| 핵물리학 Nuclear Physics | ||
| {{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px;min-height:2em" {{{#!folding [ 펼치기 · 접기 ] {{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px" | <colbgcolor=#01012e><colcolor=#fff> 기반 | 양자역학(양자장론) · 상대성 이론(질량-에너지 동등성) · 통계역학 · 통계학 · 미분방정식 |
| 원자핵 구조 | 강입자(양성자 · 중성자 · 쿼크) · 전자 · 표준모형 | |
| 모형 및 정식화 | 보어의 원자모형 · 파인만 다이어그램(전파인자) · 핵반응 수율 공식 · 수소 원자 모형 | |
| 현상 | 안정성의 섬 · 방사선 · 핵붕괴(알파 붕괴 · 베타 붕괴 · 감마 붕괴 · 반감기) · 오비탈 · 쌓음 원리 · 훈트 규칙 · 섭동(스핀 - 궤도 결합 · 제이만 효과 · 슈타르크 효과) · 동위원소 · 결합 에너지 · 핵분열 · 핵융합 · 핵력 · 핵합성(양성자-양성자 연쇄 반응) | |
| 응용 | 원자력공학(원자력 공학 둘러보기 · 원자력 발전) · 핵무기(핵개발) · 방사선의학 | }}}}}}}}} |
1. 개요
核合成 / nucleosynthesis핵융합이나 핵분열 등으로 새로운 원소가 만들어 지는 과정. 특히 천문학에서는 수소, 헬륨 등 우주의 기본적인 가벼운 원소에서 탄소, 철, 금 같은 금속 등 중원소가 만들어지는 과정을 주로 말한다.
2. 빅뱅 핵합성
태초에 빅뱅이 일어났을 때는 1032 K 정도의 엄청난 초고온이지만 우주가 급팽창하면서 단열냉각으로 온도가 떨어져 10초~몇 분 정도 후에는 10억 K 정도로 식으면 쿼크들이 결합해 양성자(=수소 이온) 와 중성자가 생성되게 된다. 이 양성자와 중성자들이 고온에서 서로 충돌 결합하면 수소와 헬륨이 된다. 그 외 약간의 중수소가 생성되고, 극미량의 리튬, 베릴륨도 생성된다. 그후 20분 정도 시간이 지나면서 온도가 더욱 떨어져 핵합성은 멈추고 더이상 일어나지 않게 된다. 이 과정을 빅뱅 핵합성이라고 한다. 이때 생성된 원소들이 초기 우주를 이루는 원재료이자 이들 원소들의 초기우주 구성비율이 된다. 대충 수소가 75%, 헬륨이 25% 중수소가 0.01%이다. 그 외 리튬, 베릴륨 등 기타 원소의 초기 핵합성 량은 10-10 정도의 극미량에 불과해서 수소와 헬륨을 제외하고는 현재 우주에 있 기타 원소의 대부분은 나중에 항성이나 초신성에서 만들어 진 것들이다.참고로, 원자번호가 5 이상인 붕소, 탄소 등 베릴륨보다 무거운 모든 원소는 나중에 항성 핵융합에서 만들어지거나 초신성 폭발, 우주선 파쇄 등의 핵합성 과정으로 만들어진 원소들이다. 이런 리튬보다 무거운 원소들을 통틀어 천문학에서는 금속이라고 부른다. 탄소나 산소 등도 천문학에서는 금속이다.
3. 항성 핵합성
태양같은 주계열 항성은 수소를 핵융합하는 양성자-양성자 연쇄 반응을 이용한 핵융합으로 헬륨을 만들어 낸다. 좀더 온도가 올라갈 경우 CNO 순환을 통해서도 헬륨이 만들어 진다. 중심핵에서 수소가 거의 다 소진되고 헬륨이 쌓이면 중심핵은 빛을 낼 수 없어 중력을 지탱하지 못하고 자체 중력으로 압축되어 온도와 압력이 크게 올라간다. 그래서, 중심핵의 온도가 1억 K이 되면 이번에는 헬륨이 핵융합을 시작해서 탄소를 합성한다.탄소를 합성하기 위한 과정을 '삼중알파과정'이라고 하는데, 간략하게 설명하면 2개의 헬륨이 합쳐져서 베릴륨이 되고, 베릴륨과 헬륨이 합쳐져서 탄소가 된다. 자세한 내용은 위키 참조 삼중알파과정을 끝낸 후에는 별도로 알파 과정(다른 명칭으로는 알파 사다리, 알파입자 포획이라 한다)이 있는데 탄소-12에 헬륨-4가 결합하여 산소-16을 형성하고, 산소-16에 다시 헬륨-4가 결합해 네온-20 등의 방식으로 최종적으로는 철-52에 헬륨-4가 결합하여 니켈-56이 되는 것으로 종결된다.[1]
안정적으로 탄소가 존재하는 환경에서는 CNO 순환 과정을 거쳐 질소(N), 산소(O), 플루오린(F) 등이 생성된다.
이런 중심핵에서 헬륨을 태워 탄소를 핵합성하는 별이 적색거성. 갈색왜성에서는 리튬 핵융합이 일어난다. 그 외 다양한 항성의 진화단계에서 더욱 고온의 별에서는 탄소, 네온, 산소, 규소 등이 핵융합해서 원소의 주기율표에서 탄소에서부터 철사이의 원소들이 주로 합성되고 또 중성자 포획 등 다양한 과정으로 소량의 더욱 무거운 중원소들이 핵합성된다. 작은 별에서 주로 가벼운 원소들이, 크고 온도가 높은 별에서는 무거운 원소들이 합성된다.
탄소 핵합성부터의 과정은 중성자 수가 4의 배수로 늘어나는 규칙이 있는데, 이는 핵융합으로 발열반응을 일으키려면 재료 원소가 가진 양성자나 중성자의 합계와 핵융합으로 생성된 산물의 양성자, 중성자 수가 변화가 없어야 하는(즉, 약한 상호작용을 해선 안 된다) 조건이 있기 때문이다. 핵자 구조 메커니즘에서 결합 에너지가 가장 큰 니켈-62, 그 다음인 철-58이 우주상에서는 드물고 니켈-56이 방사성 붕괴를 두 번 거쳐 생성되는 철-56이 흔한 이유이기도 하다.
이후로는 초신성의 폭발을 통해 이뤄지는데, 중성자 포획 / 양성자 포획, 초신성 문단 참조.
4. 밀집성
두 중성자별이 서로 충돌하면 중성자가 풍부한 물질들이 급격하게 재조합되게 되며, 일반적인 초신성보다 더 많은 중원소가 합성되게 된다. 이 때 충돌한 두 중성자별은 하나의 블랙홀이 되지만, 이렇게 합성된 원소들은 중성자가 과다하여 빠르게 베타 붕괴를 하게 되며, 이 과정에서 발생하는 복사압만으로 블랙홀의 영향권으로부터 벗어날 수 있다고 한다.블랙홀의 강착 원반에서는 입자들이 광속에 가까운 속도까지 가속되어 양성자, 중성자 등이 서로 충돌하게 되며, 이 과정에서 중원소들이 합성될 수 있다. 이렇게 합성된 원소들은 제트 형태로 블랙홀을 탈출하여 성간 공간으로 퍼질 수 있다.
백색왜성이 서로 충돌하거나 동반성으로부터 물질을 끌어모아 태양 질량의 1.44배(찬드라세카르 한계)를 넘기게 되면 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 새로운 원소들이 합성될 수 있다. 그러나 탄소, 산소와 같은 가벼운 원소로부터 시작하므로 철을 넘는 무거운 원소는 극소량(0.01% 정도) 생성되는 것에 그치며, 그나마도 은이나 팔라듐이 한계다.
5. 우주선 파쇄
고에너지 방사선인 우주선이 원자핵에 부딪히면 원자핵이 분열되어 더 가벼운 원소로 쪼개질 수 있다.[2] 항성의 핵합성 과정에서 만들어지기 어려운 리튬, 베릴륨, 붕소의 상당량은 이 방식으로 생성되며, 지구상에 자연적으로 존재하는 삼중수소 또한 우주선 파쇄로 생성된다.6. 항성의 핵융합 종류
6.1. 양성자-양성자 연쇄 반응
수소가 핵융합 하여 헬륨을 만드는 과정이다.6.2. CNO 순환
수소가 핵융합 하여 헬륨을 만드는 또하나의 과정인데, 여기에 탄소, 질소, 산소가 촉매로써 작용한다.
빅뱅 후 얼마 지나지 않아 탄생한 종족3 항성들은 중원소가 없던 초기 우주의 환경 때문에 처음에는 양성자-양성자 연쇄반응만 하다가 중심핵 온도를 높이고 밀도를 늘리는 방법으로 삼중알파과정을 진행해 탄소를 생성한 뒤 그 양이 태양 중원소 함량의 100만의 1을 넘기면 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄반응을 유지하는 방식으로 특이하게 주계열성 단계를 거쳤다.
항성의 구성 물질 중 중원소 함량이 높을수록 항성의 최대질량 한계가 낮아지는데, 중원소들이 CNO 순환을 촉진시켜 원시별이 주계열성으로 진화하는 데 걸리는 기간을 줄여버리기 때문이다. 주계열성 단계가 되면 양성자-양성자 연쇄반응이 일어나 막대한 복사압을 방출해 항성의 질량을 더 키울 주변 물질들을 날려버린다.
항성의 질량이 더 높다면 이 과정중에 플루오린이 생성될 수 있다.
6.3. 삼중알파과정
3개의 헬륨이 탄소를 만드는 과정이다.6.4. 탄소 핵융합
태양 질량의 8배 이상인 항성인 경우 2개의 탄소가 충돌하여 네온, 나트륨, 마그네슘 등이 생성된다.6.5. 네온 알파 과정
네온-16에 헬륨-4가 충돌하여 마그네슘-20을 생성한다. 네온 연소 과정부터는 항성의 에너지 생산에 기여도가 낮다. 그 이유는 원자번호가 10을 넘는 네온부터는 쿨롱 장벽이 강해져서 핵융합 반응을 일으키기 어려워지기 때문이다.6.6. 산소 핵융합
2개의 산소 원자가 충돌하여 규소, 인, 황 등이 생성된다.6.7. 규소 연소 과정
태양 질량의 12배 이상의 고질량 항성에서 일어나는 최후의 항성 핵합성 과정이다.규소-28에 헬륨이 충돌하여 황-32가 생성되며, 여기에 헬륨-4가 충돌하는 과정을 통해 차례대로 아르곤-36, 칼슘-40, 티타늄-44, 크로뮴-48, 철-52, 니켈-56까지 생성된다. 그런데 니켈-56이 생성되는 시점까지 오면 항성 핵합성은 한계에 이르게 된다.
그 이유는 규소 연소 반응을 일으키는 항성의 중심핵은 28~35억 켈빈에 달하는 극초고온 상태인데, 헬륨-4를 충돌시켜 일어나는 알파 반응과 핵자가 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되어 양성자나 중성자, 알파 입자 같은 아원자 입자를 방출하는 광붕괴(photodisintergration) 현상이 경쟁하게 된다. 그런데 항성 내부의 환경과 열역학적인 측면에서 철 인근의 원소에서 광붕괴가 일어나는 게 더 용이하기 때문에 니켈-56을 넘어서는 핵융합은 불가능하며, 니켈-56이 핵에 쌓이게 된다. 문제는 이 과정이 일어나는 그 순간에 이미 항성은 중력붕괴에 저항할 복사압이 생성되지 않아 항성의 중심핵이 축퇴되어 100기가 켈빈까지 가열되고 전자 포획을 통해 중성자 덩어리로 변하고 내파 현상이 일어나 순간적으로 부피가 줄어들어 안정화된다.
그러나 중심핵만이 안정되었을 뿐, 중심핵의 부피가 순간적으로 줄어들었기 때문에 중심핵 외부의 구성물질들은 최대 광속의 4분의 1 속도로 중심핵과 차례대로 충돌하게 된다. 이 때 막대한 충격파가 발생하여 핵으로 쏟아지던 모든 물질들을 최소 1천억~최대 1조켈빈에 달하는 극초고온으로 가열시켜 철보다 무거운 중원소를 마구잡이로 형성하며, 이렇게 생성된 원소 중 반감기가 극히 짧은 원소들은 자발적 핵분열을 일으켜 또 다시 에너지를 배출한다. 발생한 충격파는 별 전체에 대폭발을 일으켜 II형 초신성 현상을 일으키며 이 때 밀도가 극히 높은 중심핵만 중성자별로 남고 나머지 구성물질들은 되튕겨져 우주공간으로 날아간다.
철보다 무거운 원소는 핵융합시 에너지를 방출하는 것이 아니라 흡수하므로 더 막대한 에너지가 필요해 항성의 핵융합 과정으로는 생성될 수 없고, 초신성으로 진화한 별이 폭발할 때(폭발성 핵합성), 밀집성이 서로 충돌하거나 활동성 블랙홀이 주변 물질을 흡수해 생기는 강착원반에서 만들어진다. 활동성 블랙홀은 자신이 끌어들인 물질 중 극히 일부만을 흡수하며 나머지는 상대론적 제트에 의해 우주공간으로 돌아간다.
6.8. 중성자 포획 / 양성자 포획
중성자 포획은 초신성 폭발시 발생하는 고속 중성자 포획(r-과정), 점근거성가지 단계를 밟는 항성에서 발생하는 저속 중성자 포획(s-과정)이 있다.양성자 포획도 적색거성에서 일어나는 저속 양성자 포획(p-과정), 초신성 폭발시 발생하는 고속 양성자 포획(rp-과정) 두 가지가 존재한다.
니켈, 철보다 무거운 중원소는 이 과정으로 형성된다.
6.9. 초신성
초신성에서는 별에서 규소에서 니켈등이 주로 핵합성되고 별에서 만들어지기 어려운 철보다 무거운 원소들도 다양한 핵합성 과정을 통해 합성되어 우라늄이나 플루토늄은 물론이고 그보다 무거운 원소까지도 생성된다. 하지만 역시 대체로 무거운 원소들은 핵합성이 어려워서 구성 비율이 낮다. 무거운 금이나 백금이 왜 지각구성비가 낮은지 그래서 귀한지를 설명해준다. 당신의 손가락에 낀 금반지는 초신성의 폭발에서 나온 재를 모은 것이다. 시뮬레이션에 따르면 초신성으로 생성될 수 있는 원소의 상한선은 다름슈타튬 정도로 예상되며[3] 드물게 이 장벽을 넘더라도 안정성의 섬(원자량 290~310)이 한계일 것으로 보인다.이 핵합성의 의미는 결국 태양계의 구성성분은 태양계가 생기기도 전에 있었던 조상 별들이 진화과정에서 핵합성으로 여러 원소를 만들고 나중에 폭발하며 남은 폭발 잔해나 초신성이 폭발하며 일어난 핵합성으로 만들어진 재(灰)에서 나온 것이다. 별의 생성, 진화, 소멸의 세대를 거칠수록 무거운 원소의 비율이 높아지고 특히나 무거운 중원소는 초신성의 폭발에서만 생성된다. 태양계는 비교적 무거운 원소의 비율이 높은 대충 3세대 별에 해당된다.
[1] 이 알파 과정은 이론상 주석-100까지 진행할 수 있지만 27~35억 켈빈에 달하는 중심핵의 온도로 일어나는 광붕괴 현상, 그리고 규소 핵융합의 연소 반응이 극히 짧기 때문에 사실상 니켈-56에서 반응이 종결된다.[2] 무거운 원소의 핵분열과 달리 가벼운 원소의 핵분열은 흡열반응을 하기 때문에 에너지를 오히려 공급받아야 가능하다. 하지만 우주 방사선은 많은 에너지를 가지므로 철보다 가벼운 원소의 핵을 분열시킬 수 있다.[3] 이 범위에는 자발적 핵분열을 하는 동위원소가 흔하여 초신성 핵합성 과정에서 무거워지는 원소들을 다시 가벼운 원소로 되돌려놓을 것이다. 참고로 페르뮴은 고속 중성자 포획 핵합성을 방해하지 못한다. 원자로와는 비교도 할 수 없을 정도로 중성자 밀도가 높기 때문이다.