljen za prelaze između osnovnih stanja jezgara sa parnim brojem neutrona i protona.

Teorija alfa raspada. Najjednostavniju teoriju alfa raspada predložio je G. Gamow 1927. godine; to je bila prva primjena novostvorene kvantne mehanike na opis nuklearnih fenomena. Ova teorija je razmatrala kretanje α-čestice u potencijalnoj bušotini sa Kulonovom barijerom (Sl.).

Jer visina Kulonove barijere za teška jezgra je 25-30 MeV, a energija alfa čestica je samo 5-10 MeV, tada je njihov odlazak iz jezgra zabranjen zakonima klasične mehanike i može se dogoditi samo zbog kvantnog mehanički efekat tunela. Koristeći pojednostavljeni oblik barijere i uz pretpostavku da je α-čestica unutar jezgra, može se dobiti izraz za vjerovatnoću alfa raspada koji eksponencijalno zavisi od energije α-čestice, tj. izraz poput (2) . Gamowova teorija je utvrdila da je glavni faktor koji određuje vjerovatnoću alfa raspada i njegovu zavisnost od energije alfa čestice i naboja jezgra Kulonova barijera.

Savremeni pristup opisu alfa raspada zasnovan je na metodama koje se koriste u teoriji nuklearnih reakcija. Vjerovatnoća alfa raspada λ (recipročna vrijednost poluraspada T 1/2 do faktora ln 2 = 0,693) može se predstaviti kao proizvod tri faktora:

Faktor S, nazvan spektroskopski faktor, određuje vjerovatnoću da se α-čestica može formirati u datom matičnom jezgru od dva protona i dva neutrona. Ova vjerovatnoća ovisi o unutrašnjoj strukturi početnih i konačnih jezgara. Faktor P je vjerovatnoća prolaska Kulonove barijere (njena permeabilnost) za α-česticu date energije. Treći faktor v je broj pokušaja po jedinici vremena da se probije barijera. Ako bi u jezgru postojala stvarna α-čestica, tada bi vrijednost v bila bliska učestalosti sudara α-čestice sa barijerom, odnosno jedinici podijeljenoj s vremenom leta prečnika jezgra sa alfa čestica. istinska vrijednost v se ne razlikuje mnogo od takve procjene.

Dakle, alfa raspad je dvofazni proces: prvo, α-čestica mora nastati i pojaviti se na površini raspadajuće jezgre, a zatim proći kroz potencijalnu barijeru. Teorija o kojoj je gore raspravljano dobro reproducira eksperimentalne podatke i omogućava da se iz njih izvuku važne informacije o strukturi jezgra. Posebno je pokazano da, iako α-čestice ne postoje stalno unutar teških jezgara, u površinski sloj jezgri, nukleoni provode značajan dio svog vremena u grupama alfa čestica koje se nazivaju alfa klasteri.

Alfa raspad pobuđenih jezgara. Odvojeni slučajevi raspada iz nižih pobuđenih stanja teških jezgara, koji dovode do emisije takozvanih α-čestica dugog dometa, odavno su poznati i pripisuju se fenomenu alfa radioaktivnosti. Alfa čestice dugog dometa dobijaju dodatnu energiju zbog razine energije pobude, koja se dodaje energiji raspada Q. U pravilu se alfa raspad pobuđenih jezgara proučava nuklearnim reakcijama, a teorija koja je gore razmatrana je u potpunosti primjenjiva na ove procese. takođe. Uočeni životni vijek pobuđenih stanja jezgara je u rasponu od 10 -11 s do 10 -22 s. Neka raspadajuća stanja lakih jezgara imaju spektroskopske faktore bliske jedinici, što nam omogućava da govorimo o strukturi alfa-čestica takvih jezgara (vidi Model klastera jezgara). Proučavanje alfa raspada visoko pobuđenih stanja jezgri jedna je od važnih metoda za proučavanje strukture jezgre pri visokim energijama pobude.

Lit.: Alfa, beta i gama spektroskopija. M., 1969. Br. 2; Solovjov VG Teorija atomskog jezgra: Nuklearni modeli. M., 1981.