放射性

放射性或辐射性是指某元素的放射性同位素从不稳定的原子核自发地放出射线（如α射线、β射线、γ射线等）而衰变形成另一种同位素（衰变产物），这种现象称为放射性。衰变时放出的能量称为衰变能量。所有元素都有着许多种放射性同位素，若某元素的所有同位素都具有放射性，则我们称该元素为放射性元素，原子序数为83（铋）以上的元素都属于放射性元素，但某些原子序数小于83的元素（如锝和钷）也属于放射性元素。而有趣的是，从原子序84（钋）开始一直到97（锫）之间的放射性元素有以下特性：原子序是偶数者，其最长寿同位素的半衰期都比相邻的奇数者长。这是由于原子序数为偶数的元素的原子核含有适当数量的质子和中子，能够形成有利的配置结构（即魔数）。
对单一原子来说，放射性衰变依照量子力学是随机过程，无法预测特定一个原子是否会衰变。不过原子衰变的几率不会随着原子存在的时间长短而改变。对大量的原子而言，可以用量测衰变常数计算衰变速率及半衰期。其半衰期没有已知的时间上下限，范围可以到55个数量级，短至几乎瞬间，长至宇宙年龄的一兆倍。
放射性衰变有许多种不同的类型。衰变或是能量的减少若使得某种原子的原子核的中子数或质子数发生了改变，转变为有另一种原子核的原子，则称此衰变为核嬗变。若为中子数的改变，则衰变后的产物为同种元素的另一种同位素；若为质子数的改变，则衰变后的产物为另一种不同的化学元素。
最早发现的衰变种类是α衰变、β衰变、γ衰变。α衰变是原子核放出α粒子（氦原子核），是最常见释放核子的衰变，不过原子核偶尔也会释放质子，或者释放其他特殊的核子（称为簇衰变）。β衰变是原子核释放电子（或正子）及反微中子，会将质子转变为中子（或是将中子转变为质子） 。核子也可能捕获轨道上的电子，使质子转变为中子，这为电子捕获，上述的衰变都属于核嬗变。
相反的，也有一些核衰变不会产生新的元素或同位素，受激态原子核的能量以伽马射线的方式释出，称为伽马衰变，或是将激发态原子核将能量转移至轨道电子上，轨道电子再脱离原子，称为内部转换。若是核子中有大量高度受激的中子，有时会以中子发射的方式释放能量。另外一种核衰变是原来的原子核分裂为二个或多个较小的原子核，称为自发裂变，在大量的不稳定核子自发性地衰变时，一般也会释放伽马射线、中子或是其他粒子。
地球上有14种左右的化学元素属于放射性元素，但其余非放射性元素也有许多种具放射性的同位素。而在所有自然存在的放射性同位素中，有34种是在太阳系形成前就存在的。著名的例子像是铀-235和钍-232，此外还有在自然界中，半衰期较长的同位素，例如钾-40及钐-147。另外还有15种是半衰期较短的同位素，像镭-226及氡-222，是由原始核素衰变后的产物，也有一些是因为宇宙射线而产生的，像碳-14就是由宇宙射线撞击氮-14所产生。放射性同位素也可透过粒子加速器或核反应堆来人工合成，所有人工合成的同位素都具有放射性。在所有元素的放射性同位素中，有650种的半衰期超过一小时，而有数千种的半衰期更短。

历史

放射性是由法国科学家亨利·贝可勒尔在1896年研究磷光材料时发现，磷光材料在暴露在日光下后，在黑暗中会发光，他认为X射线碰撞阴极射线管后发出的光和磷光有关。他将照片底片卷在黑色纸张内．上面放置许多不同的磷光材料，一直到用铀盐时底片才有影像，即使底片被黑色纸张挡住内．底片仍有黑色的感光图像。这种辐射被称为“贝可勒尔射线”。
后来很快就发现上述的感光和磷光无关．因为使用非磷光材料的铀盐甚至铀金属，也会有一样的效果。因此推断有一种不可见的辐射可以穿过黑色纸张，使底片感光而变黑。
一开始大家认为这种辐射类似刚发现的X光。像贝可勒尔、欧内斯特·卢瑟福、保罗·维拉尔、皮埃尔·居里、玛丽·居里等人的研究发现这种辐射比X光复杂。卢瑟福是第一个发现其衰变方式都依循着指数形式衰减。卢瑟福和他的学生弗雷德里克·索迪最早发现许多的衰变会造成核嬗变，会使原子变成另一种原子。索迪-法扬斯放射位移定律可以描述α衰变及β衰变的产物。
早期的研究者也发现除了铀之外，许多其他的化学元素也有放射性同位素。皮埃尔·居里、玛丽·居里的系统化研究也让他们分离出两种新元素，分别是钋和镭，镭一方面具有放射性，而且化学性质类似钡，增加了分离的难度，居里夫人也因分离了这二种元素而获得诺贝尔化学奖。

放射性单位

国际单位制（SI制）的放射性活度单位为贝可勒尔（Bq），得名自科学家亨利·贝克勒尔，1贝可勒尔定义为一秒有一个原子衰变。
较早期放射性活度的单位为居里（Ci），定义为其一克的镭226放射性活度。现在一居里定义为每秒3.7×10¹⁰个原子衰变，因此1 居里 (Ci) = 3.7×10¹⁰ Bq。在放射保护的应用上，美国核能管理委员会允许使用居里及国际单位制单位，但欧盟的欧洲测量单位指令要求在公共卫生方面，自1985年12月31日起不能使用居里单位。

衰变

放射性衰变通常都有一定的周期，并且一般不因物理或化学环境而改变，这也就是放射性可用于确定年代的原因。由于一个原子的衰变是自然地发生，即不能预知何时会发生，因此会以几率来表示。假设每颗原子衰变的几率大致相同，例如半衰期为一小时的原子，一小时后其未衰变的原子会剩下原来的二分之一，两小时后会是四分之一，三小时后会是八分之一。
原子的某些衰变会产生出另一种元素，并会放出α粒子、β粒子或中微子，在发生衰变后，该原子也会释出伽马射线。衰变后的实物粒子静止质量的总合会少于衰变前实物粒子静止质量的总和，根据质能方程，能量可以表现出质量。当物体的能量增加E，其质量则增加E/C²，当物体的能量减少E，其质量也减少E/C²，如果一个原子核衰变后放出实物粒子，假设该原子核在衰变前相对于某一惯性参照物静止，衰变后的新原子核和所放出的实物粒子相对于该惯性参照物运动，即对于该惯性参照物而言，新原子核和所放出的实物粒子具有动能，当新原子核或所放出的实物粒子与其他粒子发生碰撞，它便会失去能量。因此，衰变前和衰变后质量和能量都是守恒的，粒子的静止质量则不守恒。如果该原子核放出光子，同样的，光子也具有质量，但没有静止质量。通常衰变所产生的产物多也是带放射性，因此会有一连串的衰变过程，直至该原子衰变至一稳定的同位素。
发生核衰变的放射性元素有的是在自然界中出现的天然放射性同位素，如碳14，但其衰变只会经过一次β衰变转为氮14原子，并不会一连串地发生。也有很多是经过粒子对撞等方法人工制造的元素。

放射性核素的起源

地球上放射性的原始核素是在太阳系形成前，超新星核合成时的爆炸残留物。这些核素是半衰期长的核素，在恒星吸积时留在星云中直到现在，自然界在岩石中．半衰期短的放射生成核素是由这些原始核素衰变而成。宇宙射线核素也会造成自然界中少量的放射性核素。这些地幔及地壳岩石中核素的衰变对地球内部的热量平衡有显著的贡献。