3 Atom- og kjernefysikk

Atomfysikk handler om oppbygging av atomer og prosesser som skjer i hele atomet, både i atomkjernen og elektronskyen rundt kjernen. Utsendelse (emisjon) og opptak (absorpsjon) av lys skyldes endringer i elektronenes energi, altså prosesser som skjer rundt kjernen.

Kjernefysikken studerer oppbyggingen av atomkjernen og endringer i kjernen. Dette skjer f.eks. ved utsendelse av radioaktiv stråling og ved fisjon og fusjon. Det er en vesentlig forskjell mellom kjernereaksjoner og reaksjoner som kun involverer elektronene. I kjernereaksjoner kan det dannes atomer av andre grunnstoffer. Kjernefysikken er en ung gren i fysikken som har hatt en rivende utvikling i det siste århundre. Men fortsatt er det mange ubesvarte spørsmål. Vi skal ikke gå i dybden og ikke ta hensyn til de nyeste oppdagelsene, men nøye oss med en enkel atommodell. Vi skal streife kvantemekanikken og Einsteins formel om masse-energi-ekvivalens. Stråling vil være et gjennomgangstema. Vi skal se på forskjellige typer ioniserende stråling og legger spesielt vekt på ioniserende stråling i verdensrommet.

Når du har gjennomgått dette kapitlet skal du ha nådd følgende mål. Du skal

Den vanlige oppfatningen blant de gamle grekerne var at materien er bygd opp av fire grunnelementer, nemlig: jord, vann, luft og ild. Gjennom historien har vi sett mange forskjellige forestillinger om materiens oppbygning. Allerede i det antikke Hellas var det Leukipp fra Milet og hans elev Demokrit fra Abdera (460 - 370 f.Kr.) som mente at det fantes minste byggesteiner for materien som ikke kunne deles videre. Det er fra den tiden ordet atom har sin opprinnelse. Det greske "atomos" betyr udelelig. Fram til ca. 1890–årene trodde man at alle grunnstoffene var bygd opp av udelelige minstepartikler – atomer – som var naturens minste byggesteiner. Vi vet at det vi i dag betegner som atomer består av mindre elementærpartikler. Men betegnelsen atomer bruker vi fortsatt på de minste enhetene som har grunnstoffets kjemiske egenskaper. Så trodde man en stund at protoner, nøytroner og elektroner, som bygger atomer av alle grunnstoffene, er de minste enhetene. Elektroner er også etter nyere forskning udelelig. De tilhører en gruppe minstepartikler som kalles leptoner. Protoner og nøytroner består av såkalte kvarker. Jakten på materiens minste partikler fortsetter. I store akseleratorer gjør man kollisjonseksperimenter mellom små partikler. Slik forskning foregår f.eks. ved CERN i Genève og DESY i Hamburg.

Et atom er den minste enheten som har grunnstoffenes egenskaper. Det som bestemmer hvilket grunnstoff atomet tilhører er antall protoner i kjernen. Protoner er positivt ladde partikler. Deres masse er 1 atommasseenhet (1 u). Et nøytralt atom har like mange elektroner som protoner. Elektronene har negativ ladning. De beveger seg i en såkalt elektronsky rundt kjernen. Det området hvor det er størst sannsynlig for at et elektron oppholder seg betegnes som et elektronskall i Bohrs atommodell, se figur 3.1 og 3.2. For atomer med høyere atomnumre har elektronskyene ikke kuleform.

Figur 3.1 Bohrs atommodell: a) Et elektron beveger seg i en bane med en bestemt avstand fra kjernen. b) Alle mulige baner i samme avstand fra kjernen beskriver en kule som betegnes som et elektronskall.

Figur 3.2 Elektronskymodellen for litium. Litium har 3 elektroner. De to innerste elektronene har størst sannsynlighet for å oppholde seg nær sentrum hvor skyen er tegnet tettest (tilsvarer K-skall i Bohrs modell). Det ytre elektronet vil befinne seg innenfor den ytre elektronskyen (tilsvarer L-skallet). Vi kan ikke forutsi elektronenes nøyaktige posisjon i skallet.

Elektronmassen er så liten i forhold til protonets masse (ca 1/2000) at vi i mange beregninger ikke tar hensyn til den. Også nøytronene finner vi i kjernen. De er elektrisk nøytrale og deres masse er omtrent like stor som massen til et proton, dvs 1u. Atomer av samme grunnstoff kan ha forskjellig antall nøytroner. Disse variantene kalles isotoper til et grunnstoff, figur 3.3. Isotopene har de samme kjemiske egenskaper, men pga. av ulik masse litt forskjellige fysiske egenskaper. Noen kan også være radioaktive. Massen til et atom bestemmes av antall partikler i kjernen - nukleoner. Massetallet eller nukleontallet (A) er summen av antall protoner (Z) og antall nøytroner (N): A = Z + N. Man skriver nukleontallet som en liten indeks oppe foran grunnstoffsymbolet.

Protontallet skrives som liten indeks nede foran symbolet eller utelates: . Massetallet til et grunnstoff, som angis i periodesystemet, er en gjennomsnittsverdi for atommassen til de naturlig forekommende isotoper. Denne verdien behøver ikke være et helt tall.

Figur 3.3 De tre isotopene av hydrogen. Vanlig hydrogen (), som utgjør 99,985 % av hydrogen i naturen, har kun ett proton i kjernen. Hydrogenisotopen som kalles deuterium () har ett proton og ett nøytron. Tritium () er den tyngste av hydrogenisotopene. Den har ett proton og to nøytroner i kjernen. Tritium er radioaktiv.

Eksempel: Atommasse

Et atom med et bestemt antall protoner og nøytroner kalles en nuklide. er en nuklide, er en annen nuklide. De er isotoper av hydrogen.

Tabell 3.1 Ladning og hvilemasse for protoner, nøytroner og elektroner.

Joseph John Thomson (1856 - 1940) oppdaget elektronet i 1897. Han visste at elektroner har negativ ladning og han visste at atomet som helhet var elektrisk nøytralt. Protonet var ennå ikke oppdaget. Hans modell gikk ut på at elektronene var jevnt fordelt i en homogen grunnmasse med positiv ladning. Elektronene var som rosiner i en bolle. Populært kalles derfor modellen hans rosinbollemodellen, figur 3.4.

Figur 3.4 Thomsons atommodell (rosinbollemodellen). De negative elektronene er som rosiner i en homogen grunnmasse med positiv ladning.

Med utgangspunkt i Thomsons atommodell gjennomførte Ernest Rutherford (1871 - 1937) forsøk for å få mer klarhet over atomenes indre struktur, se figur 3.4. Han bestrålte tynne folier av gull og aluminium med energirike alfapartikler fra en radioaktiv kilde, (avsnitt 3.5.1). En detektor plassert i en ring rundt folien viste hvor strålingen traff. Han ble veldig overrasket over forsøksresultatet. Det meste av strålingen gikk upåvirket gjennom folien. Noen få partikler ble avbøyd og et veldig lite antall spratt tilbake. "Det var like utrolig som å skyte med en granat mot silkepapir og granaten kommer tilbake og treffer deg," uttalte han. Avbøyningen måtte skyldes støt mot massive deler av atomet eller frastøting fra dem. Det var klart at Thomsons modell ikke kunne forklare observasjonene.

Figur 3.5 Rutherfords forsøk: Alfapartikler sendes mot en gullfolie. En skjerm av sinksulfid viser ved et lysglimt hvor strålingen treffer. De fleste partiklene går rett gjennom folien. Noen avbøyes svakt. Noen få partikler, nemlig de som treffer den lille positive kjernen som inneholder nesten all masse, reflekteres tilbake.

Rutherford trakk følgende konklusjoner, som var grunnlaget for hans atommodell (1911):

Det var et problem med Rutherfords atommodell. Elektroner som beveger seg rundt atomkjernen, endrer retning hele tiden. Det betyr, ifølge Newtons 2. lov, at de er akselererte. Fra elektrisitetslæren er det kjent at akselererte elektroner sender ut elektronmagnetiske bølger. Man skulle dermed forvente at elektronene i sin bane rundt atomkjernen sendte ut stråling. Men det igjen ville bety at elektronene mistet energi og fart og ville til slutt forsvinne i atomkjernen. Derfor ville et atom etter Rutherfords modell ikke være stabil.

Niels Bohr videreutviklet Rutherfords atommodell, se neste avsnitt.

Man hadde observert at lysende gasser sender ut stråling med helt bestemte bølgelengder, som er karakteristiske for grunnstoffet. Rutherford-modellen kunne ikke forklare denne karakteristiske strålingen. Det var forklaringen på dette fenomenet den danske fysikeren Niels Bohr (1885 – 1962) er blitt kjent for. Han satte fram to postulater i 1913. (Et postulat er en teori som ikke kan bevises, men som likevel antas å være riktig.). Disse kunne forklare både at stoffene sender ut karakteristisk lys og at atomene og molekylene ikke bryter sammen, når de sender ut lys:

1. Hvert atom har en rekke stabile tilstander. I hver slik tilstand har det en fast energi og elektronene kan da bare bevege seg i helt spesielle baner. Det laveste energinivået i et atom kalles grunntilstanden. Andre stabile tilstander kalles eksiterte tilstander.
2. Emisjoner fra atomene oppstår når elektronene hopper fra en bane til en annen bane nærmere kjernen som har et lavere energinivå.. Hele energiforskjellen i dette hoppet - kvantespranget - sendes ut som et enkelt foton / lyskvant.

Vi skal bruke hydrogen - som består av atomer med kun ett elektron - til å forklare hvordan linjespektre oppstår, se figur 3.6.

Når et atom har den lavest mulige energien er det i grunntilstanden. For hydrogen betyr det at elektronet kretser i bane n = 1. Nummer på banen betegnes også som energikvantetallet. Hvis elektronet tilføres energi kan det hoppe til baner lengre ute. Vi sier da at atomet er eksitert. Når det så hopper tilbake til en bane nærmere kjernen vil energiforskjellen sendes ut som lys. Og fordi hver elektronbane har et bestemt energinivå vil energiforskjellen også ha helt bestemte verdier. Disse småporsjonene av energi som sendes ut i form av elektromagnetisk stråling kalles energikvanter eller fotoner. En bestemt energiforskjell tilsvarer en bestemt bølgelengde og frekvens for lyset. Sammenhengen er følgende:

(3.1)

der D E: energiforskjell, h = 6,63 ^. 10^-34 Js (Plancks konstant), c: lysfart, l : bølgelengde.

Vi ser at øker energien, så øker frekvensen og bølgelengden avtar.

Figur 3.6 Energinivåene i et hydrogenatom. Når elektronet hopper til et lavere energinivå sendes det ut et foton. Jo større energiforskjellen mellom nivåene er desto kortere bølgelengde har lyset. Kun Balmer-serien, dvs. hopp til bane n = 2 gir synlig lys.

Nullnivået for energi defineres som uendelig langt borte: J. Vi har gjort tilsvarende tidligere, da vi definerte nullnivået for potensiell energi i et gravitasjonsfelt som uendelig langt borte (kap. 2). Det er en viss likhet mellom f.eks. satellitter som går i bane rundt jorden og elektroner som kretser rundt atomkjernen. Bohr fant en formel til å beregne energinivåene i hydrogen. Denne formelen, som er en variant av en empirisk formel som sveitseren Balmer hadde funnet tidligere, er:

(3.2)

der E_n: n-te energinivå, n: energikvantetall (dvs. nummer på elektronbane), B = 2,18 ^. 10^-18 J = 13,61 eV (Bohrs konstant).

Eksempel: Sammenhengen mellom bølgelengde og energi.

Av figur 3.6 ser vi at avstanden mellom energinivåene blir mindre jo høyere energikvantetallet er. Alle hopp til bane n = 1 gir UV-lys. Denne serien betegnes som Lyman-serien. Elektronhopp fra høyere baner til bane n = 2 forårsaker linjene i den synlige delen av spekteret. Disse betegnes som Balmer-serien. Det er disse emisjonene som gir hydrogenlinjene Ha og Hb i nordlyset. Ha gir rødt lys med bølgelengde 656,3 nm, som oppstår når elektronet hopper fra bane 3 til 2, mens Hb -stråling genererer blågrønt lys med 486,1 nm ved et elektronsprang fra bane 4 til 2. Disse vil bli detaljert diskutert i kapittel 8. Elektronene som hopper tilbake til bane n = 3 sender ut fotoner med bølgelengder i det infrarøde området i spekteret. Disse utgjør Paschen-serien.

Et spektrum som oppstår når lys sendes ut kalles et emisjonsspektrum. F.eks. nordlys dannes ved emisjon. En spektralanalyse av nordlyset kan gi informasjon om atmosfæren (kapittel 8 Ionosfæren og nordlys).

Lys med alle bølgelengder danner et kontinuerlig spektrum. Når vi analyserer spekteret av slikt lys som er blitt sendt gjennom en gass, ser vi mørke linjer i spekteret. Linjene ligger på de samme bølgelengdene som utgjør emisjonsspekteret til gassen. Forklaringen er at gassen absorberer fotoner med den samme bølgelengden som eksiterte atomer sender ut. Spekteret kalles derfor et absorpsjonsspektrum. I likhet med emisjonsspekteret kan også dette brukes til å identifisere stoffer. Det gir muligheten til å finne ut hvilke stoffer som finnes i atmosfæren til f.eks. solen og fjerne stjerner (se kapittel Astrofysikk).

Man oppdaget mørke linjer i solspekteret. Disse betegnes som Fraunhofer linjer. Noen av dem skyldtes absorpsjon fra et stoff som ikke var kjent på jorden og fikk navnet helium (avledet av "helios", gresk for sol). Først senere fant man dette grunnstoffet også på jorden.

Figur 3.7 Emisjons- og absorpsjonsspekteret til hydrogen i den synlige delen av det elektromagnetiske spekteret.

Hvis energien som et atom mottar er stor nok kan elektronet fjernes helt. Da blir atomet ionisert. Fordi vi valgte nullnivået for energien som uendelig langt borte er ioniseringsenergien enkel å beregne.

Eksempel: Ioniseringsenergi

Emisjons- og absorpsjonsspektre kan gi opplysninger ikke bare om hvilke stoffer som finnes, men også deres mengde, om temperatur, tetthet, magnetfeltstyrken og fart for legemer av ulik størrelse - fra gasspartikler til galakser. Disse fartsbestemmelser gjøres ved hjelp av dopplereffekten. Vi kommer tilbake til disse analysemuligheter i flere andre kapitler: i forbindelse med solen i kapittel 5, i kapittel 6 om atmosfæren, i kapittel 7 om jordens magnetfelt, i kapittel 8 om nordlys, i kapittel 9 om drivhuseffekten og i astrofysikk-kapittelet.

Linjespektre med tydelige atskilte linjer sendes ut av lysende, en-atomære gasser med lav tetthet, som f.eks. helium (He) og atomært oksygen (O). Gasser som består av fler-atomære molekyler har emisjonsspektre med linjer som ligger tettere, ofte i grupper. Slike spektre kalles båndspektre eller molekylspektre. Energinivåene til elektronene i fler-atomære molekyler ligger tettere, fordi atomene påvirker hverandre.

I faste stoffer, væsker, men også gasser med høy tetthet påvirker naboatomene hverandre så mye at energinivåene i eksitert tilstand ligger veldig tett. Slike lysende stoffer sender ut lys av alle bølgelengder. Vi ser et kontinuerlig spektrum med jevn overgang mellom alle farger - som i regnbuen. Det er slikt det kontinuerlige spektrum både fra solen og fra en glødelampe oppstår.

Fordypning: Laserstråling.

Figur 3.8 Figur 3.8. Prinsippet for laserstråling. Et atom i grunntilstanden (E₀) absorberer et foton (E_x - E₀ = h × f) og går over til en eksitert tilstand (E_x). Det eksiterte atomet sender ut et foton og går tilbake til grunntilstanden.

Fordypning: Innledning til kvantefysikken.

I 1887 - dvs. før ideen om kvantisering av lys var lagt fram - observerte Heinrich Hertz at lys som treffer et metall kan slå løs elektroner. Dette fenomenet kalles fotoelektrisk effekt.

Når vi sender grønt lys mot en sinkplate, skjer det ingenting. Vi øker lysstyrken uten å endre bølgelengden. Men uansett hvor mye vi øker intensiteten så blir ingen elektroner løsrevet. Så bytter vi til en lyskilde som sender ut UV-stråling. Nå observerer vi den fotoelektriske effekten. Elektroner fjernes fra metalloverflaten. Dette skjer selv ved lav strålingsintensitet.

Vi oppsummerer: Om lys løsriver elektroner fra en metalloverflate er avhengig av lysets frekvens/energi. Når frekvensen/energien er lavere enn en viss grensefrekvens - som varierer fra metall til metall - vil det ikke skje noe, selv om vi øker lysets intensitet nokså kraftig. Er lysets frekvens/energi større enn grenseverdien vil selv et svakt lys løsrive elektroner. (se figur 3.9)

Dette fenomenet kan ikke forklares med klassisk fysikk. Den fotoelektriske effekten støtter Einsteins konsept om at lys er kvantisert. Etter denne modellen kan hvert foton slå løs kun ett elektron. I støtet avgir fotonet hele sin energi.

Fotonet må utføre et arbeid for å løsrive et elektron. Har fotonet ikke tilstrekkelig energi, dvs. høy nok frekvens eller kort nok bølgelengde, vil det ikke skje noe. Har elektronet mer energi enn løsrivingsarbeidet som kreves for å fjerne et elektron, vil fotonet avgi hele sin energi. Energien som overstiger løsrivningsarbeidet gir elektronet kinetisk energi. For noen metaller ligger grensebølgelengden i den synlige delen av det elektromagnetiske spekteret, men for de fleste i UV-området, dvs at l < 400 nm.

Figur 3.9 Fotoner av blått lys har energi nok til å slå løs elektroner og metallplaten får positiv ladning.

Per definisjon snakker man om fotoelektrisk effekt kun i forbindelse med metaller. Men et liknende fenomen opplever man også med andre stoffer. I atmosfæren f.eks. kan stråling fra solen slå løs elektroner i gassmolekyler, slik at molekylene blir ionisert. For at det skjer må strålingen ha en minimumsenergi som er stoffavhengig. Det er også andre prosesser som kan skje med et atom eller molekyl som treffes av elektromagnetisk stråling. Felles for dem er at fotonet må ha en minimumsenergi for at prosessen skjer. Som vi har sett i tidligere kan atomer og molekyler eksiteres, når de blir truffet av lys med en bølgelengde fra deres karakteristiske emisjonsspektrum. Er energien i den elektromagnetiske strålingen høy nok kan molekyler spaltes (dissosieres). Den andelen av fotonenergien som ikke brukes til ionisering eller spalting gir partiklene økt kinetisk energi. Økt indre kinetisk energi betyr oppvarming (kap 2)

Prosessene som kan skje med atomer eller molekyler i atmosfæren, når de blir truffet av elektromagnetisk stråling fra solen kan skjematiseres på følgende måte: (X : et atom eller molekyl, X* : et eksitert atom eller molekyl, h × f fotonenergien som bestemmes av frekvensen f , e^-: et elektron.)

1. Ionisering:

(3.3)

2. Eksitasjon:

(3.3)

3. Spalting:

(3.4)

4. Økning i bevegelsesenergi:

Þ oppvarming

I kapittel 6 og 8 kommer vi tilbake til disse prosessene i forbindelse med ozonnedbryting i stratosfæren.

Svaret er: Begge deler. I noen sammenhenger oppfører elektromagnetisk stråling seg som partikler. Som vi har sett i det forrige avsnitt er den fotoelektriske effekten et eksempel på det. Her beskriver strålingen som små energipakker som vi kaller fotoner eller lyskvanter.

Interferens er et eksempel på at elektromagnetisk stråling oppfører seg som bølger. Med interferens menes overlagring av koherente bølger. Den resulterende bølgen er summen av bølgene som overlagres. Treffer bølgetoppene fra de to bølgene sammen får vi maksimal forsterkning, noe som for lys betyr økt lysstyrke. Møter bølgetopp på bølgebunn får vi utslokning, dvs. at det blir mørkt. Dette fenomenet kan bare forklares ved lys som bølge, se figuren nedenfor.

Figur 3.10 Interferens. S₁og S₂ er to koherente bølgekilder. Bølgene fra de to kildene overlagres. De røde og blå linjene viser bølgene uten overlagring, fiolett linje viser overlagret bølge. a) Faseforskjellen mellom de to bølgene er helt antall bølgelengder. Dette gir maksimal forsterkning. b) Overlagring av bølger med en faseforskjell på ½ bølgelengde (eller 1½, 2½ …bølgelengder) gir utslokning.

Vi må også bruke bølgemodellen for å forklare at elektromagnetisk stråling med ulike bølgelengder spres forskjellig, når den treffer på molekyler og små partikler. Mye av det innfallende sollyset blir spredt i atmosfæren og sendt ut i alle retninger. Om luften er tørr (dvs. lite vanndamp) og ren (dvs. lite forurensing), vil intensiteten av det spredte lyset være omvendt proporsjonal til lysets bølgelengde (l ) i fjerde potens, l⁴. Denne loven kalles Raleighs spredningslov. Som kjent består sollyset av en rekke forskjellige farger fra fiolett (l = 400 nm) til mørkt rødt (l = 700 nm). Spredningen vil derfor variere som (1/400⁴) til (1/700⁴). Av dette fremgår det at det blå lyset, pga. den korte bølgelengden, spredes mye mer effektivt enn det røde, - ja enn alle andre farger. Det er derfor himmelen - sett fra bakken – er blå, selv om selve himmelrommet er helt svart (bortsett fra de lysende objektene).

Om det er mye vanndamp og forurensninger (ofte kalt aerosoler eller støv, se kapittel 9) i luften, dvs. partikler med mye større dimensjoner enn molekyler, vil spredningen av lyset være proporsjonalt med 1/l . Dette betyr at spredningen varierer relativt lite fra blått til rødt, mindre enn en faktor to. Derfor vil himmelen se grå ut. Alle lysets farger bidrar til en grå himmel.

Refleksjon og lysbrytning kan man forklare med både partikkel- og bølgemodellen.

Ioniserende stråling er energirik stråling som slår løs elektroner i atomer eller molekyler strålingen treffer på. Hvis slik stråling treffer levende celler kan disse skades eller ødelegges. Som en senvirkning kan kreft utvikles og i neste generasjon kan mutasjoner komme fram. Men ioniserende stråling påvirker ikke bare levende organismer. F.eks. atmosfæremolekyler blir ionisert, når de blir truffet av energirike partikler fra solvinden. Ioniserende stråling kan også forårsake skade på elektronisk utstyr i satellitter. Men det finnes også nyttige anvendelser til ioniserende stråling, som f.eks. til kreftbehandling.

Vi kan skille mellom ulike typer ioniserende stråling:

• Radioaktiv stråling
• Kosmisk stråling
• Nøytronstråling
• Røntgenstråling
• Energirik UV-stråling

I fysikken er det vanlig å definere elektromagnetisk stråling med energi > 10 eV, dvs bølgelengde < 124 nm, som ionoserende. Det betyr at den mest energirike UV-strålingen regnes som ionoserende. Den ionoserer f.eks molekyler i atmosfæren. Men fordi denne strålingen i liten grad har ionoserende virkning på celler i kroppen betegnes ofte UV-stråling som ikke-ionoserende i forbindelse med strålevern (f.eks i arbeidsmiljøet).

Det var den franske fysikeren Henri Becquerel (1852-1908) som våren 1896 oppdaget den radioaktive strålingen. Historien er følgende: Becquerel hadde fotografiske plater og uransalter liggende i samme skuff. Han ante ikke at uranet sendte ut stråling. Til sin store forbauselse fant han at de fotografiske platene var blitt eksponert – som om de var utsatt for lys – selv om de lå godt innpakket i svart papir. Becquerel forstod da at uranet hadde sendt ut intens stråling, som gikk gjennom tykt papir. Dermed var den naturlige radioaktive strålingen oppdaget. Marie Curie (1867-1934) og hennes mann Pierre Curie (1859-1906) gjorde pionerarbeid knyttet til radioaktiviteten.

Fysikeren Rutherford viste omkring 1900 at det fantes tre hovedtyper av radioaktiv stråling, nemlig alfa-, beta- og gammastråling. Strålingstypene kan skilles i elektriske og magnetiske felt. De elektrisk ladde partiklene, dvs. alfa- og betastråling, bøyes av i hver sin retning, mens gammastråling ikke blir påvirket. Figur 3.11 viser hvordan alfa-, beta- og gammastråling som sendes ut fra et radiumpreparat beveger seg i et magnetfelt som står vinkelrett på bevegelsesretningen. De tunge, positivt ladde alfapartiklene avbøyes svakt i den ene retningen, mens de lette negativt ladde betapartiklene avbøyes kraftig i motsatt retning. Størrelsen på avbøyningen er også avhengig av farten. Kreftene på ladde partikler i elektriske og magnetiske felt blir nærmere omtalt i kapittel 4 Elekromagnetiske felt og elektromagnetisk stråling.

Det som er felles for radioaktiv stråling er at strålingen kommer fra ustabile atomkjerner. Når en kjerne sender ut alfa- eller betastråling blir en kjerne av et annet grunnstoff dannet. Denne kjernen kan også være radioaktiv. Slik oppstår såkalte radioaktive serier. De fleste radioaktive nuklider med atomnummer større enn 82 vil i slutten av serien danne stabilt bly, figur 3.12.

Figur 3.11 Alfa-, beta- og gammastråling som skilles fra hverandre i et magnetfelt.

Alfastråling (a -stråling) består av heliumkjerner ,. En atomkjerne som sender ut a -stråling mister 2 protoner og 4 nøytroner. Det nye grunnstoffet som dannes har et atomnummer som er 2 lavere enn "startnummeret". Nukleontallet minker med 4. I alle kjernereaksjoner blir nukleontallet og ladningstallet bevart.

(3.5)

Eksempel: Alfastråling

Alfastråling har meget stor energi, men kort rekkevidde – dvs. den vil være fullstendig stoppet i mindre enn 5 cm luft. Den stoppes også av hud. Energien til en a -partikkel er typisk av størrelse millioner elektronvolt (MeV). En a -partikkel som sendes ut fra nukliden , har en startenergi på 4,19 MeV. Partikkelstrålingen stoppes på grunn av kollisjoner. Energien den mister kan ionisere partiklene den kolliderer med. Alfapartikler er forholdsvis store, og i tillegg har de dobbelt positiv ladning. Dette gjør at de er sterkt ioniserende. Den korte rekkevidden betyr at de avgir hele sin energi på en kort strekning, hvor de gjør store skader som cellen ofte ikke ville kunne reparere. Dette er årsaken til at a -stråling ansees for å være den farligste ved inntak.

En naturlig kilde til a -stråling er radon, som er en radioaktiv gass. Radon frigjøres ved radioaktiv nedbryting av uran og thorium som forekommer i mineraler i berggrunnen. I hus, som står på bergarter som frigir radon, kan denne gassen sige inn i kjellerrom. Hud og klær gir oss ikke beskyttelse mot denne alfastrålingen, fordi radon er en gass som vi puster inn. Derfor er radon spesielt farlig for oss. En tilleggsfare er at også nedbrytningsproduktene til radon er radioaktive, se figur 3.11.

Alfapartikler opptrer ikke bare ved radioaktiv nedbryting , men finnes også i solvinden og i kosmisk stråling.

Betastråling (b-stråling) består av energirike elektroner (kalles da b ^-) eller positroner (b ⁺) som sendes ut fra ustabile atomkjerner. Vi har lært tidligere at elektroner finnes i ulike baner rundt atomkjernen, men ikke i selve kjernen. At noen kjerner allikevel sender ut elektroner må bety at disse dannes, når kjernen desintegrerer, dvs. nedbrytes. Man observerer at den nye nukliden har det samme nukleontallet som den ustabile nukliden , men at atomnummeret stiger med 1. Vi kan forklare dette ved at et nøytron går over til et proton som forblir i kjernen og et elektron (β-partikkel) som sendes ut. Det dannes samtidig et antinøytrino,

(3.6)

Tilsvarende avtar atomnummeret med 1 når en nuklide sender ut et positron. Dette kan man forklare ved at et proton går over til et nøyton, og et positron frigjøres.

(3.7)

Vi ser at i begge tilfellene er det samlete nukleontallet og ladningstallet bevart.

Energien i alfapartiklene som sendes ut er karakteristisk for nukliden som sender den ut. Man hadde forventet at det samme ville gjelde for betapartikler. Men man observerte at energiene varierte fra null til en maksimumsverdi. Det var denne maksimumsverdien man hadde regnet med alle betapartikler ville ha. Den sveitsiske fysikeren Wolfgang Pauli forklarte i 1930 den manglende energien med at det ble dannet en partikkel til - som han kalte nøytrino (n ) - som "stjal" energien fra betapartikkelen. Først 26 år senere klarte man å påvise denne partikkelen. Den er så vanskelig å påvise fordi den vekselvirker så lite med sine omgivelser. Og det hersker fremdeles ikke enighet om et nøytrino har masse. Reaksjonslikningen for en nuklide X som sender ut en betapartikkel og et nøytrino blir da:

(3.8)

Energien i betapartikler er betydelig lavere enn for alfapartikler. En betapartikkel med 1 MeV har ca 5 mm rekkevidde i vev. Den stoppes helt selv av tynne klesplagg.

Eksempel: Betastråling

Figur 3.12 Serien av radioaktiv nedbrytning fra til . Ved utsendelse av a -stråling synker atomnummeret med 2 og nukleontallet med 4. Ved utsendelse av b -stråling øker atomnummeret med 1. Nukleontallet forandrer seg ikke. Halveringstiden for ulike nuklider er veldig forskjellig.

I motsetning til alfa- og betastråling er gammastråling (g -stråling) ikke partikkelstråling, men elektromagnetisk stråling. g -fotonene har større energi og kortere bølgelengde enn fotonene i røntgen- og ultrafiolett stråling. Gammastråling ledsager alfa- og betastråling. Etter at en nuklide har sendt ut a - eller b -stråling kan kjernen være eksitert. Kjernen går tilbake til lavere energitilstander og til slutt grunntilstanden ved å sende ut energirike fotoner, g -fotoner. Energien til disse fotonene er karakteristisk for den radioaktive nukliden som sender dem ut. Dette tilsvarer energiutsendelsen når elektroner i et eksitert atom faller tilbake til et lavere energinivå hvor energiforskjellen sendes ut som fotoner som gir et karakteristisk linjespektrum for stoffet, (avsnitt 3.3.1). Gammastrålingsspekteret er karakteristisk for radionukliden og brukes til å identifisere nukliden som sender ut strålingen, se avsnitt 3.5.3. For ¹³⁷Cs f.eks. er g -fotoner med 662 keV karakteristiske.

Figur 3.13 Det elektromagnetiske spekteret.

Eksempel: Bølgelengden til gammastråling.

Gammastråling har stor gjennomtrengningsevne. Gammastråling på 1 MeV går lett gjennom et menneske, mens et 1 cm tykt kobberlag stopper omtrent halvparten av strålingen. Ofte brukes lag av bly eller tykke vegger av betong for å beskytte seg mot strålingen. Av radioaktiv stråling som vi utsettes for fra utsiden er gammastråling den farligste. Det meste av alfa- og betastrålingen stoppes av luft og klær, mens gammastrålingen trenger inn i kroppen.

Det er forskjellige måleenheter i bruk for stråling fra radioaktive stoffer, som gir uttrykk for forskjellige egenskaper ved radioaktiv stråling. Aktivitet er et mål for antall atomkjerner som omdannes per tidsenhet. Når et stoff sender ut en alfapartikkel, en betapartikkel eller ett gammafoton per sekund er strålingen 1 becquerel (Bq).

En tidligere måleenhet for aktivitet er curie (Ci) der 1 Ci = 3,7 ^. 10¹⁰ Bq.

Når vi kun kjenner til radioaktiviteten i becquerel vet vi ikke hvilken strålingstype det dreier seg om og heller ikke energien i strålingen. Vi kan ikke avgjøre hvilken radioaktiv nuklide som forårsaker strålingen. For å kunne gjøre oss et bilde om langsiktige farer ved strålingen burde vi også kjenne til halveringstida til kilden (avsnitt 3.5.4).

Når stråling går gjennom materie avgir den energi til dette stoffet. Mengden av absorbert energi per masseenhet kalles stråledose, som måles i Gray (Gy). Når vi måler 1 Gy betyr det at 1 kg av det bestrålte stoffet har absorbert stråling med 1 J energi. En gammel måleenhet som man finner på eldre måleinstrumenter er rad, der 1 rad = 10^-2 Gy.

De ulike strålingstypene gjør ulik skade når de treffer levende vev fordi deres evne til å ionisere er forskjellig. Når man tar hensyn til det bruker man størrelsen doseekvivalent med måleenheten sievert (Sv). Man tar utgangspunkt i den absorberte strålingen målt i gray, men innfører en vektfaktor. For beta- og gammastråling gjelder at 1 Gy = 1 Sv. Alfastråling ansees som 20 ganger farligere. Den virker sterkt ødeleggende på celler langs den korte strekningen som trenges for å stoppe den. Man setter 1 Gy = 20 Sv for alfastråling. For nøytronstråling bruker man ofte 1 Gy = 10 Sv. Det betyr at man vurderer nøytroner som 10 ganger farligere enn beta- og gammastråling. Risiko for skader er ulik for ulike organer. Man velger en vektfaktor som tar hensyn til det.

Den naturlige bakgrunnsstrålingen har en middelverdi på 4,25 mSv, se tabell 3.3.

Den radioaktive strålingen er usynlig, på samme måte som radiobølger. For målinger utnytter man strålingens evne til å vekselvirke med stoff den treffer på.

Med en Geiger-Müller teller bestemmes aktiviteten til en radioaktiv kilde. Den kan ikke skille mellom stråletyper og stråleenergier.

En Geiger-Müller teller er vist skjematisk i figuren nedenfor. Den består av en sylinder som fungerer som katode (negativ elektrode). Fra den ene siden rager en anodetråd (positiv elektrode) inn i sylinderen. Den andre siden, hvor strålingen faller inn, er dekket av et tynt vindu, som bare i liten grad absorberer stråling. Sylinderen er fylt med en gassblanding ved lavt trykk. Det settes høyspenning mellom elektrodene. Den innfallende radioaktive strålingen ioniserer gassatomene. Når den påsatte spenningen er høy nok vil de frie elektronene, som ble dannet i ioniseringsprosessen, akselereres så kraftig at de ioniserer flere gassatomer. Ionene og elektronene vandrer til hver sin elektrode. Dette gir en strømpuls. Pulsene telles eller sendes til en høyttaler. Gammastråling trenger også gjennom veggen til Geiger-Müllertelleren og ioniserer gassen.

Figur 3.14 Prinsipp for en Geiger-Müller teller. Den radioaktive gassen ioniserer tellegassen. Elektronene og ionene vandrer til elektrodene med motsatt ladning og utløser en strømpuls.

Ofte vil vi vite hvilke radioaktive nuklider som er tilstede og i hvilken mengde. Til dette kan vi ikke bruke Geiger-Müller telleren. Når en ustabil atomkjerne har sendt ut a - eller b -stråling er datterkjernen ofte i en eksitert tilstand. Datterkjernen går over til grunntilstanden ved å sende ut g -stråling. Energinivåene til de eksiterte tilstandene er spesifikk for hver enkel nuklide. Derfor er energien til den utsendte g -stråling som et fingeravtrykk for nukliden. Strålingsintensiteten fra de ulike energinivåene er forskjellig, men forholdet mellom intensitetene er konstant.

En scintillasjonsteller måler både energien og intensiteten i g -strålingen. På denne måten kan radionuklider identifiseres og deres mengde bestemmes.

Enkelte stoffer lyser opp, når de absorberer ioniserende stråling. Lysglimtets styrke er proporsjonal med energien til det absorberte g -fotonet. Dette utnyttes i en scintillasjonsteller som ofte bruker en natriumjodid-krystall som detektor.

En fotomultiplikator registrerer lysglimtene i krystallen og forsterker dem med en faktor på ca 10⁶. Sluttpulsen behandles videre i en elektronisk registerenhet. Pulshøyden er proporsjonal med g -energien. I en flerkanalsanalysator sorteres pulsene etter energinivå. Det telles hvor mange pulser som er registrert for de enkelte energinivå. Før man starter målingene kalibreres instrumentet med standardkilder. Ved å sammenlikne data fra prøven med kalibreringsdata kan strålingskilden i prøven både kvalitativt og kvantitativt bestemmes.

Figur 3.15 Prinsippet for en scintillasjonsteller med fotomultiplikator. Gammafotoner utløser lysglimt i en NaI-detektor. Lyset slår løs et elektron i en fotokatode. Elektronet treffer på en såkalt dynode i fotomultiplikatoren hvor det kan slå løs maksimalt 4 nye elektroner. En serie med dynoder sørger for ytterlige forsterkning. Pulshøyden i sluttpulsen er proporsjonal til energien i gammafotonet.

Figur 3.16 Resultat fra måling med en scintillasjonsteller. Den viser antall tellinger av lysglimt i avhengighet av strålingens energi. Vi ser her en topp på 662 keV som er typisk for ¹³⁷Cs. Høyden på toppen er avhengig av mengden ¹³⁷Cs. For å kunne angi mengden må man sammenligner man med en standard med kjent aktivitet.

Radioaktive atomkjerner er ustabile. Idet de sender ut radioaktiv stråling omdannes de til en kjerne av et annet grunnstoff. Den tiden det tar før halvparten av det radioaktive stoffet omdannes, betegnes som halveringstid T_½ . Halveringstiden er brøkdel av sekunder for noen nuklider, mens det er noen milliarder år for andre. Halveringstiden påvirkes ikke av ytre faktorer som trykk og temperatur.

Figur 3.17 Radioaktiviteten halveres for hver halveringstid.

Eksempel: Utledning av formel for halveringstiden.

Vi kan uttrykke tiden (t) som antall (n) halveringstider, dvs. t = n × T_½ Þ n = t / T_½. Når vi setter dette inn i formelen utledet i eksempelet, finner vi

(3.9)

der N(t) = antall radioaktive kjerner som funksjon av tiden t, N₀ = antall radioaktive kjerner ved start, T_½ = halveringstid

Antall radioaktive atomkjerner er proporsjonal med aktiviteten A. Derfor gjelder også

(3.10).

der A(t) = radioaktiviteten som funksjon av tiden t, A₀ = aktiviteten ved start, T_½ = halveringstid.

Eksempel: Radioaktivt cesium.

Naturlig forekommende, ioniserende stråling betegnes som bakgrunnsstråling. Nesten 75 % av all stråling en gjennomsnittsnordmann utsettes for, skyldes radioaktive stoffer i berggrunnen. Radongass (se avsnitt 3.5.1.) som siger inn i huskjellere er hovedkilden til stråling. Konsentrasjon av uran og thorium varierer sterkt mellom ulike bergarter. Derfor er også radonbelastningen i stor grad avhengig av hvor man bor. Tabell 3.3 viser både gjennomsnittsverdier for strålingsdoser og doseområder. Tette kjellervegger og gulv kan hindre radon i å trenge inn i huset. Ellers kan man redusere strålingsbelastningen ved å lufte godt og ved ikke å oppholde seg så lenge i utsatte rom. Stråling som skyldes kjernefysiske prøvesprengninger og reaktorulykken i Tsjernobyl i 1986 gir fremdeles et tillegg til den naturlige strålingsbelastningen. Men denne belastningen er atskillig mindre enn den vi utsettes for ved medisinske undersøkelser, jamfør figur 3.17. Ved flyreiser kommer vi i høyder hvor atmosfæren gir litt dårligere beskyttelse enn på bakken. Dette resulterer i en økt strålingsbelastning, se tabell 3.2. Den gir selvfølgelig størst utslag for dem som flyr ofte. Til strålingskilder og beskyttelse mot stråling ved romferd kommer vi tilbake til i avsnitt 3.5.8.

Figur 3.18 Naturlig bakgrunnsstråling og normal tilleggsstråling. Bakgrunnsstrålingen kan variere med en faktor 10 p.g.a. store variasjoner av radonstrålingen. (Kilde: Helsedirektoratet 1986)

I avsnitt 3.5.2 innførte vi måleenheten sievert. Tabell 3.2 gir konkrete eksempler hvilke doseekvivalenter vi utsettes for i ulike situasjoner.

Tabell 3.2 Stråledoser vi utsettes for i ulike situasjoner.

Tabell 3.3 Gjennomsnittlige stråledoser per individ per år i Norge.

For de fleste atomer og molekyler vil kun den mest energirike UV-strålingen slå løs elektroner. Elektromagnetisk stråling med l < 124 nm, tilsvarer 10 eV, er ioniserende. Slik stråling sender solen ut (kap 5), men den absorberes fullstendig i atmosfæren, slik at den ikke når ned til jordoverflaten, se kap 6.

Solen sender også ut røntgenstråling som er har kortere bølgelengde enn UV-stråling. Også denne strålingen absorberes fullstendig i atmosfæren.

Fordypning: Røntgenstråling.

Når atomkjerner spaltes i kjernereaktorer produseres det nøytroner. De forekommer også i den sekundære kosmiske strålingen (se neste avsnitt) oppe i atmosfæren. De kan også dannes ved kjernereaksjoner når partikler i den kosmiske strålingen kolliderer med f.eks. atomkjerner i romfartøyets byggemateriale, hovedsakelig aluminium.

Kosmisk stråling består av atomkjerner - hovedsakelig protoner - og elektroner som kan bevege seg gjennom verdensrommet med nesten lysfart. Atomkjerner som er tyngre enn jern forekommer nesten ikke, se figur 3.18. Den primære kosmiske strålingen kommer fra alle retninger i verdensrommet. De mest energirike partiklene kan ha en energi på over 10²¹ eV. Til sammenlikning har elektronene i solvinden har 5 eV, mens molekylene i luften som vi puster inn har ca 0,03 eV. De fleste forskerne tror at partiklene opptil ca 10¹⁵ eV blir akselerert i supernova-eksplosjoner (kap. 10). Men hvor de mest energirike kommer fra og spesielt hvordan de kan ha blitt akselerert så kraftig er fremdeles en uløst gåte. Partiklenes hyppighet avtar sterkt med økende partikkelenergi.

Tabell 3.4 Størrelsesorden for hyppigheten til partikler i kosmisk stråling i avhengighet av energien.

Figur 3.19 Relativ hyppighet for atomkjerner fra ulike grunnstoffer i galaktisk kosmisk stråling. Atomnummeret er plottet langs den første aksen. De lette grunnstoffene dominerer, men de tunge atomkjernene gjør større skade på celler og vev. Kilde: NASA.

Før man hadde akseleratorer til å utføre kollisjonseksperimenter for å avsløre materiens minste byggesteiner var kosmisk stråling den eneste energikilden som hadde nok energi til å frigjøre elementærpartikler.

At den energirike kosmiske strålingen ikke skader oss kan vi takk atmosfæren og magnetfeltet for (kapitlene 4, 6 og 7). Når partikler fra den primære kosmiske strålingen kolliderer med atomer og molekyler i atmosfæren dannes det en skur av sekundære partikler, figur 3.20. Disse partikler er hovedsakelig elektroner, myoner og nøytroner. Myoner er negativt eller positivt ladde elementærpartikler som har over 200 ganger større masse enn elektroner.

Nesten all karbon forekommer som den stabile isotopen ¹²C. Men en meget liten del radioaktiv ¹⁴C oppstår ved kjerneraksjoner i atmosfæren. I kollisjonen mellom nøytroner fra den sekundære kosmiske strålingen og ¹⁴N-atomer dannes det ¹⁴C og et proton. .

¹⁴C er en betastråler med en halveringstid på 5730 år. I atmosfæren og levende organismer er forholdet mellom den radioaktive ¹⁴C og den stabile isotopen ¹²C tilnærmet konstant. Når organismer dør, stopper tilførselen av den radioaktive isotopen. Men nedbrytingen stopper ikke, slik at forholdet mellom den stabile og den radioaktive isotopen stadig øker. Dette kan brukes til å datere organiske stoffer i f.eks. humuslag fra mellomistider eller arkeologiske funn.

På jordoverflaten kan vi kun registrere den sekundære strålingen. Intensiteten til den kosmiske strålingen øker med høyden. I 5000 m høyde er den ca 10 ganger sterkere enn ved bakken. Intensiteten er også litt høyere ved polene enn ved ekvator.

Man observerer at den kosmiske strålingen avtar, når solen er aktiv. En aktiv sol har et sterkere magnetfelt som bøyer av flere partikler fra den kosmiske strålingen. Etter en nyere hypotese er kosmisk stråling en viktig klimafaktor. Ved mye kosmisk stråling mot jorden, dvs. lav solaktivitet, danner den kosmiske strålingen kondensasjonskjerner for vann i atmosfæren, slik at flere skyer dannes og klimaet blir kaldere.

Figur 3.20 Kollisjon mellom en høyenergetisk partikkel fra kosmisk stråling og et atom på fotoemulsjonen som skaper mange nye partikler. Bildet er tatt gjennom et mikroskop. Foto: NASA.

Det er tre hovedkilder for ioniserende stråling som astronauter og instrumenter i romfartøy utsettes for: galaktisk kosmisk stråling, solutbrudd og jordens søratlantiske anomali.

Galaktisk kosmisk stråling (GCR = galactic cosmic rays) er kosmisk stråling som har sin kilde utenfor vårt solsystem, men innenfor vår galakse (kap 10). Disse atomkjerner har ofte et høyt ladningstall og høy energi. Den ødeleggende virkning til partiklene øker med kvadratet til ladningen. Denne strålingen trenger nesten uhindret gjennom romfartøy og astronauter. Partiklene påvirkes av solens magnetfelt og magnetfeltet i det interplanetære rommet. Ved høy solaktivitet (se kap 5) er solens magnetfelt sterkest, noe som fører til at flere GCR-partikler bøyes av. Slik som jordens magnetfelt beskytter oss mot ladde partikler fra solvinden gir solens magnetfelt (se kap 7) en viss beskyttelse for GCR innenfor solsystemet. Astronauter i et romfartøy som beveger seg mellom planetene ville bli utsatt for ca 1,1 Sv/år, mens på jordoverflaten, hvor bare den sekundære kosmiske strålingen treffer oss, er det kun ca 0,0003 Sv/år. På jorden er det ca 12 myoner og elektroner som går gjennom en utstrakt håndflate i løpet av 10 s.

Partiklene i solvinden er for det meste protoner og elektroner som, sammenlignet med kosmisk stråling, har relativ lav energi (opptil MeV). Disse kan stoppes av en romdrakt og er dermed ingen stor fare. Men ved store utbrudd i solens korona slynges det ut partikler med mye større energi som trenger mindre enn en time for å komme i nærheten av jorden. Denne voldsomme endringen i partikkelstrømmen skjer uten lang forvarsel, selv om varslene for "solværet" blir stadig bedre. Varigheten av slike utbrudd er fra noen timer til noen dager. Hvis romfartøyet befinner seg i en lav bane rundt jorden ved lave breddegrader beskytter jordens magnetfelt til en stor grad mot partikkelstrålingen. Men opphold ved høye breddegrader ville medføre fare for astronautene.

Rundt jorden er det to belter hvor høy energetiske partikler er fanget, (se kap 7.1.2 Partikkelbevegelse i magnetfelt). Disse strålingsbeltene kalles van Allen beltene. De fleste av partiklene er dannet i sammenstøt av kosmisk stråling med atmosfærepartikler. Jordens magnetiske akse faller ikke sammen med jordens rotasjonsakse. Dette fører til en asymmetri i jordens magnetfelt. Nær kysten av Brasil er det et område hvor de høy energetiske partiklene opptrer i mye lavere høyde enn ellers. Dette område kalles den søratlantiske anomali. En satellitt i 300-500 km høyde vil i dette området være utsatt for stråling med atskillig høyere intensitet enn overalt ellers i sin bane. Passasjen gjennom denne sonen tar 22 - 23 minutter. Astronauter har ikke lov til å oppholde seg utenfor romfartøyet i dette område. Utstyr som kan ta skade av denne strålingen slås av.

Figur 3.21 Den søratlantiske anomalien hvor satellitter i lave baner er utsatt for økt strålingsintensitet.

Ioniserende UV-stråling kan lett stoppes og utgjør derfor ikke noe problem for astronauter. På de stedene hvor det kan være realistisk for astronauter å besøke, dvs. Månen og Mars, er intensiteten til røntgen- og gammastråling stort sett så lav at de ikke utgjør noen stor fare. Det er høyenergipartiklene som også trenger gjennom romkapselen som utgjør den største faren for mennesker i verdensrommet. Kunnskapen om både om mengden og type stråling astronauter utsettes for, er fortsatt mangelfull. I tillegg vet man ikke nok om hvordan vev og organer reagerer på ulike strålingsdoser, når de blir utsatt for stråling i verdensrommet. Det foregår en god del forskning på feltet. Før man kan dra på lengre bemannede romferd, hvor man fjerner seg langt fra jorden, må man vite mer om konsekvenser av stråling på både mennesker og f.eks. planter som man vil dyrke i rommet.

Fordypning: Beskyttelse mot ioniserende stråling.

Figur 3.22 Den arm- og benløse dokken Fred som er utstyrt med instrumenter for måling av ioniserende stråling i ulike organer under et 4-måneders opphold på den internasjonale romstasjonen. Foto: NASA

Man har ikke funnet noen metode for å beskytte astronauter helt fra farlig stråling. Veggene i romfartøyet stopper partiklene med lavere energi, men de mest energirike partikler går rett gjennom eller kan i kollisjoner produsere nøytroner og andre partikler som kan være enda farligere enn den primære strålingen. Skulle man lage aluminiumslaget så tykt at det stopper det meste av strålingen ville romfartøyet bli for tungt til å skytes opp. Hydrogenholdige forbindelser som polyetylen og vann er lovende stoffer for strålingsvern i framtiden. De gir bedre beskyttelse enn aluminium. Og vann trenger man uansett på alle bemannede romferd.

Hvis det skulle bli noen framtidige kolonier på månen ellers Mars så vurderes det å bruke støv og knust stein fra overflaten. Man forsker blant annet på å finne et egnet bindemiddel , slik at man kunne lage brikker av støvet til å bygge strålingsskjold.

Det er ikke bare mennesker som kan skades av stråling. Også utstyr på romfartøy kan påvirkes. Skader på solcellepanelene kan opptre slik at energiproduksjonen reduseres. Datamaskiner og annet følsomt elektronisk utstyr kan påvirkes av ioniserende stråling. En høyenergi-partikkel som treffer en følsom del av en halvleder chip kan endre den lagrede verdien i et bit fra "0" til "1" eller motsatt. Dette betegnes som en "single event upset". Statistikk for ESA-satelliten UoSAT-3 viser at slike feil opptrer oftest i den søratlantiske anomalien, figur 3.24. Digitale måledata av ulike slag kan inneholde feil p.g.a. slike "single-event upset". For å unngå feil på elektronisk utstyr kan man prøve å skjerme det. Eller utstyret slås av, når man vet at risiko for feil er spesielt stor. Skjermingen gir ikke 100% beskyttelse og ikke alt utstyr kan slås av ved risiko. Du kan lese mer om hvordan partikler med høy energi påvirker satellitter i bane i kap 3 i "Romteknologi og satellitteknikk".

Figur 3.23 Geografisk fordeling av single event upsets for ESA-satellitten UoSAT-3. De fleste feilene opptrer i den søratlantiske anomalien.

I den klassiske mekanikken er det en forutsetning at massen ikke endrer seg i fysiske og kjemiske prosesser. Når vi varmer opp 1 kg vann med 20° C i en lukket beholder så forutsetter vi at det er fortsatt 1 kg også ved 40° C. Når 12 g C reagerer med 32 g O₂ regner vi med at det dannes 44 g CO₂. Etter Einsteins relativitetsteori er masse egentlig en form for energi. Sammenhengen mellom masse og energi er gitt ved Einsteins berømte formel

(3.11)

der E er energien, m massen og c lysfarten.

Ifølge den klassiske fysikken burde nukleoner ha den samme massen uansett i hvilket grunnstoff de inngår. Men det er ikke tilfelle. Når vi betrakter energiregnskapet i kjernereaksjoner må vi ta hensyn til masseendringer.

Eksempel: Masseendring i en fysisk prosess.

Eksempel: Masseendring i en kjemisk reaksjon.

Eksempel: Masse-energi regnskap i en kjernereaksjon.

Et fenomen som kalles pardannelse illustrerer veldig godt ekvivalensen mellom masse og energi.

Når et gammafoton passerer i nærheten av en atomkjerne kan fotonet bli til et elektron (e^-) og et positron (e⁺), figur 3.22.

Den motsatte prosessen til pardannelse er annihilering der et elektron og et positron blir til to gammafotoner.

Figur 3.24 Pardannelse. Et elektron-positron par blir dannet av et gammafoton. Et magnetfelt påvirker ikke gammafotonet, men bøyer positivt og negativt ladde partikler i hver sin retning.

Fusjon er sammensmelting av to lette atomkjerner til en tyngre atomkjerne. Et eksempel på fusjon er dannelse av heliumkjerner ved sammensmelting av hydrogenkjerner (kap 5 og 10). Denne fusjonsreakjonen er solens energikilde.

Med fisjon menes kløyving av en tyngre atomkjerner i to lettere atomkjerner. Denne prosessen skjer i kjernekraftverk hvor en utnytter energien som frigjøres.

Når f.eks. treffes av langsomme nøytroner spaltes kjernen. Spaltingen kan skje på forskjellige måter, vi velger ut en av dem. Først fanger kjernen til inn et nøytron og danner . Denne nye kjernen er ustabil og deler seg i to mindre kjerner samtidig som det sendes ut 3 nøytroner.

Disse nøytronene kan spalte nye urankjerner.

Vi vet at vi kan bruke et fossefall til å utvinne energi, men vi må bruke energi til å pumpe vannet opp igjen. Hvordan er det så mulig at to motsatte prosesser som fusjon og fisjon kan frigjøre energi? Igjen er det Einsteins erkjennelse om masse-energi-ekvivalens som gir oss svaret. Etter den klassiske mekanikken forventer vi at et proton og et nøytron har den samme massen i alle grunnstoffer. Men som vi har sett i eksemplet, da uran sender ut alfastråling, er det er ikke tilfelle. For å kunne sammenlikne ulike grunnstoffer bestemmer man masse per nukleon for de ulike nuklidene. Man bestemmer nuklidemassen og deler med antall nukleoner. Resultatene er vist i figur 3.23. Når hydrogenatomer danner helium ved fusjon innebærer det et betydelig massetap. Masse blir til energi. Så lenge reaksjonsproduktene har lavere masse per nukleon enn utgangsstoffene frigir reaksjonen energi. For lette atomkjerner gir fusjon et massetap, mens for tunge atomkjerner innebærer fisjon et massetap. Spaltingsproduktene til uran, barium og krypton, har lavere masse per nukleon enn uran. Dette massetapet blir til energi som utnyttes i kjernekraftverk.

Jern har den laveste massen per nuklide av alle grunnstoffer og ligger i bunnpunktet på kurven i figur 3.23. Ved fusjon i stjerner er jern det tyngste grunnstoffet hvor energi frigjøres ved fusjon. For å danne atomkjerner med høyere masse krever reaksjonen energi. Dette skjer kun i stjerner med veldig stor masse, se kapittel 10 Astrofysikk.

Figur 3.25 Masse per nukleon som funksjon av atomnummeret. Fusjon av lette atomkjerner og fisjon av tunge kjerner gir et massetap. I begge tilfeller blir masse omgjort til energi. Massen per nukleon er beregnet for den vanligste isotopen for hvert av grunnstoffene.

Man kunne forvente at fusjonskraftverk, hvor hydrogenkjerner smelter sammen til helium, ville kunne dekke all verdens energibehov. Problemet er at man trenger en høy energi for å få reaksjonen i gang, fordi den sterke frastøtingen mellom protonene må overvinnes. I hydrogenbomber bruker man fisjon som energikilde for å få startet fusjonen.

Et atom er den minste enheten som har grunnstoffenes egenskaper.

Nukleoner er partiklene vi finner i atomkjernen, dvs. protoner og nøytroner

Vi symboliserer en nuklide

Etter Bohrs atommodell går elektronene i faste baner rundt atomkjernen og kan bare oppholde seg på bestemte energinivåer, som gir stabile tilstander.

Grunntilstanden er tilstanden med lavest energi for et atom.

En eksitert tilstand er en tilstand hvor et atom har fått tilført energi som gjør at et elektron befinner seg i et høyere energinivå enn i grunntilstanden.

Ved overgang til et lavere energinivå sendes energiforskjellen ut som et foton.

Emisjonsspektre dannes når eksiterte atomer sender ut lys, dvs. fotoner. Er stoffet en tynn enatomær gass dannes et linjespektrum som er karakteristisk for grunnstoffet. Fleratomære gasser sender ut karakteristiske båndspektre.

Absorpsjonsspektre dannes når atomene absorberer energi som de får tilført som fotoner med bølgelengder som er karakteristisk for grunnstoffet. Bølgelengdene for de lyse linjene ved emisjon er de samme som de mørke linjene ved absorpsjon.

Emisjons- og absorpsjonsspektre brukes til å identifisere gasser, både i laboratoriet og på fjerne himmellegemer.

Lys oppfører seg i noen sammenhenger som bølger, i andre som partikler.

Ved den fotoelektriske effekten hvor lys med kortere bølgelengde enn en grensebølgelengde slår løs elektroner fra en metallflate oppfører lys seg som partikkel.

Lyspartikler betegnes som fotoner eller lyskvanter.

Ioniserende stråling kan slå løs elektroner i stoffet den treffer på.

Radioaktiv stråling kommer fra ustabile atomkjerner.

Vi skiller mellom alfa-, beta- og gammastråling. Alle tre typene har høy energi og derfor sterkt ioniserende virkning.

Alfastråling er heliumkjerner, betastråling elektroner og gammastråling elektromagnetisk stråling.

Radioaktiviteten måles i becquerel (Bq). En utsendelse av radioaktiv stråling per sekund gir 1 Bq.

Radioaktiviteten halveres for hver halveringstid som varierer fra brøkdel av sekunder for noen radionuklider til milliarder av år for andre.

Aktiviteten kan beregnes som funksjon av tiden:

Fisjon er spalting en tunge atomkjerne til to lettere kjerner. Dette skjer i kjernereaktorer.

Fusjon er sammensmelting av lette atomkjerner til en tyngre kjerne. Dette er solens energikilde.

Ved kjernereaksjoner hvor energi frigjøres blir masse omgjort til energi: E = m × c²

Med en Geiger-Müller teller kan vi måle radioaktiviteten, med en scintillasjonsteller kan vi finne ut hvilke radioaktive stoffer som er tilstede og i hvilken mengde.

Kosmisk stråling er veldig energirik partikkelstråling fra verdensrommet. I kollisjon med atmosfærepartikler dannes det nye partikler, sekundær kosmisk stråling, som kan når jordoverflaten. Atmosfæren og jordens magnetfelt beskytter oss mot den primære kosmiske strålingen.

Kosmisk stråling er et problem på romferd, både for utstyr og mennesker. Det er vanskelig å beskytte seg mot strålingen.

Svartabell til kontrollspørsmål om Atom- og kjernefysikk.

Fasit til kontrollspørsmål om Atom- og kjernefysikk.

Nuklidemassene finner du i fysikktabeller.

Ioniserende stråling er farlig for oss, men det finnes også en rekke nyttige anvendelser.

Finn ut mer om disse anvendelsene og finn flere bruksområder. Vurder også miljøfarer som kan være forbundet med anvendelsene.

Statens strålevern: www.nrpa.no

DESY: www.desy.de

Kosmisk stråling: helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html

CERN: public.web.cern.ch/Public/

Temahefte "Vår strålende verden" utgitt av Universitetet i Oslo: http://www.uio.no/miljoforum/stral/t2/

Fermilab: www.fnal.gov/

Nytt avsnitt.