A radioatividade foi descoberta no século XIX,com isso cientistas constataram que existem partículas muito menores que átomos,como:próton,nêutron,elétron.
Podemos diferenciar a radiação em dois tipos:natural e artificial.
-NATURAL:são aquelas que se manifestam em elementos encontrados na natureza.
-ARTIFICIAL:é aquela radiação originada de algum tipo de transformação nuclear artificial.
PARTÍCULAS RADIOATIVAS.
► Natureza das radiações emitidas
As radiações alfa e beta são constituídas, respectivamente, de partículas
Partículas
• têm carga (positiva) + 2, ou seja, o dobro da de 1 próton;
• têm massa 4 (idêntica á dos núcleos de hélio (He - 2 prótons e 2 nêutrons); • são emitidas com grande velocidade (até um máximo de 30 000 km/s); • possuem grande energia, sendo porém barradas por uma folha de papel ou por uma lâmina de alumínio de 0,1 mm de espessura; • têm grande capacidade de ionizar gases (por remoção de elétrons deles).
Partículas
• têm carga (negativa) -1; • são elétrons emitidos pelo núcleo dos átomos; • são emitidas a velocidades muito altas, podendo chegar até próximo da velocidade da luz (300 000 km/s); • têm poder de penetração maior que as partículas alfa , sendo barradas por placas de a1uminio de 5 mm de espessura ou de chumbo de 1 mm de espessura.
Radiações
• não têm carga elétrica;
• são radiações semelhantes aos raios X, possuindo, porém, maior energia e menor comprimento de onda (= 0,5 a 100 pm); • têm velocidade igual à da luz (como todas as ondas eletromagnéticas); • têm grande poder de penetração, superior até a 15 cm de espessura no aço.
►Leis da Radioatividade
1ª Lei: Soddy
Quando um átomo emite uma partícula α, o seu número atômico diminui de 2 unidades e o seu número de massa diminui de 4 unidades.
90Th232 → +2α4 + 88Ra228228 + 4 = 232
88 + 2 = 90
2ª Lei: Soddy, Fajans, Russel
Quando um átomo emite uma partícula β, o seu número atômico aumenta de 1 unidade e o seu número de massa permanece inalterado.
90Th234 → -1β0 + 91Pa234
Exemplo:
Dada a equação:
90X204 → x α + y β + 92Y192
Determinar x e y
Resolução:
90X204 → x+ 2α4 + y -1β0 + 92Y192
Montamos duas equações:
a) uma para os índices superiores:
204 = 4x + 0y + 192 ⇒ x = 3
b) uma para os índices inferiores:
90 = 2x + (-1y) + 92 90 = 2(3) -1y +92 ⇒ y = 8
90X204 → 3+ 2α4 + 8 -1β0 + 92Y192
► CINÉTICA DA RADIOATIVIDADE
A velocidade de desintegração ou atividade radioativa não depende de fatores externos como pressão e temperatura, nem da substância sob a qual se apresenta o elemento radioativo. Só depende do número de átomos do elemento radioativo presentes na amostra.
► Meia vida ou período de semidesintegração (P ou t1/2) ⇒
É o tempo necessário para desintegrar metade dos dos átomos radiotaivos de uma amostra.
Observe abaixo uma amostra que contém 48 átomos de iodo 131 (I131) e seu gráfico que relaciona os radioisótopos existentes com o número de meias-vidas transcorridas.
A curva de decaimento acima é característica e serve para o estudo de vários isótopos radioativos existentes, devendo-se verificar apenas a meia-vida de cada um deles.
O número de isótopos radioativos em uma amostra pode ser calculado pela fórmula:
no = o número de átomos no estado inicial
n = número de átomos no estado final
x = número de meias-vidas transcorridas
OBS.: Quando o número de meias-vidas aumenta de 1, 2, 3, 4 vezes etc., o valor da massa inicial (m0) diminui, respectivamente, de 21, 22, 23, 24 etc.
x = é o número de meias-vidas transcorrido.
O LIXO ATÔMICO
►Fissão atômica e fusão nuclear
Fissão atômica - Transmutação com divisão do núcleo, dando dois núcleos menores. É a transmutação da bomba atômica.
Fusão nuclear - É o processo no qual dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico.Na maioria dos casos a Fusão nuclear libera mais energia do que consome.O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de Hidrogênio em Hélio, onde dois prótons se fundem em uma partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois pósitrons, dois neutrinos e energia. Mas dentro desse processo ocorrem várias reações individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do nosso Sol ou menores, a cadeia próton-próton é a reação dominante. Em estrelas mais pesadas, predomina o ciclo CNO.
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