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초신성 핵합성

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목차

1. 개요

초신성 핵합성은 항성이 폭발하는 초신성 현상에서 일어나는 핵융합 과정을 의미한다. 초신성은 백색 왜성이 물질을 흡수하거나, 거대한 별이 핵융합 연료를 소진하고 붕괴하면서 발생하며, 이 과정에서 다양한 원소가 생성된다. 초신성 폭발은 고온 환경을 조성하여 철보다 무거운 원소, 심지어 캘리포늄과 같은 무거운 원소까지 생성할 수 있다. 핵융합 과정은 주로 규소 연소를 거쳐 철족 원소를 생성하며, r-과정을 통해 무거운 원소가, s-과정, p-과정을 통해 다양한 원소가 생성된다. 1946년 프레드 호일에 의해 처음 제안되었고, B²FH 논문을 통해 발전했다. 2017년 중성자별 충돌 관측을 통해 r-과정이 중성자별 융합에서 발생한다는 것이 밝혀졌다. 초신성 핵합성은 우주의 화학적 진화, 생명체의 기원, 우주 관측 기술 발전 등에 중요한 영향을 미친다.

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초신성 핵합성

2. 초신성의 정의와 유형

초신성은 항성이 폭발하며 엄청난 에너지를 방출하는 현상이다. 초신성은 크게 두 가지 유형으로 나뉜다.

첫 번째 유형은 백색왜성이 관련된 경우이다. 백색왜성은 밀도가 매우 높은 별의 잔해로, 주변의 다른 별(주로 적색거성)로부터 물질을 흡수한다. 이 과정에서 백색왜성의 질량이 점점 증가하여 찬드라세카 한계를 넘어서면, 별 내부에서 탄소 핵융합이 급격하게 일어나 폭발하게 된다.

두 번째 유형은 태양보다 훨씬 무거운 별에서 발생한다. 이러한 별들은 진화 과정에서 적색 초거성 단계를 거치며, 중심핵에서는 핵융합 반응을 통해 니켈-56까지 생성된다. 니켈-56은 베타 붕괴를 통해 철-56으로 변환되는데, 철-56은 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생성할 수 없는 매우 안정한 원소이다. 따라서 별은 중력 붕괴를 일으키고, 이 과정에서 엄청난 에너지가 방출되어 초신성 폭발로 이어진다.

2. 1. 백색왜성의 폭발 (Ia형 초신성)

백색왜성이 주변 항성으로부터 물질을 흡수하다가 찬드라세카 한계에 도달하여 폭발을 일으킨다.

2. 2. 거대 질량 별의 붕괴 (II형, Ib형, Ic형 초신성)

항성 진화의 중요한 단계인 거대 질량 별의 붕괴는 II형, Ib형, Ic형 초신성으로 나타난다. 이러한 초신성은 주로 태양 질량의 약 8배 이상인 별에서 발생하며, 별 내부에서 일어나는 핵융합 반응의 변화와 관련이 깊다.[20]

적색 초거성과 같은 거대 질량 별은 핵에서 핵융합을 통해 에너지를 생성한다. 이 과정에서 니켈-56(56Ni)이 합성되는데, 이는 핵자당 결합 에너지가 가장 큰 동위 원소이다. 니켈-56은 베타 붕괴를 통해 철-56(56Fe)으로 변환되며, 철-56은 열을 방출하는 핵융합으로 만들어질 수 있는 마지막 원소이다.[21][22]

철-56보다 무거운 원소를 생성하는 핵융합 반응은 에너지를 흡수하는 흡열 반응이다. 이러한 흡열 반응이 주를 이루게 되면 별 내부 온도가 낮아지고, 별의 외부 층을 지지하던 복사 압력이 약해진다. 그 결과, 별의 중력이 외부 층을 빠르게 안쪽으로 끌어당기면서 별이 붕괴하기 시작한다.

붕괴하는 동안, 별의 외피는 원자핵과 거의 같은 밀도를 가진 비압축성 핵과 충돌하며, 이 충돌은 외부로 반사되는 충격파를 생성한다. 이 충격파는 융합되지 않은 물질을 통과하며 온도를 높여 ''폭발적 핵합성''을 유도한다.[21][22] 이 충격파 에너지는 별의 외피를 성간 공간으로 날려 보내 초신성 폭발을 일으킨다.

3. 초신성 핵합성의 과정

초신성 폭발은 엄청난 에너지를 방출하여 매우 높은 온도를 형성한다. 이러한 고온 환경에서는 항성 핵합성으로는 생성되기 어려운 무거운 원소들이 합성될 수 있다.

초신성 핵합성은 크게 두 가지 방식으로 일어난다.


  • 항성 핵합성의 연장: 항성 핵합성에서 핵융합으로 생성할 수 있는 가장 무거운 원소는 철이지만, 초신성 폭발과 같은 극한 환경에서는 R-과정 등 특별한 핵반응을 통해 철보다 무거운 원소들이 생성될 수 있다.
  • 폭발적 핵합성: 초신성 폭발 시 발생하는 충격파는 별 내부 물질의 온도를 급격하게 상승시켜 핵융합 반응을 촉진한다. 이를 ''폭발적 핵합성''이라고 하며, 이 과정을 통해 다양한 원소들이 생성된다. 특히, 규소 연소 과정에서는 다음과 같은 일련의 핵반응을 통해 철족 원소들이 합성된다.[40]


반응
28Si + 4He ⇄ 32S + γ
32S + 4He ⇄ 36Ar + γ
36Ar + 4He ⇄ 40Ca + γ
40Ca + 4He ⇄ 44Ti + γ
44Ti + 4He ⇄ 48Cr + γ
48Cr + 4He ⇄ 52Fe + γ
52Fe + 4He ⇄ 56Ni + γ
56Ni + 4He ⇄ 60Zn + γ



이 외에도 R-과정(빠른 중성자 포획 과정), S-과정(느린 중성자 포획 과정), P-과정(양성자 포획 과정 및 광붕괴 과정) 등 다양한 핵반응이 초신성 핵합성에 관여한다.

3. 1. 항성 핵합성의 연장

초신성은 폭발 시 발생하는 엄청난 양의 에너지 때문에 매우 높은 온도에 이르게 된다. 이 높은 온도에서는 원자 질량이 254에 이르는 캘리포늄까지도 생성될 수 있다. 캘리포늄은 지구 상에서는 인공적으로만 만들 수 있다. 항성 핵합성에서 핵융합으로 생성할 수 있는 가장 무거운 원소는 원자 질량이 55.845인 철 정도이다. 철보다 무거운 원소의 핵융합은 매우 드물며, 극도로 거대한 항성에서만 일어난다. 과학자들은 산소보다 무거운 원소 대부분이 초신성에서 만들어졌으며, 생명 역시 초신성에 기원한다고 믿는다. 철보다 무거운 원소는 거대한 항성이 초신성으로 변하기 전에 S-과정을 통해 일부 생성되기도 한다.

별이 산소 연소 과정을 마치면, 중심핵은 주로 규소와 황으로 구성된다.[23] 별의 질량이 충분히 높다면, 중심핵은 2.7~3.5 기가켈빈(230~300 keV) 범위의 온도에 도달할 때까지 더 수축한다. 이 온도에서 규소 및 기타 동위원소는 고에너지 광자(γ)에 의해 핵자 광분열을 겪어 알파 입자(He)가 방출된다.[23]

규소 연소의 핵 과정은 이전의 핵융합 단계와 다르다. 이는 알파 입자 포획과 알파 입자의 역 광분열 사이의 균형을 수반하며, 다음과 같은 순서로 모든 알파 입자 원소의 비율을 결정한다. 여기서 각 알파 입자 포획은 열 광자에 의한 알파 입자의 역반응, 즉 광분열에 의해 상쇄된다.

Si+HeS+
S+HeAr+
Ar+HeCa+
Ca+HeTi+
Ti+HeCr+
Cr+HeFe+
Fe+HeNi+
Ni+HeZn+



알파 입자 핵 Ti와 위의 마지막 다섯 반응에서 더 무거운 핵들은 모두 방사성이다. 이들은 초신성 폭발에서 방출된 후 Ca, Ti, Cr, Fe, Ni의 동위원소로 붕괴된다. 이러한 초신성 후 방사능은 감마선 천문학 발전에 매우 중요해졌다.[24]

이러한 빠른 반대 반응의 상황에서, 풍부도는 알파 입자 포획 단면적에 의해 결정되지 않는다. 대신 빠른 반대 반응 속도의 균형을 맞추기 위해 풍부도가 가져야 하는 값에 의해 결정된다. 각 풍부도는 그 균형을 이루는 ''정상 값''을 갖는다. 이 그림을 ''핵 준평형''이라고 한다.[25][26][27] 준평형은 계산된 풍부도를 잘 나타내며, 실제로 일어나는 일에 대한 이해를 돕는다.[28] 준평형 축적은 Ni 이후에 중단되는데, 알파 입자 포획은 느려지고 더 무거운 핵으로부터의 광분열은 더 빨라지기 때문이다. 비알파 입자 핵도 다음과 유사한 반응을 통해 참여한다.

: Ar + 중성자 Ar + 광자

그리고 역반응은 비알파 입자 동위원소의 정상적인 풍부도를 설정하며, 여기서 양성자 및 중성자의 자유 밀도 또한 준평형에 의해 설정된다. 그러나 자유 중성자의 풍부도는 질량이 큰 별의 조성에서 양성자보다 중성자가 더 많은 것에 비례한다. 따라서 Ar의 풍부도는 최근의 질량이 큰 별의 방출물에서 초기 H와 He만 있던 별에서보다 더 크다. 핵합성 후에 Ar이 붕괴되는 Cl은 "2차 동위원소"라고 불린다.

다음 단계인 복잡한 광분해 재배열과 핵 준평형은 ''규소 연소''라고 한다. 별의 규소 연소는 Si의 풍부도가 감소하고 Ni의 풍부도가 증가하는 핵 준평형의 시간적 순서를 거친다. 이는 규소가 니켈로 연소되는 것("연소"는 핵적 의미)으로 생각할 수 있다. 전체 규소 연소 순서는 수축하는 질량이 큰 별의 중심핵에서 약 하루 동안 지속되며 Ni이 우세한 풍부도가 된 후에 중단된다. 초신성 충격파가 규소 연소 껍질을 통과할 때 발생하는 최종 폭발 연소는 몇 초 동안 지속되지만, 온도가 약 50% 증가하여 격렬한 핵 연소를 일으킨다. 이는 28–60 질량 범위에서 핵합성에 주요 기여를 한다.[1][25][26][29]

Ni 단계 이후, 별은 더 이상 핵융합으로 에너지를 방출할 수 없다. 56개의 핵자로 구성된 핵은 모든 원소 중에서 정지 질량당 핵자가 가장 낮기 때문이다. 알파 입자 사슬에서 다음 단계는 Zn이지만, Zn은 핵자당 Ni보다 약간 더 많은 질량을 가지며, 핵 연소의 이전 단계와 달리 에너지 "손실"을 필요로 한다.

Ni (28개의 양성자)는 반감기가 6.02일이며 β 붕괴를 통해 Co (27개의 양성자)로 붕괴하며, 이는 다시 반감기 77.3일로 Fe (26개의 양성자)로 붕괴한다. 그러나 Ni이 질량이 큰 별의 중심핵 내에서 붕괴하는 데는 몇 분밖에 걸리지 않는다.

Ni은 이 방법으로 생성된 가장 풍부한 방사성 핵이다. 그 방사능은 후기 초신성 광도 곡선에 에너지를 공급하고 감마선 천문학 발전에 기여했다.[24] SN 1987A 광도 곡선을 참고하라.

클레이턴(Clayton)과 마이어(Meyer)[28]는 이 과정을 ''2차 초신성 기계''라고 명명했다. 이는 후기 초신성 현상에 에너지를 공급하는 방사능 증가를 준평형 핵 내의 증가하는 쿨롱 에너지의 저장에 기인하며, 이는 준평형이 주로 Si에서 Ni로 이동함에 따라 발생한다.

핵심 수축 단계 동안 중력 압축의 잠재 에너지는 내부를 약 30억 켈빈으로 가열하여 잠시 동안 압력 지지력을 유지하고 빠른 핵심 수축에 반대한다. 그러나 새로운 융합 반응을 통해 추가적인 열 에너지를 생성할 수 없으므로, 최종적인 수축은 몇 초 만에 붕괴로 가속화된다. 별의 중심 부분은 중성자별로 뭉개지거나, 질량이 충분히 크면 블랙홀로 뭉개진다.

별의 외부 층은 II형 초신성으로 알려진 초신성 충격파에 의해 폭발하며, 이 현상은 며칠에서 몇 달까지 지속된다. 초신성 중심핵의 탈출 부분은 처음에 많은 밀도의 자유 중성자를 포함할 수 있으며, 이는 별 내부에서 약 1초 동안 ''r''-과정으로 알려진 빠른 중성자 포획 메커니즘을 통해 철보다 무거운 우주의 원소의 절반 정도를 합성할 수 있다.

태양 질량의 약 8배 미만인 별들은 붕괴될 만큼 충분히 큰 핵을 형성하지 못하고, 결국 대기를 잃어 축퇴 전자의 압력에 의해 지탱되는 안정적인 탄소 냉각 구체인 백색 왜성이 된다. 따라서 이러한 가벼운 별 내에서의 핵합성은 최종 백색 왜성 위에 위치한 물질에서 융합된 핵종으로 제한된다. 이는 성간 가스로 반환되는 이들의 적은 양을 탄소-13과 질소-14, 그리고 중성자의 느린 포획(''s''-과정)에 의한 철보다 무거운 동위 원소로 제한한다.

백색 왜성의 상당수는 폭발하는데, 이는 백색 왜성의 더 강한 중력장에 질량을 잃는 동반 별과 이중 궤도를 이루고 있거나, 다른 백색 왜성과의 병합으로 인해 발생한다. 그 결과는 찬드라세카르 한계를 초과하여 약 태양 질량의 방사성 Ni 동위 원소와 소량의 다른 철 피크 원소를 합성하며 Ia형 초신성으로 폭발하는 백색 왜성이다. 니켈이 철로의 후속 방사성 붕괴는 Ia형을 수 주 동안 광학적으로 매우 밝게 유지하며, 우주의 모든 철의 절반 이상을 생성한다.[30]

그러나 나머지 별 핵합성은 핵붕괴 초신성으로 끝날 만큼 질량이 큰 별에서 발생한다.[29][30] 초신성 이전의 거대 질량 별에서 이는 헬륨 연소, 탄소 연소, 산소 연소 및 규소 연소를 포함한다. 이러한 산출량의 대부분은 별을 떠나지 못하고 붕괴된 핵으로 사라진다. 방출되는 산출량은 핵붕괴로 인해 발생한 충격파에 의해 마지막 순간의 폭발적인 연소에서 융합된다.[1] 핵붕괴 전에 규소와 철 사이의 원소의 융합은 가장 큰 별에서만 발생하며, 제한된 양으로만 발생한다. 따라서, 초기에는 수소와 헬륨만으로 별에서 합성될 수 있는 것으로 정의되는 1차 원소[31]의 핵합성은 핵붕괴 초신성 핵합성으로 제한된다.

원소 생성은 산소 연소 과정이나 규소 연소 과정에서 일어난다.[40] 이러한 핵융합 반응은 규소, 황, 염소, 아르곤, 나트륨, 칼륨, 칼슘, 스칸듐, 티타늄, 그리고 바나듐, 크롬, 망가니즈, 철, 코발트, 니켈과 같은 철족 원소를 생성한다. 이러한 원소들은 수소와 헬륨만으로 이루어진 거대한 항성에 의해 생성되므로 ''primary elements''라고도 불린다. 이러한 원소들이 초신성 폭발에 의해 방출되면, 성간 물질에서 무거운 원소의 존재 비율이 높아진다. 니켈보다 무거운 원소는 주로 r-과정으로 알려진 중성자 포획 과정을 거쳐 생성된다. 또한, 일부 원소 생성은 rp-과정으로 알려진 양성자 포획이나 p-과정(감마 과정)으로 알려진 광붕괴 과정을 통해 생성되는 것으로 생각된다. p-과정은 무거운 원소 중에서 가장 가볍고, 중성자가 적은 무거운 원소의 동위 원소를 생성한다.

3. 2. 폭발적 핵합성

초신성 폭발 시 발생하는 엄청난 에너지로 인해 매우 높은 온도가 형성된다. 이 고온 환경에서는 원자 질량이 254에 달하는 캘리포늄과 같이 매우 무거운 원소도 생성될 수 있다. 캘리포늄은 지구 상에서는 인공적으로만 합성 가능하다. 항성 핵합성에서 핵융합으로 생성 가능한 가장 무거운 원소는 원자 질량이 55.845인 철 정도이며, 이보다 무거운 원소의 핵융합은 극히 드물게 거대한 항성에서만 일어난다. 과학자들은 산소보다 무거운 원소 대부분이 초신성에서 만들어졌으며, 생명체 역시 초신성에 기원을 두고 있다고 믿는다. 철보다 무거운 원소는 거대한 항성이 초신성으로 변하기 전 S-과정을 통해 일부 생성되기도 한다.

초신성 핵합성에서 R-과정은 초신성 내부 핵융합의 주요 원인이다. R-과정은 높은 온도와 고밀도 중성자 환경에서 발생하는 원소의 중성자 포획 과정이다. R-과정에서 원자핵은 높은 중성자 선속에 노출되어 불안정한 중성자 과잉 원자핵을 형성하고, 이는 곧 안정된 중성자 수를 가진 원자핵으로 붕괴한다. 중성자 선속은 매우 높아 제곱 센티미터 당 초당 1022 개에 달한다. 다른 핵합성 과정으로는 P-과정 및 항성 핵합성에서 나타나는 S-과정이 있다.

철보다 무거운 원소를 생성하는 핵융합 반응은 핵 에너지를 흡수하는 흡열 반응이다. 이러한 반응이 주를 이룰 때, 별의 외부층을 지탱하는 내부 온도가 감소한다. 외부 외피가 더 이상 복사압에 의해 충분히 지지되지 못하면 별의 중력이 외피를 빠르게 안쪽으로 당긴다. 별이 붕괴하면서 이 외피는 원자핵과 거의 같은 밀도를 가진 비압축성 별의 핵과 충돌하여 외부 껍질의 융합되지 않은 물질을 통해 바깥으로 반사되는 충격파를 생성한다. 이 충격파로 인한 온도 증가는 해당 물질에서 융합을 유도하며, 이를 ''폭발적 핵합성''이라고 한다.[21][22] 충격파 에너지는 별의 폭발을 유발하여 핵 위의 외피에 있는 융합 물질을 성간 공간으로 분산시킨다.

별이 산소 연소 과정을 마치면 중심핵은 주로 규소와 황으로 구성된다.[23] 별의 질량이 충분히 높으면 중심핵은 2.7~3.5 기가켈빈(230~300 keV)에 도달할 때까지 수축한다. 이 온도에서 규소 및 기타 동위원소는 고에너지 열 광자에 의해 핵자 광분열을 겪어 알파 입자(4He)를 방출한다.[23] 규소 연소의 핵 과정은 이전 융합 단계와 달리 알파 입자 포획과 역 광분열 사이의 균형을 수반하며, 다음과 같은 순서로 모든 알파 입자 원소의 풍부도를 결정한다. 여기서 각 알파 입자 포획은 열 광자에 의한 알파 입자의 역반응(광분열)에 의해 상쇄된다.

반응
28Si + 4He ⇄ 32S + γ
32S + 4He ⇄ 36Ar + γ
36Ar + 4He ⇄ 40Ca + γ
40Ca + 4He ⇄ 44Ti + γ
44Ti + 4He ⇄ 48Cr + γ
48Cr + 4He ⇄ 52Fe + γ
52Fe + 4He ⇄ 56Ni + γ
56Ni + 4He ⇄ 60Zn + γ



원소 생성은 산소 연소 과정이나 규소 연소 과정에서 일어난다.[40] 이러한 핵융합 반응은 규소, 황, 염소, 아르곤, 나트륨, 칼륨, 칼슘, 스칸듐, 티타늄, 그리고 바나듐, 크롬, 망가니즈, 철, 코발트, 니켈과 같은 철족 원소를 생성한다. 이러한 원소들은 초신성 폭발에 의해 방출되어 성간 물질에서 무거운 원소의 비율을 높인다. 니켈보다 무거운 원소는 주로 r-과정으로 알려진 중성자 포획 과정을 거쳐 생성된다.

별 내부 원소 합성에 의한 핵융합 과정에서는 질량수 56인 원소(대략 철)까지만 합성될 수 있다. 규소에서 철로의 핵융합은 태양 질량의 8배 이상인 거대한 별에서만 일어나며, 이러한 거성은 최종적으로 초신성 폭발을 일으킨다. 초신성 폭발은 엄청난 에너지를 방출하고, 항성에서 발생하는 온도보다 높은 온도를 발생시킨다. 이러한 극고온에서는 철 이상의 원자량을 가진 원소 합성이 가능하며, 원자량 245(대략 캘리포늄)까지의 원소를 합성할 수 있다.

3. 3. R-과정 (빠른 중성자 포획 과정)

초신성 핵합성에서 ''r''-과정(빠른 중성자 포획 과정)은 매우 중성자가 많은 무거운 동위원소를 생성하며, 이 동위원소는 이후 첫 번째 안정 동위원소로 붕괴되어 모든 무거운 원소의 중성자 과잉 안정 동위원소를 생성한다. 이 중성자 포획 과정은 높은 중성자 밀도와 고온 조건에서 발생한다.

''r''-과정에서 모든 무거운 핵은 큰 중성자 플럭스에 노출되어 매우 불안정한 중성자 과잉 원자핵을 형성하며, 이 원자핵은 매우 빠르게 베타 붕괴를 거쳐 더 높은 원자 번호와 동일한 질량수를 가진 더 안정적인 핵을 형성한다. 중성자 밀도는 매우 높아 입방 센티미터당 약 1022~24개의 중성자가 존재한다.

''r''-과정의 초기 계산[38]에서는 ''r''-과정의 풍부함이 서로 다른 중성자 플루언스의 중첩임을 보여주었다. 작은 플루언스는 원자 질량 130 근처에서 첫 번째 ''r''-과정 풍부도 피크를 생성하지만 악티늄은 생성하지 않는다. 반면 큰 플루언스는 우라늄과 토륨을 포함한 악티늄을 생성하지만, 130 근처의 풍부도 피크는 생성하지 않는다. 이러한 과정은 수 초 이내에 발생하며, 이후 수백 편의 논문에서 이 시간 종속적 접근 방식을 사용했다. 1987A는 ''r''-과정의 농축을 보이지 않았는데, 현대에는 ''r''-과정의 산출물이 일부 초신성에서 방출되지만, 다른 초신성에서는 잔류 중성자별이나 블랙홀의 일부로 흡수될 수 있다고 생각된다.

LIGO와 Virgo 중력파 관측소가 궤도 붕괴하던 두 중성자별의 합병을 발견한 2017년에 ''r''-과정에 대한 새로운 천문학적 데이터가 발견되었다.[32] 이는 서로 궤도를 도는 두 거대 별이 핵붕괴 초신성이 되어 중성자별 잔해를 남길 때 발생할 수 있다.

두 중성자별의 궤도 붕괴와 합병으로 방출된 중력파 근원의 위치를 통해, 여러 팀[33][34][35]이 합병의 광학적 대응물을 발견하고 연구하여 중성자별 합병에 의해 방출된 ''r''-과정 물질의 분광학적 증거를 발견했다.

이 물질은 크게 두 가지 유형으로 구성된다. 저질량 범위(A < 140)의 고방사성 ''r''-과정 물질의 뜨거운 청색 덩어리와 악티늄(우라늄, 토륨, 캘리포늄 등)이 풍부한 고질량(A > 140) ''r''-과정 핵의 차가운 적색 덩어리이다. 중성자별의 내부 압력에서 방출된 이 중성자 과잉 구형 방출체[36][37]는 약 일주일 동안 팽창하며 가시광선을 방출하는데, 이는 ''r''-과정 핵이 내부 방사성 붕괴로 가열되지 않으면 불가능하다. ''r''-과정 산출물의 두 질량 영역(A < 140 및 A > 140)은 초기 계산부터 알려져 있었다.[38] 이러한 분광학적 특징으로 인해 우리 은하에서 ''r''-과정 핵합성이 초신성보다는 중성자별 합병에서 주로 방출되었을 수 있다는 주장이 제기되었다.[39]

2017년 8월, 중성자별 충돌 현상이 관측되었고, 그 분석 결과 중성자별 충돌에 의한 r 과정 원소 합성이 확인되었다. 이를 통해 r 과정이 중성자별 간 융합에 의해 발생한다는 것이 증명되었다.

이전에는 별의 핵이 중력 붕괴하는 초신성 폭발(Ib형, Ic형, II형)에서 r 과정이 일어난다고 믿었다. 그러나 r 과정 핵종의 존재비로 볼 때, 극히 일부 초신성 폭발만이 r 과정 핵종을 성간 물질에 방출하거나, 각 초신성 폭발에서 극히 일부 r 과정 핵종만 방출해야 한다. 컴퓨터 시뮬레이션에서도 초신성 폭발에 의한 r 과정 발생이 확인되지 않아 의문이 제기되었다.

중성자별 간 충돌이 r 과정 발생의 다른 후보로 알려져 있었고, 2014년 국립천문대·도쿄 대학 연구팀은 중성자별 합체에 의한 r 과정이 모순 없이 설명될 수 있다는 연구 결과를 발표했으며[41], 앞서 언급된 충돌 현상 관측 및 분석으로 그 사실이 증명되었다.

3. 4. S-과정 (느린 중성자 포획 과정)

항성 내부 원소 합성이 진행되는 동안 일어나는 s-과정은 최대 원자량 209의 비스무트까지의 원소를 합성할 수 있다. s-과정은 주로 저질량의 반응 단계가 느린 항성에서 일어난다.[30]

3. 5. P-과정 (양성자 포획 과정 및 광붕괴 과정)

초신성 핵합성에서 일부 원소는 rp-과정으로 알려진 양성자 포획이나 p-과정(감마 과정)으로 알려진 광붕괴 과정을 통해 생성되는 것으로 생각된다. p-과정은 무거운 원소 중에서 가장 가볍고, 중성자가 적은 무거운 원소의 동위 원소를 생성한다.[40]

4. 초신성 핵합성의 역사

프레드 호일이 1946년 무거운 원소의 핵합성 이론을 처음 제시했고,[6] 1954년에는 초신성에 대한 이해를 바탕으로 탄소에서 니켈까지의 원소 존재비를 계산하면서 이론을 더욱 정교화했다.[5] 1957년, E. M. 버비지, G. R. 버비지, W. A. 파울러와 호일은 B²FH 논문을 발표하여 핵합성 이론을 확장했다.[7]

1960년대 후반, 백색 왜성이 특정 초신성의 전구체로 제안되었고,[11] 1980년대에 Ia형 초신성이 다량의 방사성 니켈을 방출한다는 사실이 밝혀지면서 핵합성 메커니즘에 대한 이해가 발전했다.[12][13] W.D. 아넷과 동료들은 핵 붕괴로 인한 충격파의 마지막 연소가 정수압 연소보다 비알파 입자 동위원소를 더 효과적으로 합성할 수 있음을 증명하여,[2][3] 폭발성 핵합성이 초신성 핵합성의 필수 요소임을 보였다.[21][1]

2017년에는 중성자별 충돌 현상이 관측되었고, 이 현상을 분석한 결과 r-과정 원소 합성이 확인되면서,[32] r-과정이 중성자별 융합에 의해 발생한다는 것이 증명되었다.

4. 1. 프레드 호일의 선구적 연구 (1946, 1954)

1946년, 프레드 호일은 수소와 헬륨보다 무거운 원소는 거대한 별의 핵에서 핵합성에 의해 생성될 것이라고 제안했다.[6] 이전에는 우주에서 관찰되는 원소들이 주로 우주 형성 과정에서 생성된 것으로 여겨졌다. 당시에는 초신성의 본질이 불분명했고, 호일은 이러한 무거운 원소들이 회전 불안정성에 의해 우주 공간으로 퍼져나간다고 제안했다. 1954년, 거대한 별에서 무거운 원소의 핵합성 이론이 정교해졌고, 초신성에 대한 이해를 더하여 탄소에서 니켈까지의 원소의 존재비를 계산했다.[5]

이 이론의 핵심 요소는 다음과 같았다.

  • 삼중 알파 과정이 탄소와 산소로 공명하여 연소될 수 있도록 하는 12C 핵의 들뜬 상태 예측
  • Ne, Mg 및 Na를 합성하는 탄소 연소의 열핵 반응
  • 규소, 알루미늄 및 황을 합성하는 산소 연소


이 이론은 규소 연소가 거대한 별의 핵융합의 마지막 단계에서 일어날 것이라고 예측했지만, 당시의 핵 물리학으로는 정확히 어떻게 일어나는지 계산할 수 없었다.[6] 호일은 또한 거대한 별의 진화된 핵의 붕괴가 증가하는 에너지 중성미자에 의한 손실로 인해 "필연적"이며, 그 결과 폭발이 무거운 원소의 추가 핵합성을 일으키고 이를 우주 공간으로 방출할 것이라고 예측했다.[5]

1957년, E. M. 버비지, G. R. 버비지, W. A. 파울러, 호일의 논문이 이 이론을 확장하고 정교화하여 널리 찬사를 받았다.[7] 이 논문은 저자들의 머리글자를 따서 B²FH 또는 BBFH 논문으로 알려지게 되었다. 이전 논문들은 더 유명한 B²FH 논문에서 호일의 거대한 별에서의 핵합성에 대한 원래 설명을 제대로 인용하지 않으면서 수십 년 동안 잊혀졌다. 도널드 D. 클레이턴은 또한 1954년 호일의 논문이 핵심 방정식을 말로만 설명했고,[8] B²FH 초안을 공동 저자들이 호일의 논문을 제대로 연구하지 않은 채 주의 깊게 검토하지 않은 점을 잊혀진 이유로 꼽았다.[9]

4. 2. B²FH 논문 (1957)

1957년, E. M. 버비지, G. R. 버비지, W. A. 파울러, 프레드 호일은 이전의 핵합성 이론을 확장하고 정교화한 논문을 발표했다.[7] 이 논문은 저자들의 머리글자를 따서 B²FH 논문으로 널리 알려지게 되었다.

B²FH 논문은 프레드 호일의 거대한 별에서의 핵합성에 대한 초기 설명을 제대로 인용하지 않아, 호일의 초기 논문들은 수십 년 동안 잊혀졌다. 도널드 D. 클레이턴은 호일의 1954년 논문이 핵심 방정식을 말로만 설명했고,[8] B²FH 초안을 공동 저자들이 호일의 논문을 제대로 연구하지 않은 채 주의 깊게 검토하지 않은 점을 잊혀진 이유로 꼽았다.[9] 1955년 캠브리지에서 공동 저자들과의 토론에서,[10] 호일은 자신의 1954년 이론의 업적을 강조하는 데 소극적이었다.

B²FH 논문에서는 다음과 같은 내용들을 다루고 있다.

  • 삼중 알파 과정이 탄소와 산소로 공명하여 연소될 수 있도록 하는 12C 핵의 들뜬 상태 예측
  • Ne, Mg 및 Na를 합성하는 탄소 연소의 열핵 반응
  • 규소, 알루미늄 및 황을 합성하는 산소 연소
  • 규소 연소가 거대한 별의 핵 융합의 마지막 단계에서 일어날 것이라고 예측


B²FH 논문이 발표된 지 13년 후, W.D. 아넷과 동료들은[21][1] 핵 붕괴로 인해 시작된 충격파의 마지막 연소가 정수압 연소보다 비알파 입자 동위원소를 더 효과적으로 합성할 수 있음을 증명하여,[2][3] 폭발성 핵합성이 초신성 핵합성의 필수적인 요소임을 제시하였다.

4. 3. 컴퓨터 모델 시대 (1960년대 이후)

호일(Hoyle, 1946), 호일(Hoyle, 1954), 그리고 B²FH(1957)의 논문은 컴퓨터 시대 이전에 과학자들이 손으로 계산하고, 깊이 생각하며, 물리적 직관과 핵물리학 지식을 활용하여 작성되었다.[14] 이 기념비적인 논문들은 훌륭했지만, 곧 컴퓨터 프로그램을 만들기 시작한 젊은 과학자들과의 문화적 차이가 나타났다.[14] 이 프로그램들은 결국 별의 진화[15]와 별 내부 핵합성에 대한 수치적 해답을 제시할 것이다.[16][17][18][19]

4. 4. 중성자별 충돌과 r-과정 (2017)

2017년 8월, 중성자별 충돌 현상이 관측되었고, 그 현상을 분석한 결과, 중성자별의 충돌에 의한 r-과정 원소의 합성이 확인되었다.[32] 이 분석 결과에 의해 r-과정이 중성자별 간의 융합에 의해 발생한다는 것이 증명되었다.

이 현상이 분석되기 전까지는, 별의 핵이 중력 붕괴하는 초신성 폭발(스펙트럼형 Ib형, Ic형, II형)에서 r-과정이 일어난다고 널리 믿어졌다. 그러나 r-과정 핵종의 존재 비율로 볼 때, 초신성 폭발 중 극히 일부의 사례에서만 r-과정 핵종을 성간 물질에 방출하거나, 각각의 초신성 폭발에서 생성된 r-과정 핵종 중 극히 일부만 방출해야 한다. 또한 컴퓨터 시뮬레이션에서도 초신성 폭발에 의해 r-과정이 발생하지 않았기 때문에, 초신성 폭발이 r-과정이 발생하는 현장이라는 것에 의문이 제기되었다.

다른 후보로 중성자별 간의 충돌에 의해 r-과정이 일어날 가능성이 있다는 것이 알려져 있었지만, 2014년 국립천문대·도쿄 대학 연구팀에 의해 중성자별의 합체에 의한 r-과정이 모순 없이 설명될 수 있다는 연구 결과가 전문 잡지에 게재되었고[41], 앞서 언급한 충돌 현상이 관측되어 분석됨으로써, 그 사실이 증명되었다.

LIGO와 Virgo 중력파 관측소가 이전에 서로를 궤도 붕괴하고 있던 두 중성자별의 합병을 발견한 것은 2017년의 일이었다.[32] 이는 서로 궤도를 도는 두 개의 거대 별이 코어 붕괴 초신성이 되어 중성자별 잔해를 남길 때 발생할 수 있다.

두 중성자별의 궤도 붕괴와 합병으로 방출된, 블랙홀을 생성하지만 상당한 매우 중성자화된 물질의 질량 방출이 있는, 중력파의 근원에 대한 하늘에서의 위치는 여러 팀[33][34][35]이 합병의 나머지 광학적 대응물을 발견하고 연구하여 중성자별 합병에 의해 방출된 r-과정 물질의 분광학적 증거를 발견할 수 있게 했다.

이 물질의 대부분은 두 가지 유형으로 구성되는 것으로 보인다. 저질량 범위의 무거운 핵을 가진 고방사성 r-과정 물질의 뜨거운 청색 덩어리와 악티늄(우라늄, 토륨, 캘리포늄 등)이 풍부한 더 높은 질량수를 가진 r-과정 핵의 더 차가운 적색 덩어리이다. 중성자별의 거대한 내부 압력에서 방출되면 이 중성자 과잉 구형 방출체[36][37]가 약 일주일 동안 팽창하고 탐지된 가시광선을 방출한다. 이러한 지속 시간의 광도는 r-과정 핵이 대기 지점 근처에서 내부 방사성 붕괴로 가열되지 않으면 불가능하다. r-과정의 산출물에 대해 두 개의 뚜렷한 질량 영역은 r-과정에 대한 최초의 시간 종속적 계산 이후 알려져 있다.[38] 이러한 분광학적 특징 때문에 우리 은하에서 r-과정 핵합성이 초신성보다는 중성자별 합병에서 주로 방출되었을 수 있다고 주장되어 왔다.[39]

5. 초신성 핵합성의 의의와 영향

초신성은 폭발 시 엄청난 에너지를 방출하여 매우 높은 온도에 도달한다. 이 높은 온도 덕분에 원자 질량이 254에 달하는 캘리포늄과 같은 무거운 원소도 생성될 수 있다. 캘리포늄은 지구에서는 인공적으로만 만들 수 있다. 항성 핵합성에서 핵융합으로 만들 수 있는 가장 무거운 원소는 철 정도이며, 이보다 무거운 원소들은 극도로 거대한 항성에서만 매우 드물게 만들어진다. 과학자들은 산소보다 무거운 원소 대부분이 초신성에서 만들어졌으며, 따라서 생명체 역시 초신성에서 기원한다고 보고 있다. 철보다 무거운 원소는 거대한 항성이 초신성으로 변하기 전에 S-과정을 통해 일부 생성되기도 한다.[40]

5. 1. 우주의 화학적 진화

초신성은 폭발시 발생하는 엄청난 양의 에너지 때문에 매우 높은 온도에 이르게 된다. 높은 온도로 말미암아 원자 질량이 254에 이르는 캘리포늄이라는 가장 무거운 원소까지도 형성될 수 있다. 캘리포늄은 지구 상에서는 단지 합성을 통해서만 존재할 수 있다. 항성 핵합성에서는 핵융합이 생성할 수 있는 최대 질량의 원소는 원자 질량이 55.845인 철 정도이다. 철 정도의 무거운 원소의 핵융합은 매우 희귀하며, 극도로 거대한 항성에서만 발생한다. 그러므로 과학자들은 산소 이상의 대부분의 원소를 초신성이 만들었으며, 따라서 생명 역시 초신성에 기인한다고 믿고 있다. 철보다 무거운 원소는 거대한 항성이 초신성으로 변하기 전에 S-과정을 통해 일부 생성되기도 한다.[40]

원소 생성은 산소 연소 과정이나 규소 연소 과정에서 일어난다. 이러한 핵융합 반응은 규소, 황, 염소, 아르곤, 나트륨, 칼륨, 칼슘, 스칸듐, 티타늄, 바나듐, 크롬, 망가니즈, 철, 코발트, 니켈과 같은 철족 원소를 생성한다. 이러한 원소들은 수소와 헬륨만으로 이루어진 거대한 항성에 의해 생성되므로 '1차 원소(primary elements)'라고도 불린다. 이러한 원소들이 초신성 폭발에 의해 방출된 결과, 성간 물질에서 무거운 원소의 존재 비율이 높아진다. 니켈보다 무거운 원소는 주로 r-과정으로 알려진 중성자 포획 과정을 거쳐 생성된다. 또한, 일부 원소는 rp-과정으로 알려진 양성자 포획이나 p-과정 (감마 과정)으로 알려진 광붕괴 과정을 통해 생성되는 것으로 생각된다. p-과정은 무거운 원소 중에서 가장 가볍고, 중성자가 적은 무거운 원소의 동위 원소를 생성한다.

5. 2. 생명체의 기원

초신성은 폭발시 발생하는 엄청난 양의 에너지 때문에 매우 높은 온도에 이르게 된다. 높은 온도로 말미암아 원자 질량이 254에 이르는 캘리포늄이라는 가장 무거운 원소까지도 형성될 수 있다. 캘리포늄은 지구 상에서는 단지 합성을 통해서만 존재할 수 있다. 항성 핵합성 에서는 핵융합이 생성할 수 있는 최대 질량의 원소는 원자 질량이 55.845인 철 정도이다. 철 정도의 무거운 원소의 핵융합도 매우 희귀하며, 극도로 거대한 항성에서만 발생한다. 그러므로 과학자들은 산소 이상의 대부분의 원소를 초신성이 만들었으며, 따라서 생명 역시 초신성에 기인한다고 믿고 있다. 철보다 무거운 원소는 거대한 항성이 초신성으로 변하기 전에 S-과정을 통해 일부 생성되기도 한다.[40]

참조

[1] 논문 The Explosive burning of oxygen and silicon
[2] 문서 See Figures 1, 3, and 4 in Arnett & Clayton (1970) and Fig. 2, p. 241 in {{harvnb|Woosley|Arnett|Clayton|1973}}
[3] 논문 The evolution and explosion of massive stars. II. Explosive hydrodynamics and nucleosynthesis https://digital.libr[...] 2019-07-11
[4] 논문 Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta
[5] 논문 On nuclear reactions occurring in very hot stars. I. The synthesis of elements from carbon to nickel
[6] 논문 The Synthesis of the Elements from Hydrogen
[7] 논문 Synthesis of the elements in stars
[8] 논문 Hoyle's equation
[9] 문서 "See'' {{harvnb|Clayton|2008|p=363}}, footnote 1"
[10] 문서 See [[B2FH Paper|B²FH paper]] article
[11] 논문 Type I supernovae
[12] 논문 White dwarf models for type I supernovae and quiet supernovae, and presupernova evolution
[13] 논문 Accreting white dwarf models of type I supernovae. III - Carbon deflagration supernovae
[14] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press 1983
[15] 논문 Stellar Evolution. VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M☉, 1.25 M☉, and 1.5 M☉*
[16] 논문 The evolution and explosion of massive stars. II. Explosive hydrodynamics and nucleosynthesis https://digital.libr[...] 2021-06-24
[17] 논문 Core-collapse supernovae and their ejecta
[18] 논문 Toward Realistic Models of Core Collapse Supernovae: A Brief Review 2020-06
[19] 웹사이트 Neutrinos as drivers of supernovae https://www.mpg.de/1[...] 2017-06-26
[20] 논문 How Massive Single Stars End Their Life
[21] 논문 Explosive Nucleosynthesis in Stars
[22] 논문 Thermonuclear astrophysics https://tigerprints.[...] 2018-02-18
[23] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://archive.org/[...] University of Chicago Press
[24] 논문 Gamma-ray lines from young supernova remnants http://tigerprints.c[...] 2018-11-04
[25] 논문 Nucleosynthesis During Silicon Burning https://tigerprints.[...] 2019-07-11
[26] 논문 Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning
[27] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press
[28] 논문 The secondary supernova machine: Gravitational compression, stored Coulomb energy, and SNII displays
[29] 서적 Handbook of Isotopes in the Cosmos Cambridge University Press
[30] 논문 The evolution of the Milky Way fromits earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis
[31] 논문 Fred Hoyle, primary nucleosynthesis and radioactivity
[32] 논문 GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral
[33] 논문 Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger
[34] 논문 Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger
[35] 논문 A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source
[36] 논문 Spherical symmetry in the kilonova AT2017gfo/GW170817 https://www.nature.c[...] 2023-02
[37] 뉴스 What happens when two neutron stars collide? A 'perfect' explosion. https://www.washingt[...] Washington Post 2023-02-18
[38] 논문 Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture https://tigerprints.[...] 2019-07-11
[39] 논문 Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event https://curis.ku.dk/[...] 2018-09-27
[40] 논문 Explosive burning of oxygen and silicon
[41] 웹사이트 中性子星合体は金、プラチナ、レアアース等の生成工場｜ニュース - 研究成果｜国立天文台(NAOJ) https://www.nao.ac.j[...] 2020-06-21


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