放射線教育フォーラム
2024年度第1回勉強会
2024年6月16日

環境中に存在する放射性核種とその起源
放射線教育フォーラム
京都大学名誉教授

柴田誠一

放射線：ある線源から放出される光線または粒子。
放射線が観測されたとき、その放射線を放出している放射線源（放射性同位体、加速器や原子炉、宇宙線など）が、どこかにある。

放射能：原子核が、放射線をともなって自発的に変換していく現象のこと。
放射能という言葉は、上記の意味に加えて、単位時間に壊変する原子核の数（ベクレル単位で表される放射能量）、放射線を放出する物質（放射性物質あるいは放射性同位体）を表すこともある。

2007年7月16日10時13分頃 中越沖地震発生
当日夜 大阪 熊取地区 環境放射線レベル 上昇

地震と環境放射線レベルの上昇に因果関係があるか？

当日夜 大阪 熊取地区 局地的豪雨

空間線量率と降水量との関係
測定場所：熊取オフサイトセンター

環境放射線レベルが上昇したのは、大気中に含まれる放射性物質が雨とともに地表へ降下するためこの大気中に含まれる放射性物質とは？

天然に存在する放射性核種1) 天然一次放射性核種2) 天然二次放射性核種
3) 誘導放射性核種4) 消滅放射性核種

同位体
原子番号が同じで、質量数が異なる原子を互いに同位体であるという。

核種
個々の原子核に独立の意味をもたせる場合は核種という。

例： 12C と 13C は互いに同位体であるが、異なる核種である。

天然一次放射性核種
太陽系が誕生した46億年前から存在し、半減期が長いため放射壊変によって消失せず現在まで残っている核種のこと。
系列をつくる放射性核種
238U (T = 45億年) から出発するウラン系列
235U (T = 7億年) から出発するアクチニウム系列
232Th (T = 140億年) から出発するトリウム系列
系列を作らない放射性核種
代表的なものとして、40K (T = 13億年)、87Rb (T = 480億年)など
T：半減期ウラン系列 ： 238U → ・・・ → 222Rn ・・・ → 206Pb
親核種

安定核種放射壊変
α 壊変は、α 線すなわち α 粒子を原子核から放出する壊変であり、 α 粒子は高速のヘリウム原子核（4He2+）で、陽子2個と中性子2個からなる。
また、β 壊変は β 線を原子核から放出する壊変であり、β 線は電子の流れで、原子核から電子を放出する。
したがって、「 α 壊変によって、原子番号が2、質量数が4減少し、 β 壊変によって原子番号が1増加し、質量数は変わらない。」

天然二次放射性核種
壊変系列を構成する放射性核種の中で、238U, 235U, 232Th 以外は短寿命の放射性核種である。

このような核種を天然二次放射性核種と呼ぶ。親核種（ 238U,235U, 232Th）が存在する限り、二次放射性核種も常に存在する。
放射性物質が放出するγ線に基づく環境中の外部放射線量の大部分は、天然二次放射性核種に由来する。

トリウム系列
親核種： 232Th →・・・ → 220Rn ・・・ → 208Pb

ウラン系列
親核種： 238U →・・・ → 222Rn ・・・ → 206Pb

アクチニウム系列
親核種： 235U →・・・ → 219Rn ・・・ → 207Pb

誘導放射性核種
天然において核反応が起こり、その結果、生成する放射性核種を「誘導放射性核種」と呼ぶ。核反応を起こすための高エネルギー粒子としては地球外から到達する宇宙線が重要なために、通常は大気中で生成する誘導放射性核種に注目する。
例： 3H （T = 12年）, 7Be (T = 53日) , 14C （T = 5730年）
宇宙線の発見： 1912年 ヘス

消滅放射性核種
太陽系の形成過程のある時期までは存在し、現在得られる試料中に壊変生成物が見出され、存在が確認できる核種のこと。
例：129I （T = 1600万年）, 244Pu (T = 8000万年) がある。

放射性核種

半減期87Rb

4.8 x 1010 年
1.4 x 1010
4.5 x 109
1.3 x 109
7.0 x 108-----------8.0 x 107
1.6 x 107
1.6 x 107
2.4 x 104

232Th
238U
40K
235U

-------244Pu
129I
247Cm
239Pu

天然一次放射性核種

消滅放射性核種

放射性核種

半減期

同位体比

238U
235U

4.5 x 109 年
7.0 x 10899.27 %
0.72 %

244Pu

8.0 x 107

消滅放射性核種

ウラン（238U、235U）の半減期と同位体比からわかること

元素の起源

原子核の形成
ビッグバンから 3分経過し、109 K まで下がると、陽子と中性子が結合し、光子を放出して重水素核(2H)ができ、安定に存在できるようになる。
できた2H 同士の衝突や陽子との反応で、3H、3He、4Heができ、それらをもとに7Li、7Beまでが合成される。

原子の形成宇宙開闢後 38万年の頃、温度が 3000 K 以下になり電子の熱運動エネルギーが下がると、電子は陽子やHe 原子核に捕えられ、H 原子、He 原子ができる。

星の形成
宇宙背景放射の強度は、宇宙空間でわずかな強弱を示す。このことは、物質が空間にわずかながら不均一に放出されていることを意味している。重力により濃い物質雲がさらにいくつかの濃い領域に凝縮する。これらの雲、すなわち原始の銀河の中では、局所的により高い密度の物質は星へと変化していく。（原始星 (protostar) の誕生）

恒星の進化に伴う Fe より軽い核の合成
原始星の中心温度が 107 K を超えると 1H から 4He ができる核融合反応が起き、内部密度が約 1024個/cm3で主系列星となる。
恒星の内部温度の上昇に伴い、核融合反応が次々に起き、原子番号の大きい元素が合成される。

B2FH 理論太陽はこの段階にある。

２．ヘリウム燃焼 (He burning)

中心温度が 2 x 108 K を超えると、3個の 4He（α粒子）から 12C ができる核融合反応が起き、生成した 12C は 4He と核融合して 16O ができる。この段階で恒星は、主系列から離れ赤色巨星となり、第2世代以降の恒星では以前の元素合成でつくられ恒星中にすでに取り込まれている重元素を種核として、中性子が付加するs 過程（s process）が起き、Fe より重い元素が合成される。

３．炭素燃焼 (C burning)

中心温度が 8 x 108 K になると、
12C + 12C → 20Ne + α
12C + 12C → 23Ne + p
12C + 12C → 24Mg + γなどの反応が起き、Neや Mgが合成される。

４．ネオンおよび酸素燃焼(Ne and O burning)
1.5 x 109 K に達すると、20Ne + γ → 16O + α
20Ne + α → 24Mg + γ
16O + 16O → 28Si + α
16O + 16O → 32S + γなどの反応が起き、SiやSが合成される。

５．α 過程(α process)および e 過程(equilibrium process)3.5 x 109 K に達すると、28Si に α粒子が反応し、32S、36Ar、40Ca、44Ti、48Cr、52Fe、56Ni ができ、このうち、あとの 4核種は放射壊変で、44Ca、48Ti、52Cr、56Fe になる。
この段階では、いろいろな核種、陽子、中性子、光子の間に熱力学的平衡が成立し、原子核の結合エネルギーが最大で、もっとも安定な 56Feを中心に Ti、V、Cr、Mn、Co、Ni などが合成される。

原子核の結合エネルギーは、すべての原子核の中で 56Fe が最も大きく安定であるため、1H から 56Fe へ向かってエネルギーを解放しながら核融合反応で元素合成が進む。56Fe より重い元素は核融合反応ではつくることができないので、中性子捕核反応でつくられる。
s 過程 （s process）
中性子密度：107～1011 cm-3
中性子捕獲の寿命は、数年～数千年と長く、56Fe を起点として 209Bi まで合成される。

原子核の結合エネルギー
質量欠損：

ΔMA = MA － ZMH － NMn

ここで、 MA : 質量数 A の原子の質量、MH : 水素原子の質量、Mn : 中性子の質量、A = Z + N （質量数＝陽子数＋中性子数）
E = mc2 より 1原子質量単位は、931.5 MeV に等しい。
E = mc2 = 931.5 ΔMA
原子核の結合エネルギー ：EB (MeV) = － 931.5 ΔMA

核子あたりの結合エネルギー ： EB / Ar 過程 （r process）
中性子密度：1020～1030 cm-3
中性子捕獲の寿命は、10-2～10-6秒と短く、中性子捕獲でできた放射性核種が βー壊変するより速く中性子捕獲が進む。その結果、種となる安定核種を出発点として、中性子が著しく過剰の超短寿命核種が一挙にでき、それらはβー壊変を繰り返して安定核種となる。
超新星爆発の際に r 過程が起こると考えられていた。
近年、中性子星の合体も r 過程の有力な天体環境との報告がなされている。

太陽は現在からおよそ50億年後には赤色巨星になると予想されている。

参考文献
・ “放射線と放射能”

松浦他訳 学会出版センター 1996年

・ “一般化学（四訂版）” 長島、富田共著 裳華房 2016年
・ “宇宙・地球化学”

野津憲治著 朝倉書店 2010年

・ “放射化学”

柴田他訳 丸善 2005年

・ “物理図録（改訂版）” 数研出版 2019年

・ “地学図録（改訂版）” 数研出版 2019年
・ “宇宙と物質の起源” 高エネルギー加速器研究機構
素粒子原子核研究所編
ブルーバックス 講談社 2024年

ご清聴ありがとうございました。