Create your own awesome maps

Even on the go

with our free apps for iPhone, iPad and Android

Get Started

Already have an account?
Log In

Atomfysik by Mind Map: Atomfysik
5.0 stars - 2 reviews range from 0 to 5

Atomfysik

Nyt punkt

Når vi i fysik taler om atomer, må vi gøre os klart, at vi benytter forskellige modeller til at forklare et atoms egensakber ud fra. I folkeskolen ser vi atomet som en kugle, hvor kernen destår af protoner og neutroner. Rundt om kernen befinder der sig et antal elektroner. (samme antal som protoner !). Elektronerne er "placeret" i forskellige skaller. I atomfysik er fokus primært på kernen af atomet: Derfor kaldes det også for KERNEFYSIK.   De positive kernepartikler kaldes protoner. De Neutrale kernepartikler kaldes neutroner Det er antallet af protoner i kernen, der bestemmer et atoms grundstofnummer En proton og en neutron er vægtmæssigt lige store og vejer en U. (U betyder Unit (enhed!))    

Hvad er et atom

Et atom er den mindste kendte kemiske bestanddel af et grundstof. Ordet atom stammer fra det græske ord atomos der betyder udelelig: Grækerne forestillede sig atomet som en absolut "mindste" enhed som materien kan opdeles i. Atomer består af en kerne og række elektronskaller med negativt ladede elektroner i. Kernen er uhyre lille, er kun ca. en hunderedetusindedel af atomet, men rummer næsten al massen. Kernen består af to slags partikler, positivt ladede protoner og neutrale neutroner, og sammensætningen af disse bestemmer hvilket grundstof og hvilken isotop atomet er. I atomfysik, beskæftiger vi os primært med kernen. (kilde: wikipedia)

Strålingsformer

Halveringstid

Halveringstiden er den tid, der går for at halvdelen af stoffets atomer er henfaldet. Halveringstiden er altid konstant for vedkommende radioisotop, det er ikke muligt at ændre på denne. Et Datterproduktet kan udmærket være ustabilt.   Et stærkt radioaktivt stof har kort halveringstid. Et svagt radioaktivt stof har lang halveringstid.   F.eks. har Uran-238 en halveringstid på 4.5 milliarder år og er ikke særlig radioaktivt. Jod-131 har derimod en halveringstid på 8,2 dage og er derfor meget stærk radioaktivt. Der har været målt udslip af denne jod-isotop ved uheldet i Japan.   (Kilde: a-kraft.dk)

Radioaktivitet

Radioaktivitet er omdannelse af ustabile atomkerner under udsendelse af ioniserende stråling i form af partikel og/eller elektromagnetisk stråling. Radioaktivitet danner bl.a. grundlag for kernekraft og kernevåben. Ioniserende stråling er i visse former skadelig for levende organismer. Den ioniserende stråling kan bestå af alfastråling, betastråling, protonstråling, neutronstråling, røntgenstråling eller gammastråling. Radioaktive kerner er ustabile. Ustabiliteten kan groft sagt skyldes tre ting: Et overskud af kernepartikler (nukleoner) En ubalance mellem antallet af protoner og neutroner Et overskud af energi   Store kerner, dvs. samtlige kerner med flere end 83 protoner, er altid ustabile. Kerner med mellem 1 og 83 protoner findes i stabile isotoper. Stabiliteten sikres af en passende balance mellem neutroner og protoner. MEN En given kerne kan herudover befinde sig i forskellige tilstande, som gør at den bliver ustabil. Ved det radioaktive henfald afvikler en kerne sit nukleon-, neutron-, proton- eller energioverskud. Jo større overskuddet er, jo mere ustabil er kernen. Afviklingen sker under udsendelse af partikler eller elektromagnetisk stråling. Ved alfa- og betahenfald (se nedenstående) er det radioaktive henfald ledsaget af en grundstofomdannelse. (kilde: wikipedia)

Gamma

Alfa, Relevante forsøg

Beta

Særlige strålingsformer

Atomkraft

Fissionsenergi

  Fission (betyder spaltning) er en proces, hvor en atomkerne spaltes i to næsten lige store dele under frigørelse af energi i en skala, der er millioner gange større end ved kemiske reaktioner som forbrænding eller eksplosion.   Processen kan f.eks udløses i en klump Uran 235 ved indfangning af en neutron i en enkelt kerne. Når den spaltes, udsendes der samtidig en ny generation af neutroner. Disse kan nu udløse fission i andre urankerner, osv. Der opstår en kædereaktion. I atombomber sker frigørelsen eksplosivt, i kernereaktorer ved en kontrolleret proces. I kernereaktoren indsættes kontrolstænger til at nedsætte (indfange) antallet af fri neutroner. Herved sikres at processen ikke løber løbsk. De forekomster af uran, der findes på Jorden, er den sidste efterglød fra en gigantisk supernovaeksplosion, der foregik for ca. 5 mia. år siden i en stjerne nær vores egen Sol.    

Fussionsenergi

Fusion betegner i fysik en proces hvor mindre atomkerner forenes til en større atomkerne samt biprodukter (som f.eks. Neutroner). Fusion udløser store mængder energi i form af varme og gammastråling. Fusionsprocesser spiller en afgørende rolle i Universets udvikling og har i nyere tid vundet teknologisk betydning. Atomkerner består af nukleoner, som er bundet til hinanden af den stærke kernekraft. Bindingsenergien er den energi som skal til for at skille en kernes nukleoner ad, svarende til den energi som frisættes når man samler nukleoner til en kerne. Ifølge Einsteins masse-energi-ækvivalensprincip er en atomkerne derfor lettere end summen af sine bestanddele. Bindingsenergien per nukleon er størst for middelstore kerner. Ved sammensmeltning af små kerner kan man altså øge bindingsenergien per nukleon og frisætte energi. For at overvinde den elektrostatiske frastødning mellem protonerne i de reagerende kerner skal temperaturen være høj, typisk af størrelsesorden 1 million Kelvin. I stor skala foregår opvarmningen vha. elektromagnetiske felter. Til specielle anvendelser kan sonofusion og fusion udløst af pyroelektriske krystaller vise sig at være en farbar vej. Forsøg på at udvikle kold fusion er indtil videre slået fejl. Fusionsprocesser i en stjerne begynder, når stjernen stadig er en sky af brint. Et brintatom går sammen med et andet brintatom, hvorved de bliver til helium. Når der ikke er mere brint tilbage, begynder en ny fusion. Her lægges tre heliumatomer sammen til et kulstofatom. I en stor stjerne kan der foregå fusionsprocesser, indtil stjernen til sidst er blevet til jern, hvorefter fusionsprocesserne ophører. En stjerne vil i så fald blive til en hvid dværg. Når stjerner er mere end halvanden gang så tunge som Solen, kan atomerne i kernen ikke klare presset. Elektronerne bliver presset ind i protonerne og bliver til neutroner. Når dette sker, bliver de yderste dele af stjernen blæst væk. Den er nu en neutronstjerne. Hvis stjerner bliver endnu større, bliver de til sorte huller. Udover at fusionsprocesser altså ligger til grund for Solens energiomsætning og således er forudsætning for alt liv på Jorden, har teknologi der baserer sig på fusion, såvel civile som militære anvendelser. Brintbomber udgør forlængst en etableret del af stormagternes våbenarsenal. En brintbombe skal detoneres af en fissionsbaseret bombe, men overgår så til gengæld denne i sprængkraft med en faktor 1.000. Fusionskraft, dvs. el-produktion som bygger på kontrolleret fusion, er endnu i udviklingsfasen. Lykkes det at overvinde de praktiske vanskeligheder, haves en næsten uudtømmelig energikilde, idet brændslet udgøres af deuterium som kan udvindes af vand, og tritium som kan fremstilles af litium ved beskydning med neutroner. Det væsentligste problem er at opbevare et plasma bestående af deuteriumkerner og tritiumkerner ved en temperatur som er passende høj til at fusionsreaktionen kan forløbe med nettoenergigevinst.   Fusionsenergi er energi udvundet ved fusion, eller "sammensmeltning", af lette atomkerner til tungere atomkerner; en proces der foregår i Solen og andre stjerner. På lang sigt håber man at kunne udnytte denne proces her på Jorden, til at producere enorme mængder af energi ud fra råstoffer der let lader sig udvinde i de fornødne mængder fra f.eks. havvand. Atomkerners "skæbne" afgøres af to slags kræfter: På den ene side får den elektromagnetiske kraft de positivt elektrisk ladede protoner til at frastøde hinanden, ganske som ens magnetpoler gør det, mens den stærke kernekraft virker som en slags "velcro" på overfladen af både protoner ogneutroner; en slags "sammenhængskraft" der ligesom velcro først binder parterne sammen når de bringes meget tæt på hinanden. I stabile isotoper "overvinder" den stærke kernekrafts "velcro" den elektromagnetiske frastødning mellem protonerne, mens denne frastødning i ustabile, radioaktive kerner formår at "rive" dele ud af atomkernen. For at få to atomkerner til at fusionere, skal de bringes så tæt på hinanden at den stærke kernekrafts "velcro-effekt" kan binde dem sammen. Men frastødningskraften virker længe inden kernerne kommer så tæt på hinanden, så derfor er det nødvendigt at varme råmaterialernes atomer op tiltemperaturer omkring 100 millioner grader Celsius og samtidig opretholde en vis tæthed: Under disse betingelser bevæger atomkernerne sig så hurtigt, at de "strejfer" hinanden tilstrækkelig tæt at den stærke kernekraft kan "træde til" – og gør det ofte nok til at opretholde den høje temperatur og energiproduktion. Man taler her om at Lawson-kriteriet skal opfyldes.      

LINKS

Reel Energioplysning. Atomkraftsvenlig hjemmeside

A-kraft.dk. Atomkraftsvenlig hjemmeside

Når uheldet er ude

Kernenedsmeltning

Video

A-kraft i Danmark?

A-kraft til tælling

Fremtidens Atomkraft

Atombomben

Dokumentation og forskellige udsendelser

Radioudsendelse 1 om a-bombe i Japan 1945

Radioudsendelse 2 om a-bombe i Japan 1945

Hverdag med atomer

Baggrundsstråling

Når vi i fysikundervisningen arbejder med bagrundsstråling, så menes den stråling, som er tilstede i området på det givne tidspunkt. Vi vil altid blive udsat for baggrundsstråling. Baggrundstrålingen stammer fra: Universet Jorden Alt levende, dvs også fra os selv   Vi skal altid tage højde for baggrundstrålingen når vi undersøger radioaktivt materiale.

Fra Jorden

Fra os selv

Fra universet

Kulstof 14

Konsekvenser

Miljø

Mennesker

Kroppen

Forsøgsbeskrivelser

Link til samlemappe i intra

Kernefysiske skrivemåde

Nyt punkt

Nyt punkt