양성자-양성자 연쇄 반응

3. 양성자-양성자 연쇄 반응

양성자-양성자 연쇄 반응은 여러 단계를 거쳐 수소를 헬륨으로 변환하는 핵융합 반응이다. 이 반응은 태양과 같은 별들이 에너지를 생성하는 주요 원리 중 하나이다.

1920년대 아서 에딩턴이 처음으로 양성자-양성자 연쇄 반응을 제안했다. 당시에는 태양의 온도가 쿨롱 장벽을 극복하기에 충분하지 않다고 여겨졌으나, 양자역학의 발전으로 양자 터널링 현상이 발견되면서 낮은 온도에서도 핵융합이 가능하다는 것이 밝혀졌다. 1939년 한스 베테는 별 내부에서 일어나는 다양한 핵반응의 비율을 계산하려 했으며, 이는 항성 핵합성 연구의 일환으로 1967년 노벨 물리학상 수상으로 이어졌다.^[5]

반응의 첫 단계는 두 개의 수소 원자핵(양성자)이 융합하여 중수소를 형성하는 것이다. 이 과정에서 하나의 양성자가 중성자로 변환되며, 양전자와 전자 중성미자가 방출된다.^[6]

:¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e + 0.42 MeV

이때 방출되는 중성미자는 최대 0.42 MeV의 에너지를 갖는다. 이 첫 단계는 약한 상호작용에 의해 일어나기 때문에 매우 느리게 진행되며, 태양 중심부에서 평균 양성자가 다른 양성자와 융합하는 데에는 약 90억 년이 걸린다.^[7]

양전자는 곧바로 주변의 전자와 쌍소멸하여 두 개의 감마선을 방출한다.

:e⁺ + e⁻ → 2γ + 1.02 MeV

이후, 첫 단계에서 생성된 중수소는 또 다른 수소 원자핵과 융합하여 헬륨의 가벼운 동위원소인 헬륨-3(³He)을 형성한다.

:²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV

이 과정은 강한 핵력에 의해 일어나므로 매우 빠르게 진행되며, 태양 중심부에서 중수소 핵은 생성 후 약 1초 만에 헬륨-3으로 변환된다.^[9]

헬륨-3으로부터 헬륨-4가 생성되는 과정에는 여러 갈래가 존재한다. 태양에서는 주로 세 가지 갈래(PP I, PP II, PP III)가 일어나며, 각 갈래의 비율은 온도에 따라 달라진다. 태양의 경우 PP I이 83.3%, PP II가 16.68%, PP III가 0.02% 정도를 차지한다.^[9] 매우 드물게 PP IV (HeP) 갈래도 존재한다.

전체 반응을 요약하면 다음과 같다.

:4 ¹H⁺ + 2 e⁻ → ⁴He²⁺ + 2 ν_e + 26.73 MeV

여기서 방출되는 에너지의 일부는 중성미자에 의해 손실된다.

3. 1. 주요 반응 단계

• 이 반응은 약한 상호작용에 의존하기 때문에 매우 느리게 진행된다. 태양 중심부에서 평균 양성자가 다른 양성자와 융합하기까지 약 90억 년이 걸린다.^[7] 이 반응에서 생성되는 중성미자는 최대 0.42 MeV의 에너지를 가진다.

• 이 과정은 강한 핵력에 의해 매개되므로 매우 빠르게 진행된다. 태양 중심부에서 새로 생성된 중수소 핵은 약 1초 만에 헬륨-3으로 변환된다.^[9]

• pp I에서는 두 개의 헬륨-3 핵을 융합하여 헬륨-4를 생성한다.
• pp II 및 pp III 가지는 헬륨-3을 기존의 헬륨-4와 융합하여 베릴륨-7을 형성하고, 이는 추가 반응을 거쳐 두 개의 헬륨-4 핵을 생성한다.

3. 2. 반응 가지 (Branches)

• PP I 분기: 10MK에서 14MK 사이의 온도에서 지배적이다. 이 반응은 두 개의 헬륨-3 원자핵이 융합하여 헬륨-4를 생성하고, 이 과정에서 두 개의 양성자와 12.86 MeV의 에너지를 방출한다. 10MK 이하에서는 양성자-양성자 연쇄 반응으로 많은 헬륨-4가 생성되지 않는다.
• PP II 분기: 14MK에서 23MK 사이의 온도에서 주로 일어난다. 헬륨-3과 헬륨-4가 융합하여 베릴륨-7을 생성하고, 이후 리튬-7을 거쳐 헬륨-4 두 개로 분열하는 과정이다.
• PP III 분기: 23MK 이상의 온도에서 지배적인 반응이다. 이 반응은 헬륨-3(³He)과 헬륨-4(⁴He)가 융합하여 베릴륨-7(⁷Be)을 생성하는 것으로 시작한다. 태양 내부에서는 주요 에너지원이 아니지만, 태양 중성미자 문제에서 중요한 역할을 한다.
• PP IV (HeP) 분기: 헬륨-3가 직접 양성자와 반응하여 헬륨-4를 형성한다. 매우 드물게 발생한다.

3. 2. 1. PP I

3. 2. 2. PP II

3. 2. 3. PP III

PP III 반응은 태양 내부에서는 주요 에너지원이 아니다. 태양 중심부 온도가 PP III 반응이 활발하게 일어나기에는 충분히 높지 않기 때문이다. PP III 반응은 태양 전체 에너지 생성량의 약 0.015% ~ 0.02% 정도만을 차지한다.^[19] 하지만, 이 반응은 최대 14.06 MeV의 에너지를 갖는 고에너지 중성미자를 방출하기 때문에 태양 중성미자 문제에서 중요한 역할을 한다.^[13]

3. 2. 4. PP IV (HeP)

3. 3. 에너지 방출

4. PEP 반응

양성자-양성자 연쇄 반응의 첫 단계에서 드물게 일어나는 또 다른 반응은 양성자-전자-양성자(PEP) 반응이다. 이 반응은 다음과 같이 나타낼 수 있다.^[6]

:

태양에서 PEP 반응은 PP 반응의 약 1/400 빈도로 발생한다.^[19] 하지만 PEP 반응에서 방출되는 중성미자는 훨씬 더 에너지가 높다. PP 반응의 첫 단계에서 생성되는 중성미자의 에너지가 최대 인 반면, PEP 반응은 의 날카로운 에너지 선 중성미자를 생성한다.^[16]

참조

_[1] 웹사이트 The Proton–Proton Chain http://csep10.phys.u[...] 2018-07-30
_[2] 서적 Evolution of Stars and Stellar Populations https://books.google[...] John Wiley and Sons
_[3] 문서 The Nucleus
_[4] 서적 Introductory Nuclear Physics Wiley
_[5] 논문 Energy Production in Stars 1939-03-01
_[6] 서적 Nuclear Physics of Stars Wiley-VCH 2007
_[7] 서적 The Physics of Stars John Wiley 1999
_[8] 서적 Neutrons, Nuclei, and Matter Dover Publications
_[9] 논문 Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles 2011-04-12
_[10] 논문 New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited 2009-11
_[11] 서적 An Introduction to Stellar Astrophysics
_[12] 논문 Synthesis of the Elements in Stars https://authors.libr[...] 1957-10-01
_[13] 서적 Nuclear physics of stars https://www.worldcat[...] 2015
_[14] 논문 Solar fusion cross sections. II. Theppchain and CNO cycles 2010
_[15] 서적 Cauldrons in the Cosmos The University of Chicago Press
_[16] 논문 First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino 2012-02-02
_[17] 간행물 Session 14 https://indico.ijcla[...] Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter 2006-09-07
_[18] 문서 太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.4太陽のエネルギー源
_[19] 문서 太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.5太陽ニュートリノの謎
_[20] 서적 천문학용어집 한국천문학회