Gli elementi (in traccia) e le loro proprieta’

geochimiche

* Lithophile ("rock loving") elements occupy the left side and right top of the periodic table and tend most often to occur as silicate minerals. * Siderophile ("iron loving") elements occupy the left center of the periodic table. They tend to occur as oxides, are abundant in iron meteorites, and tend to be concentrated in the Earth's mantle and core. * Chalcophile (”ore loving") elements occupy the right center of the periodic table. They tend to form sulfides and are are also enriched in the Earth's interior. * Platinum Group elements are usually regarded as part of the siderophile group, but they are shown here separately because they are the elements most likely to occur in the metallic form in nature, usually as natural alloys rather than pure elements.

Gli elementi radioattivi e/o radiogenici che tratteremo nel Corso appartengono quasi sempre alla categoria degli ELEMENTI IN TRACCIA (<1000ppm) Durante la cristallizzazione di un magma I minerali che cristallizzano prelevano stechiometricamente I propri componenti maggiori (e.g. un olivina, Mg2SiO4). Gli elementi in traccia vanno a sostituire I maggiori nei diversi siti cristallografici a seconda di parametri quali raggio ionico, carica etc. La quantita’ di un ogni elemento in traccia in un minerale cristallizzato da un determinato liquido puo’ essere stimata tramite quello che viene definito: COEFFICIENTE DI RIPARTIZIONE e.g. KSr

plg/liq = [Sr]plg/[Sr]melt

Alcuni concetti fondamentali

K e cristallizzazione

•  KXy/liq > 1 à l’elemento X e’ compatibile nella fase y. Quando questa fase

cristallizza la concentrazione di quell’elemento nel magma diminuisce.

•  KXy/liq < 1 à l’elemento X e’ incompatibile nella fase y. Quando questa fase

cristallizza la concentrazione di quell’elemento nel magma aumenta.

La cristallizzazione di determinate fasi produce il FRAZIONAMENTO degli elementi in tracce, in particolare puo’ frazionare il padre dal figlio. e.g. Biotite: ospita Rb ma non Sr

Plagioclasio: ospita Sr ma non Rb

Al contrario la cristallizzazione NON produce Frazionamento Isotopico (tra isotopi dello stesso elemento)

Trace elements in Igneous Petrology

Trace elements in Igneous Petrology

Four Groups of Trace Elements: -  Fe-Mg elements (e.g. Ni, Co,Cr) -  HFSE (e.g. Ta, Nb, ma anche Th) -  LILE (e.g. Cs, Rb, Ba) -  REE (La, Ce…. Yb, Lu)

Coefficienti totali e fusione del mantello

Quando piu’ fasi cristallizzano contemporaneamente la composizione degli elementi in tracce nel magma varia secondo un coefficiente di ripartizione totale (bulk partition coefficien, Dt) DX

sol/liq= %fase1*Kdfase 1+….+%fase n*Kdfase n

Lo stesso concetto si applica alla fusione parziale. Anche in questo caso: DX<1 elemento X e’ incompatibile rispetto a quella determinata paragenesi DX>1 elemento X e’ compatibile rispetto a quella determinata paragenesi

Se non e’ specificato quando si nominano elementi compatibili (Ni, Cr, Co) o incompatibili (Rb, Th, U, Sr, Nd, Sm, Pb) si intendono riferiti alla mineralogia del mantello (olivina+cpx+opx+-grnt/spn)

La differenziazione della Terra •  Formazione Terra da Nebula Solare

•  Perdita volatili

•  Segregazione nucleo

•  Formazione crosta

•  Fusione del mantello o della placca in subduzione

•  Cristallizzazione in camere magmatiche.

Ognuno di questi processi produce frazionamento tra elementi

Reservoirs 1

CHUR Bulk Silicate Earth e Mantello Primitivo

CHUR (Chondritic Uniform Reservoir): le chondriti si ritiene rappresentino la composizione della Nebula da cui si e’ formato il sistema solare. Bulk Earth: composizione totale (prima di segregazione del nucleo). E’ uguale al CHUR per gli elementi refrattari, ma non per quelli volatili (che vengono persi in un primo momento forse anche in seguito all’impatto che genera la Luna). BSE (Bulk Silicate Earth): rappresenta la porzione silicatica della Terra, ovvero escluso quello che va nel nucleo. Termine che si usa sopratutto da un punto di vista isotopico. Da un punto di vista composizionale ci si riferisce di solito al Mantello Primitivo, ovvero alla composizione della Terra meno quella del nucleo.

PM vs CHUR

Spider diagram

In questi diagrammi si normalizza la composizione dei magmi a quella del Mantello Primitivo, questo ci da subito informazioni sui processi di frazionamento avvenuti nel mantello (da cui questi magmi si sono formati per fusione parziale) a partire da una ipotetica composizione iniziale del Mantello.

Spider diagram

In questi diagrammi si normalizza la composizione dei magmi a quella del Mantello Primitivo, questo ci da subito informazioni sui processi di frazionamento avvenuti nel mantello (da cui questi magmi si sono formati per fusione parziale) a partire da una ipotetica composizione iniziale del Mantello.

0.1

1.0

10.0

100.0

1000.0

Cs Rb Ba Th U K Ta Nb La Ce Pb Nd Sr P Sm Hf Zr Eu Ti Tb Y Yb

Rock/P

rim

ord

ial M

antle

Mantello Primitivo

Roc

k/ P

rimiti

ve M

antle

Spider diagram

0.1

1.0

10.0

100.0

1000.0

Cs Rb Ba Th U K Ta Nb La Ce Pb Nd Sr P Sm Hf Zr Eu Ti Tb Y Yb

Rock/P

rim

ord

ial M

antle

Mantello Primitivo

Bassi gradi di fusione parziale

Roc

k/ P

rimiti

ve M

antle

Spider diagram

0.1

1.0

10.0

100.0

1000.0

Cs Rb Ba Th U K Ta Nb La Ce Pb Nd Sr P Sm Hf Zr Eu Ti Tb Y Yb

Rock/P

rim

ord

ial M

antle

Mantello Primitivo

Bassi gradi di fusione parziale Gradi di fusione maggiori

Roc

k/ P

rimiti

ve M

antle

Reservoir 2

1

10

100

Rb Ba Th U K Ta Nb La Ce Pb Nd Sr P Sm Hf Zr Eu Ti Tb Y Yb

Sam

ple

/Prim

ord

ial M

antle

Gug 9 Agr8 Pag3 Ura7 N-MORBOIB Intra-oceanic arc (Marianne)

Rocce Vulcaniche “classiche”

•  Mid Ocanic Ridge basalts (MORB)

•  Oceanic Island (OIB – hot spot) •  Island arcs (subduction-related)

MORB

Courtesy of www.ngdc.noaa.gov MORB: Quasi sempre vulcanismo sottomarino, visibile solo in rari casi e.g. ISLANDA

Vulcanismo subaereo (OIB, Intraplacca continentale e legato a subduzione)

1.E-09

1.E-08

1.E-07

1.E-06

1.E-05

1.E-04

1.E-03

1.E-02

1.E-01

1.E+00

1.E+01

Cs Rb Ba Th U K Ta Nb La Ce Nd Sr Sm Hf Zr Eu Ti Tb Y Yb Lu

Con

cent

ratio

n/Pr

imiti

ve

Man

tle

N-MORB

seawater

Continental crust

Limestone

Italian Ultrapotassic Magmas

Reservoir diversi hanno diverse composizioni e quindi avranno anche diversi rapporti isotopici

Reservoir 3: Crosta, Oceani e magmi “strani”

Element ConcintheOcean Residence2meyrs = ppt yrs

Rb 120000 3000000 3MyrSr 7800000 5100000 5MyrSm 0.57 700 700yrNd 3.3 600 600yrOs 0.002 40000 40kyrPb 2.7 80 80yrPo 100 100yrU(6+) 3200 400000 400kyrTh 0.02 45 45yr

Mobilità degli elementi in fase fluida .. … concentrazione e tempo di residenza negli oceani

Come si formano i diversi isotopi e cosa determina la loro abbondanza?

NUCLEOSINTESI

A NOI INTERESSA LA COMPOSIZIONE ELEMENTARE ED ISOTOPICA DEL SISTEMA SOLARE (perche’ da li’ veniamo e gli influssi esteni sono minimi)

Abbondanze degli elementi nel Sistema Solare

Come si possono spiegare queste abbondanze ed andamenti?

The Origin of elements Light elements (mainly hydrogen, helium and trace of deuterium, lithium) were generated in the first few minutes of the Big Bang, which was not able to produce more complex elements as the universe was rapidly cooling off. The elements from hydrogen to beryllium are generated by BB (Big Bang) Most of the remaining 2% of the elements up to iron and nickel are made by nuclear burning in the interior of the stars. The resulting elements are thrust into space by booming stellar winds or when a star explodes as a supernova. Carbon, nitrogen and oxygen are the most abundant heavy elements. Oxygen is created by supernovae, while carbon is created in low-mass stars (red giants, planetary nebulae) and nitrogen is made by both processes mentioned above. The rest of the heavy elements come from a poorly understood process, which requires the presence of a staggering numbers of neutrons. Heavier elements can be assembled within stars by a neutron capture process known as the s process or in explosive environments, such as supernovae, by a number of processes. Some of the more important of these include the r process, which involves rapid neutron captures, the rp process, which involves rapid proton captures, and the p process (sometimes known as the gamma process), which involves photodisintegration of existing nuclei

Come si legge una reazione nucleare

Reagente “target”Prodotto dal “target”

3He (3He, 2p) 4He

Agente di reazione Derivante dalla reazione

12C(α, γ )16O 16O(α, γ )20Ne 20Ne(α, γ )24Mg

Particella α: 4He (2p e 2n)

Raggi γ: Radiazione elettro-magnetica con energie > anche di 1 miliardo di volte dei raggi-X

3He + 3He à 4He + 21H

Hydrogen-burningT: 5*104-107 1H+ 1H --> 2D + e+ + ν(neutrino)

2D+ 1H --> 3He + γ(raggi gamma)

3He(3He, 2p)4He

6Li(p,3He)4He 7Li(p,α)4He 9Be(p,α)6Li 10B (p,α)7Be

Spallation process

Helium-burningT: 1*108 α(α,γ)8Be 8Be(α,γ)12C

12C(α,γ)16O 16O(α,γ)20Ne 20Ne(α,γ)24Mg

12C(12C,α)20Ne 12C(12C,p)23Na

T °C Nucleo del Sole: 10x106 K;

Superficie: 5.74x103 K

C-burning

Rezioni di fusione nelle stelle

TUTTE QUESTE REAZIONI PRODUCONO ISOTOPI

Carbon burning, Oxygen-burningL’aumento di T che si crea porta alla fusione delle particelle α con il carbonio:

12C + 4He26 16O820Ne2 10

16O8

4He+

Le repulsioni elettrostatiche tra i nuclei caricati positivamente e le particelle α limitano la grandezza degli atomi che si possono formare

Carbon burning: T> 5 x108 K Oxygen burning: T~ 1.5 x109 K

Gli atomi più grandi che si possono formare per addizione di particelle α sono:

56Ni28

56Co27

che decadono a56Fe26

Questo spiega l’abbondanza degli elementi del gruppo del Ferro

The equilibrium process (also Silicon burning)

In questo stadio (ultimo nell’evoluzione di una stella) si producono elementi quali, Cr, Fe, Ni, Co e Mn. Processi di contrazione ed implosione portano alla distruzione della stella (supernova explosion)

T> 109 K

Elementi più pesanti del Ferro•  Una volta formato Fe, non è più possibile creare

energia per fusione⇒ Gli elementi più pesi di Fe (numero atomico 26) non

sono creati per fusione nucleare•  Il nucleo più pesante in natura è l’Uranio (numero

atomico 92). Come ci possiamo arrivare?

• Gli elementi più pesanti di Fe si creano per neutron capture • Il neutrone è convertito in un protone e aggiunto al nucleo, aumentando il numero atomico per fare l’elemento successivo nella tavola periodica.

Reazioni NEUTRON-CAPTUREDurante gli stadi finali dell’evoluzione di una gigante rossa, le

reazione neutron-capture producono atomi con Z>26 (Fe). Il seguente esempio rappresenta lo slow process o s-process.

γ+→+ NinNi 6328

10

6228

MeVCuNi 0659.06329

6328 +++→ − νβ

γ+→+ CunCu 6429

10

6329

MeVZnCu 575.06430

6429 +++→ − νβ

MeVNiCu 678.16428

6429 +++→ + νβ

Hydrogen-burning

Helium-burning

The equilibrium process

Neutron- and proton-capture reactions

Spallation process

O- e C-burning

AUMENTO DI Z

Depauperamento di Li, B, Be

Processi di nucleosintesi

6Li(p, 3He)4He 7Li(p, α)4He 9Be(p, α)6Li 10B(p, α)7BeSpallation process:

Nonostante tutti i processi di nucleosintesi che sono avvenuti sin dalla formazione dell’Universo, solamente il 2% della materia ordinaria nell’Universo è presente come elementi pesanti. La maggior parte degli elementi è ancora rappresentata da idrogeno e elio.

BiG BANG NUCLEOSYNTHESIS Big Bang nucleosynthesis occurred within the first three minutes of the beginning of the universe and is responsible for much of the abundance of 1H (protium), 2H (D, deuterium), 3He (helium-3), and 4He (helium-4), in the universe. Although 4He continues to be produced by other mechanisms (such as stellar fusion and alpha decay) and trace amounts of 1H continue to be produced by spallation and certain types of radioactive decay (proton emission and neutron emission), most of the mass of these isotopes in the universe, and all but the insignificant traces of the 3He and deuterium in the universe produced by rare processes such as cluster decay, are thought to have been produced in the Big Bang. The nuclei of these elements, along with some 7Li, and 7Be are considered to have been formed when the universe was between 100 and 300 seconds old, after the primordial quark-gluon plasma froze out to form protons and neutrons. Because of the very short period in which Big Bang nucleosynthesis occurred before being stopped by expansion and cooling (about 20 minutes after the Big Bang), no elements heavier than beryllium (or possibly boron) could be formed. (Elements formed during this time were in the plasma state, and did not cool to the state of neutral atoms until much later).

STELLAR NUCLEOSYNTHESIS Stellar nucleosynthesis occurs in stars during the process of stellar evolution. It is responsible for the generation of elements from carbon to iron by nuclear fusion processes. Stars are the nuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei, a process which occurs by proton-proton chain in stars cooler than the Sun, and by the CNO cycle in stars more massive than the Sun. Of particular importance is carbon, because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the triple-alpha process in all stars. Carbon is also the main element used in the production of free neutrons within the stars, giving rise to the s process which involves the slow absorption of neutrons to produce elements heavier than iron and nickel (57Fe and 62Ni). The products of stellar nucleosynthesis are generally distributed into the universe through mass loss episodes and stellar winds in stars which are of low mass, as in the planetary nebulae phase of evolution, as well as through explosive events resulting in supernovae in the case of massive stars. The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the detection of technetium in the atmosphere of a red giant in the early 1950s,[2] prototypical for the class of Tc-rich stars. Because technetium is radioactive, with half life much less than the age of the star, its abundance must reflect its creation within that star during its lifetime. Less dramatic, but equally convincing evidence is of large overabundances of specific stable elements in a stellar atmosphere. A historically important case was observation of barium abundances some 20-50 times greater than in unevolved stars, which is evidence of the operation of the s process within that star. Many modern proofs appear in the isotopic composition of stardust, solid grains that condensed from the gases of individual stars and which have been extracted from meteorites. Stardust is one component of cosmic dust. The measured isotopic compositions demonstrate many aspects of nucleosynthesis within the stars from which the stardust grains condensed.[3]

EXPLOSIVE NUCLEOSYNTHESIS This includes supernova nucleosynthesis, and produces the elements heavier than iron by an intense burst of nuclear reactions that typically last mere seconds during the explosion of the supernova core. In explosive environments of supernovae, the elements between silicon and nickel are synthesized by fast fusion. Also in supernovae further nucleosynthesis processes can occur, such as the r process, in which the most neutron-rich isotopes of elements heavier than nickel are produced by rapid absorption of free neutrons released during the explosions. It is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron-rich isotopes of each heavy element. The rp process involves the rapid absorption of free protons as well as neutrons, but its role is less certain.

Explosive nucleosynthesis occurs too rapidly for radioactive decay to decrease the number of neutrons, so that many abundant isotopes having equal even numbers of protons and neutrons are synthesized by the alpha process to produce nuclides which consist of whole numbers of helium nuclei, up to 16 (representing 64Ge). Such nuclides are stable up to 40Ca (made of 10 helium nuclei), but heavier nuclei with equal numbers of protons and neutrons are radioactive. However, the alpha process continues to influence production of isobars of these nuclides, including at least the radioactive nuclides 44Ti, 48Cr, 52Fe, 56Ni, 60Zn, and 64Ge, most of which (save 44Ti and 60Zn) are created in such abundance as to decay after the explosion to create the most abundant stable isotope of the corresponding element at each atomic weight. Thus, the corresponding most common (abundant) isotopes of elements produced in this way are 48Ti, 52Cr, 56Fe, and 64Zn. Many such decays are accompanied by emission of gamma-ray lines capable of identifying the isotope that has just been created in the explosion. The most convincing proof of explosive nucleosynthesis in supernovae occurred in 1987 when gamma-ray lines were detected emerging from supernova 1987A. Gamma ray lines identifying 56Co and 57Co, whose radioactive halflives limit their age to about a year, proved that 56Fe and 57Fe were created by radioactive parents. This nuclear astronomy was predicted in 1969 [4] as a way to confirm explosive nucleosynthesis of the elements, and that prediction played an important role in the planning for NASA's successful Compton Gamma-Ray Observatory. Other proofs of explosive nucleosynthesis are found within the stardust grains that condensed within the interiors of supernovae as they expanded and cooled. Stardust grains are one component of cosmic dust. In particular, radioactive 44Ti was measured to be very abundant within supernova stardust grains at the time they condensed during the supernova expansion,[5] confirming a 1975 prediction for identifying supernova stardust. Other unusual isotopic ratios within these grains reveal many specific aspects of explosive nucleosynthesis.

COSMIC RAY SPALLATION Cosmic ray spallation produces some of the lightest elements present in the universe (though not significant deuterium). Most notably spallation is believed to be responsible for the generation of almost all of 3He and the elements lithium, beryllium and boron (some 7Li and 7Be are thought to have been produced in the Big Bang). The spallation process results from the impact of cosmic rays (mostly fast protons) against the interstellar medium. These impacts fragment carbon, nitrogen and oxygen nuclei present in the cosmic rays, and also these elements being struck by protons in cosmic rays. The process results in these light elements (Be, B, and Li) being present in cosmic rays at much higher proportion than they are represented in solar atmospheres, whereas H and He nuclei are represented in cosmic rays with approximately primordial abundance with regard to each other. Beryllium and boron are not significantly produced in stellar fusion processes, because the instability of any 8Be formed from two 4He nuclei prevents simple 2-particle reaction building up of these elements.

Particelle nucleari

Neutrone, massa = 1.008665 amu

Protone, massa = 1.007277 amu

Atomo: consiste di protoni,neutroni & elettroni

Elettrone, massa = 0.000549 amu

Alfa (α), mass = ~4 amu

Beta (β-), massa = 0.000549 amuPositrone (β+), massa = 0.000549 amu

Gamma ray, no massa

X ray, no massa

Particelle nucleari

Neutrino

Classificazione delle Particelle Nucleari

alfa (α), carica +2

beta (β-), carica -1

positrone (β+), carica +1

Protone, carica +1

Elettrone, carica -1

Neutrone

γ ray

X ray

Neutrino

NUCLIDE: Un tipo di atomo specificato dal suo numero atomico,

dalla sua massa atomica e dal suo stato di energia, come il 14C.

NUCLEONE: un protone o un neutrone, come parte di un nucleo

atomico.

Carta completa dei nuclidi

Fig. 13.2. Carta completa dei nuclidi. da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

Carta dei nuclidi…

Fig. 13.1. Carta parziale dei nuclidi con mostrati gli atomi stabili (in grigio) e gli atomi instabili (in bianco). Sono inoltre mostrati i nuclidi isotopi, isotoni ed isobari.

da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

Nuclidi stabili ed instabili…

Non tutte le combinazioni di protoni + neutroni (Z) formano dei nuclei stabili. I nuclei instabili sono radioattivi, e decadono in nuclidi denominati Figli seguendo le leggi del decadimento radioattivo in un tempo caratteristico per ognuno di essi. Questo viene definito tempo di dimezzamento T1/2. I tempi di dimezzamento sono compresi in un intervallo tra secondi e 1014 anni.

Dei 1600 nuclidi, 300 sono stabili. Fra i nuclidi instabili circa 80 sono presenti naturalmente.

Tutti i nuclidi con Z > 83 sono instabili e sono quindi,

RADIOATTIVI

Fig. 13.3. Principali meccanismi di decadimento radiattivo.da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

Il decadimento radioattivo è un processo di trasformazione spontanea di un radionuclide (padre) instabile in un nuclide con diverse caratteristiche nucleari (figlio) che potrà essere stabile o a sua volta instabile.

La trasformazione avviene tramite l’emissione di particelle cariche, dotate di massa propria ed energia corpuscolare ed elettromagnetica.

Nuclei instabili ai lati della valle di stabilità decadono generalmente per decadimento isobarico dove un protone è convertito in neutrone o viceversa senza cambiamenti significativi della massa (i.e. Decadimento β). Nuclidi pesanti invece decadono tramite emissione di particelle pesanti (α) e quindi riducono la propria massa.

increases

Decadimento β- (negatrone)Nuclei a destra della valle (poveri in protoni) decadono trasformando un neutrone in protone + un elettrone che viene espulso come paticella β- da parte del nucleo (Fermi, 1934)

Fig. 13.6. Schematizzazione di variazione di Z ed N durante il processo di decadimento tramite una particella β-, all’interno della carta dei nuclidi. da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

n → p + β- + Q + ν

Q = energia di decadimento

ν  = antineutrino (necessario per bilanciare l’energia)

β -

β -

La massa dell’isotopo rimane costante mentre Z aumenta di 1

Esempio di decadimento β-

Il 27Mg (Z=12) emette un negatrone β- per formare il radionuclide figlio 27Al (Z = 13) secondo la reazione:

27

12Mg 2713Al + β- + Q + ν

Fig. 13.5. Schema per il decadimento β- del 27Mg in 27Al. Alcune nuclei emettono due o più suite di particelle β a diversa energia masima. L’energia totale emessa Q è pari a 3.37 MeV, sebbene rimane un eccesso di energia (2.0289 MeV) che sarà emessa tramite emissione di 3 raggi γ per il passaggio dai 2 isomeri eccitati allo stato di base del 27Al fornendo una enertia Q = 2.61 MeV per qualsiasi cammino di decadimento seguito da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

Per bilanciare le cariche l’atomo figlio cattura un elettrone

T1/2 = 9.5min

Decadimento del 87Rb

Il 87Rb decade spontaneamente in 87Sr secondo la seguente reazione:

87Rb 87Sr + β- + Q + ν

Fig. 13.15. Il 87Rb decade isobaramente in 87Sr

37 38

Q = 0.283 MeV

Nuclidi a sinistra della valle di stabilita’ sono poveri in neutroni e possono stabilizzarsi in 2 modi: •  Positron (β+) emission

•  Electron capture

Decadimento β+ (positrone)Avviene tramite emissione di una particella con carica positiva β+ da parte del nucleo. In accordo alla teoria di Fermi (1934) il decadimento β+ avviene attraverso la trasformazione di un protone del nucleo in neutrone + un positrone + un neutrino.

p → n + β+ + Q + ν Q = energia di decadimento ν = neutrino

Fig. 13.7. Schematizzazione di variazione di Z ed N durante il processo di decadimento tramite una particella β+, all’interno della carta dei nuclidi. da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

β+

β+ La massa dell’isotopo rimane costante mentre Z diminuisce di 1

Esempio di decadimento β+

L’ 14O (Z=8) emette un positrone β+ per formare il radionuclide figlio 14N (Z = 7) secondo la reazione:

148O 14

7N + β+ + Q + ν

Fig. 13.8. Schema per il decadimento β+ del 14O in 14N. L’energia emessa Q è pari a 5.12 MeV, sebbene si possa seguire due vie di decadimento con il raggiungimento di due stadi isomeri a diversa energia, per poi rilasciare l’ eccesso di energia tramite emissione di 2 raggi γ da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley &

Sons

T1/2 = 70.6 s

Decadimento per cattura elettronica Un elettrone dagli orbitali più interni può essere catturato dal nucleo, la quantità di nucleoni rimane invariata ma un protone si trasformerà in neutrone secondo la relazione:

p + e- → n + ν

Esempio: 40

19K + e- → 40 18Ar + Q + ν

La massa dell’isotopo rimane costante mentre Z diminuisce di 1

Decadimento del 40K

Il 40K decade spontaneamente in 40Ca (88.8 %) ed 40Ar (11.2%) secondo le seguenti reazioni:

40K 40Ca + β- + Q + ν

40K + e- 40Ar + Q

40K 40Ar + β+ + Q + ν

Fig. 13.13. Schema per il decadimento β+, β- e c.e. per il 40K che si trasforma nei prodotti radiogenici 40Ca e 40Ar. da: G. Faure (1987) Principles

of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

T1/2 = 1.2Ga

Decadimento α

Questo tipo di decadimento è peculiare per radionuclidi con

Z > 58 (142Ce)

e di alcuni radionuclidi leggeri quali 5He, 5Li e 6Be. La particella α è composta da 2 protoni e 2 neutroni

α = 2P + 2N

Fig. 13.4. Schematizzazione di variazione di Z ed N durante il processo di decadimento tramite una particella α, all’interno della carta dei nuclidi. da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley & Sons

Esempio di decadimento α

Il 222Rn emette un singolo set di particelle α per formare il radionuclide figlio 218Po secondo la reazione:

222Rn 218Po + α + Q

Fig. 13.5. Schema per il decadimento α del 222Rn in 218Po. L’energia emessa Q è pari a 5.4897 MeV, sebbene rimane un eccesso di energia (0.51 MeV) che sarà emessa tramite radiazione γ per il passaggio dall’isomero eccitato allo stato di base del 218Po. da: G. Faure (1987) Principles of Isotope Geology. J. Wiley &

Sons

T1/2 = 3.8 days

U-Th-Pb 238U

4.5 Ba

206Pb

207Pb

235U 713 Ma

232Th 14 Ba

208Pb

230Th 75 ka

226Ra 1622yr

Decadimento per fissione nucleareI nuclei degli atomi aumentando il loro contenuto di nucleoni aumentano conseguentemente la loro taglia, fino a raggiungere un limite critico oltre il quale le forze di repulsione elettrostatica hanno superato il valore delle forze nucleari che tengono uniti i nucleoni nel nucleo. Superato questo valore il nucleo tende a scindersi spontaneamente (fissione) in 2 nuclei di due atomi diversi.

92U → 56Ba + 36Kr + N + Q

Per 238U la frequenza del decadimanto per fissione e’ molto piu’ bassa di quella per decadimento α (106 volte meno), pero’ per altri elementi pesanti transuranici la fissione e’ il meccanismo di decadimento principale

Some non-stable heavy nuclei and excited heavy nuclei are particularly unstable with respect to fission. An important example is 236U. Imagine a material rich in U. When 238U undergoes fission, one of the released neutron can be captured by 235U nuclei, producing 236U in an excited state. This 236U then undergoes fissions producing more neutrons, etc. This is the basis of nuclear reactors and bombs (actually, the latter more commonly use Pu).

Since there is a tendency for N/Z to increase with A for stable nuclei, the parent is much richer in neutrons than the daughters produced by fission (which may range from Z=30, zinc, to Z=65, terbium). Thus fission generally also produces some free neutrons in addition to two nuclear fragments (the daughters). The daughters are typically of unequal size, the exact mass of the two daughters being random

238U può subire fissione spontanea (raramente), producendo neutroni liberi. Alcuni nuclidi come 235U possono subire fissione se colpiti da un neutrone, producendo altri neutroni che producono altra fissione producendo una reazione a catena. Se la concentrazione di nuclidi fissili e’ abbastanza alta puo’ portare allo sviluppo di esplosioni termonucleari come quelle in bombe o nelle supernove

The sum of the atomic weight of the two atoms produced by the fission of one fissile atom is always less than the atomic weight of the original atom. This is because some of the mass is lost as free neutrons Since the nuclei that can readily undergo fission are particularly neutron-rich (e.g. 61% of the nucleons in uranium-235 are neutrons), the initial fission products are almost always more neutron-rich than stable nuclei of the same mass as the fission product (e.g. 90Sr has 2 more neutrons than stable 88Sr). The initial fission products therefore may be unstable and typically undergo beta decay towards stable nuclei, converting a neutron to a proton with each beta emission. A few neutron-rich and short-lived initial fission products first decay by emitting a neutron. This is the source of delayed neutrons which play an important role in control of a nuclear reactor. The first beta decays are rapid and may release high energy beta particles or gamma radiation. However, as the fission products approach stable nuclear conditions, the last one or two decays may have a long half-life and release less energy. There are a few exceptions with relatively long half-lives and high decay energy, such as: * 90

38Sr à 9039Y (high energy beta, half-life 28.8 years)

* 13755Cs à 137

56Ba (high energy gamma, half-life 30 years) * 126

50Tin à 12651Sb (even higher energy gamma, but long half-life of 230,000 years means a slow rate

of radiation release, and the yield of this nuclide per fission is very low)

Each fission of a parent atom produces a different set of fission product atoms. However, while an individual fission is not predictable, the fission products are statistically predictable. The amount of any particular isotope produced per fission is called its yield, typically expressed as percent per parent fission; therefore, yields total to 200% not 100%. While fission products include every element from zinc through the lanthanides, the majority of the fission products occur in two peaks. One peak occurs at about (expressed by atomic number) strontium (Z=38) to ruthenium (Z=44) while the other peak is at about tellurium (Z=52) to neodymium (Z=60). The yield is somewhat dependent on the parent atom and also on the energy of the initiating neutron.[2] In general the higher the energy of the state that undergoes nuclear fission, the more likely that the two fission products have similar mass. Hence as the neutron energy increases and/or the energy of the fissile atom increases, the valley between the two peaks becomes more shallow.[3] For instance, the curve of yield against mass for Pu-239 has a more shallow valley than that observed for U-235 when the neutrons are thermal neutrons. The curves for the fission of the later actinides tend to make even more shallow valleys. In extreme cases such as 259Fm, only one peak is seen.

The Oklo natural reactor

Neutron capture