Física Nuclear

Transcrição

1 Enquadramento: Objectivos Programa Bibliografia Requisitos Funcionamento Método de avaliação

2 Objectivos Pretende-se que os alunos complementem a sua formação através da familiarização com a constituição e estrutura do núcleo atómico, as propriedades e interacções mútuas entre nucleões, e o modo como a sua organização determina as propriedades dos núcleos. Pretende-se que os alunos se familiarizem com a radioactividade como fenómeno nuclear, e as suas aplicações. Pretende-se complementar e alargar a formação dos estudantes a áreas de importância técnica, tecnológia e científica, em particular nas aplicações médicas, e na caracterização e estudo de materiais. Do ponto de vista experimental laboratorial tem-se por objectivo familiarizar os alunos com os conceitos, a prática e os equipamentos de espectrometria nuclear, nomeadamente fontes e detectores de radiação, electrónica de processamento e aquisição de dados.

3 Programa As partículas e suas interacções. A interacção fraca. A interacção entre nucleões. Momentos: angular, dipolar magnético e quadrupolar eléctrico. Propriedades nucleares: o raio nuclear, distribuição de carga e de nucleões. A massa, energia de ligação, fórmula semi-empírica de massa. O modelo do núcleo em camadas e suas previsões. Evidência do falhanço do modelo de partículas independente. Breve referência a modelos colectivos. Radioactividade. Tipos de declíneo radioactivo. Conceitos e leis do declíneo radioactivo: declíneos com bifurcação; misturas de núclidos radioactivos; criação e destruição de actividade; sequência de desintegrações; equilíbrios. Radioactividade natural. Famílias radioactivas. Breve referência a aplicações: datação radioactiva. Breve introdução a conceitos de dosimetria: considerações sobre os efeitos das radiações. Unidades de medida de radiações e dosimetria.

8 Programa (cont.) Declínio alfa: energética e informação experimental. O modelo teórico. Conservação do momento angular e paridade: regras de selecção. Espectroscopia alfa. Declínio beta: energética e informação experimental. O modelo de Fermi. Regras de selecção e tipos de declíneo beta. Declínio gama: energética. Modelo clássico e quântico da radiação. Regras de selecção e conversão interna. O efeito Mössbauer e a espectroscopia gama. Cisão Nuclear. Tipos de cisão. Energética e critérios para a cisão nuclear. Propriedades: emissão imediata de neutrões; a estabilidade dos fragmentos e emissão atrasada de neutrões. Detecção de radiação e espectrometrias nucleares.

13 Bibliografia: 1. Introductory Nuclear Physics Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York (1988), ISBN Nuclear Physics Principles and Applications, John S. Lilley, John Wiley & Sons, New York (2005), ISBN Radiation Detection and Measurement, 3rd ed. Glenn F. Knoll, John Wiley & Sons, New York (2000), ISBN Física Nuclear Theo Mayer-Kuckuk, ed. Calouste Gulbenkian, Lisboa (1979), ISBN Introdução à Física Atómica e Nuclear, Vol. II L. Salgueiro e J.G. Ferreira, ed. Univ. Lisboa (1975).

14 Requisitos: Elementos de electromagnetismo Elementos de Mecânica Quântica Elementos de Física Atómica e Molecular Elementos de Mecânica Quântica Adicionais (vantagem) Elementos de Física do Estado Sólido - isolantes e semicondutores

15 Funcionamento: Usa-se uma aproximação mista de teoria e trabalho experimental. Embora as aulas teóricas sigam um figurino clássico de transmissão de informação, através de slides power-point, os estudantes são convidados a intervir e discutir sempre que possível. Nas aulas laboratoriais estimula-se o trabalho autónomo. Os estudantes devem preparar o trabalho que lhes está destinado, lendo o guião e a literatura aconselhada, pois na aula, terão de o realizar por eles próprios, com pouca ajuda por parte do professor.

16 Avaliação: Elementos de avaliação 1. Componente teórica: exame teórico, com consulta, sobre a matéria dada e problemas seleccionados: NT (nota teórica) 2. Componente prática: frequência com a execução de um mínimo de 4/5 dos trabalhos experimentais. Exame prático individual sobre um trabalho prático sorteado: NP (nota prática) 3. Elementos adicionais de avaliação: dissertação (facultativa) ND (nota dissertação) Regras de Avaliação 4. Admissão a exame: frequência 5. Aprovação: frequência e NP > 9.5 e NT > Nota final: NF1 = 0.5 NP NT ou NF2 = 0.5 ND NF1

17 Introdução: Universo e sua evolução Partículas e interacções fundamentais Elementos e Átomos, Núclidos, Núcleos e nucleões Tabela periódica e tabela (carta) de núclidos Propriedades dos núcleos tabelas de propriedades

18 Universo

19 Evolução do Universo

20 Evolução do Universo s : época da Supersimetria (muito pouco se sabe, especulativo ) Todas as interacções reunidas numa só: gravítica, forte, electromagnética, fraca

21 Evolução do Universo s : época da Grande Unificação. Expansão e arrefecimento a interacção gravítica separa-se das interacções forte, electromagnética, fraca

22 Evolução do Universo s : época da Inflação (p < 0) expansão exponencial (~ x, GeV) o Universo torna-se mais plano, homogéneo e isotrópico a interacção forte separou-se das interacções electromagnética e fraca

23 Evolução do Universo Reaquecimento e bariogénese a expansão exponencial pára a energia potencial da inflação é convertida em plasma quente de partículas a radiação domina, os quarks, electrões e neutrinos formam-se

24 Evolução do Universo Reaquecimento e bariogénese plasma de quark-gluões a matéria domina a anti-matéria (1:10 10 sobrevive a aniquilação)

25 Evolução do Universo s : época Electrofraca surgem os bosões W e Z as interacções electromagnética e fraca separam-se (< 10 3 GeV, ~10 16 K)

26 Evolução do Universo s : época dos Quarks as partículas fundamentais adquirem massa quarks ainda não formam hadrões as interacções gravítica, forte, electromagnética e fraca aparecem na forma actual

27 Evolução do Universo s : época dos Hadrões a densidade de energia baixa o plasma de quark-gluões arrefece (de 100 MeV, K para 1 MeV, K ) formam-se hadrões (p, n, ) maioria dos hadrões e anti-hadrões aniquilam-se

28 Evolução do Universo 1 3 s : época dos Leptões massa do Universo dominada por leptões e anti-leptões n/p ~ 1/6 a densidade de energia baixa, maioria dos leptões e anti-leptões aniquilam-se sobrevive um pequeno excesso de leptões

29 Evolução do Universo 3 s a : época dos Fotões energia do Universo dominada por fotões p + n d + (B = 2,22 MeV e 10 9 fotões/barião) p + n d + (quando T < 10 9 K núcleos atómicos formam-se ) Fusão nuclear formação de 4 He, nucleossíntese (até ~3 min)

30 Evolução do Universo 3 s a : época dos Fotões a densidade de energia continua a diminuir nucleossíntese cessa os átomos formam-se ( 1 H, 4 He, ) os fotões desacoplam da matéria, a gravidade começa a dominar

31 Evolução do Universo a Formação das estrelas, galáxias, aglomerados,.. ~ a : formação do Sistema Solar há ~4, a : forma-se a Terra há ~110 a: Física Nuclear!

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34 Introdução: Modelos de átomo e modelos de núcleo (evolução histórica) Propriedades dos núcleos Estabilidade e instabilidade nuclear: declínio radioactivo O declínio do neutrão (livre) 1 n 1 p + e + Questões para resolver: Porque não há electrões no núcleo? Porque não se observa o declínio do protão (livre)? 1 p 1 n + e +