중수소 융합
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1. 개요
중수소 융합은 원시별, 갈색 왜성, 그리고 특정 질량 이상의 행성에서 일어나는 핵융합 반응으로, 중수소(2H)가 다른 원소와 융합하여 에너지를 생성한다. 원시별에서는 중수소 융합이 수소 융합보다 먼저 시작되며, 별의 질량 증가를 돕는 온도 조절 장치 역할을 한다. 갈색 왜성은 수소 융합을 할 만큼 질량이 크지 않지만, 중수소 융합을 통해 에너지를 생성하며, 중수소 융합의 시작을 '중수소 섬광'이라고 한다. 행성에서는 약 13 목성 질량 이상에서 중수소 융합이 일어날 수 있으며, 중수소는 다른 중수소, 헬륨-3, 삼중수소 등과 융합하여 다양한 원소를 생성할 수 있다.
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| 중수소 융합 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 유형 | 핵융합 |
| 관련 핵종 | 수소 중수소 삼중수소 헬륨-3 |
| 반응 | |
| 중수소-중수소 융합 (D-D 융합) | 두 개의 중수소 핵이 융합하여 헬륨-3 핵과 중성자를 형성하는 핵융합 반응이다. |
| 반응식 | ²H + ²H → ³He + n + 3.27 MeV |
| 생성물 | 헬륨-3 (³He) 중성자 (n) |
| 에너지 | |
| 에너지 방출 | 3.27 MeV |
| 활용 | |
| 핵무기 | 수소 폭탄의 기폭 장치로 사용될 수 있다. |
| 핵융합 에너지 | 핵융합로에서 에너지원으로 사용될 가능성이 있다. |
| 참고 | |
| 다른 중수소 융합 반응 | 두 개의 중수소 핵이 융합하여 삼중수소 핵과 양성자를 형성하는 반응도 있다. |
| 반응식 (다른 반응) | ²H + ²H → ³H + p + 4.03 MeV |
2. 원시별에서의 중수소 연소
원시별은 별이 탄생하는 과정에서 중력 수축으로 인해 중심부 온도가 상승하면서 중수소 연소가 시작된다. 원시별에서 중수소 연소는 수백만 년 동안 지속되지만, 우주에 존재하는 중수소의 양이 제한적이기 때문에 결국 고갈된다.[4]
2. 1. 중수소 연소의 시작과 역할
원시별이 흡수할 수 있는 가장 쉽게 융합되는 핵은 중수소(2H)이다.[1] 원시별 중심부 온도가 106 K(100만 켈빈)를 넘으면 중수소 융합이 일어날 수 있다.[2] 이 반응 속도는 온도에 매우 민감하여 온도가 이보다 크게 상승하지 않는다.[2] 융합으로 생성된 에너지는 대류를 일으키고, 이 대류는 생성된 열을 표면으로 전달한다.[1]만약 융합 가능한 2H가 없다면, 별들은 주계열성 이전 단계에서 질량을 상당히 적게 얻을 것이다. 그 이유는 천체가 더 빨리 붕괴되고, 더 강렬한 수소 융합이 일어나 물질 흡수를 막기 때문이다.[2] 중수소 융합은 중심 온도가 약 100만도 이상으로 상승하는 것을 막는 온도 조절 장치 역할을 하여 추가적인 질량 흡수를 가능하게 한다. 이 온도는 수소 융합에 충분히 높지 않지만, 더 많은 질량이 축적될 시간을 허용한다.[3] 에너지 전달 메커니즘이 대류에서 복사로 바뀌면 에너지 전달이 느려져 온도가 상승하고 수소 융합이 안정적이고 지속적인 방식으로 시작된다. 수소 융합은 107K에서 시작된다.
에너지 생성 속도는 중수소 농도, 밀도, 온도의 곱에 비례한다. 중심부가 안정된 상태라면 에너지 생성은 일정할 것이다. 방정식에서 한 변수가 증가하면, 에너지 생성을 일정하게 유지하기 위해 다른 두 변수는 감소해야 한다. 온도가 11.8 제곱으로 상승함에 따라, 온도에 작은 변화를 가져오기 위해서는 중수소 농도 또는 밀도에 매우 큰 변화가 필요하다.[2][3] 중수소 농도는 기체가 일반 수소, 헬륨 및 중수소의 혼합물이라는 사실을 반영한다.
복사 영역을 둘러싼 질량은 여전히 중수소가 풍부하며, 중수소 융합은 별의 복사 중심부가 성장함에 따라 점차 바깥쪽으로 이동하는 점점 얇아지는 껍질에서 진행된다. 이러한 낮은 밀도의 외부 영역에서 핵 에너지 생성은 원시별을 팽창시켜 천체의 중력 수축을 지연시키고 주계열성 진입을 늦춘다.[2] 중수소 융합으로 이용 가능한 총 에너지는 중력 수축으로 방출되는 에너지와 비슷하다.[3]
우주에서 중수소의 희소성 때문에, 원시별의 중수소 공급량은 제한적이다. 수백만 년 후에는 효과적으로 완전히 소모될 것이다.[4]
2. 2. 중수소 연소와 주계열성 진입 지연
원시별 중심부 온도가 106 K을 넘어서면 중수소(2H) 융합이 가능하다.[1][2] 이 반응은 온도에 매우 민감하여 온도가 크게 상승하지 않는다.[2] 융합으로 생성된 에너지는 대류를 통해 열을 표면으로 전달한다.[1]중수소(2H)가 없다면, 별은 주계열성 이전 단계에서 질량을 거의 얻지 못한다. 천체가 빠르게 붕괴하고, 강한 수소 융합이 일어나 물질 흡수를 막기 때문이다.[2] 중수소 융합은 중심 온도가 약 100만 도 이상으로 상승하는 것을 일시적으로 막아, 더 많은 질량이 축적될 시간을 벌어준다.[3] 에너지 전달 방식이 대류에서 복사로 바뀌면, 에너지 전달이 느려져 온도가 상승하고 안정적으로 수소 융합이 시작된다. 수소 융합은 107 K에서 시작된다.
에너지 생성 속도는 중수소 농도, 밀도, 온도의 곱에 비례한다. 중심부가 안정되면 에너지 생성은 일정하다. 한 변수가 증가하면 다른 두 변수는 감소하여 에너지 생성을 일정하게 유지한다. 온도가 11.8 제곱으로 상승하므로, 작은 온도 변화에도 중수소 농도나 밀도는 매우 크게 변해야 한다.[2][3] 중수소 농도는 일반 수소, 헬륨, 중수소 혼합 기체라는 사실을 반영한다.
복사 영역을 둘러싼 질량에는 중수소가 풍부하며, 별의 복사 중심부가 성장하면서 중수소 융합은 점차 바깥쪽의 얇은 껍질에서 진행된다. 밀도가 낮은 외부 영역에서 핵 에너지가 생성되어 원시별이 팽창하고, 중력 수축이 지연되며 주계열성 진입이 늦어진다.[2] 중수소 융합으로 이용 가능한 에너지는 중력 수축으로 방출되는 에너지와 비슷하다.[3]
우주에서 중수소는 희귀하여 원시별의 중수소 공급량은 제한적이다. 수백만 년 후에는 중수소가 완전히 소모된다.[4]
2. 3. 중수소 고갈
우주에서 중수소의 희소성 때문에, 원시별의 중수소 공급량은 제한적이다.[4] 수백만 년 후에는 중수소가 효과적으로 완전히 소모될 것이다.[4]3. 갈색 왜성에서의 중수소 연소
수소 융합은 중수소 융합보다 훨씬 더 높은 온도와 압력을 필요로 한다. 따라서 중수소(H)는 연소시킬 수 있지만, 일반적인 수소는 연소시킬 수 없는 천체가 존재할 수 있다. 이러한 천체를 갈색 왜성이라고 한다.
중수소 융합 최소 질량(DBMM) 미만의 자유 부동 천체 또는 떠돌이 행성의 명백한 식별은 별과 같은 천체의 형성이 DBMM 아래까지 확장된다는 것을 시사할 수 있다.[7]
3. 1. 갈색 왜성의 정의와 특징
갈색 왜성은 목성 질량의 약 13배에서 80배 사이인 천체이다.[5] 이러한 천체는 중수소(2H)를 연소시킬 만큼 질량이 크지만, 일반적인 수소를 연소시킬 만큼 질량이 크지 않다. 갈색 왜성은 중수소 공급이 소진되기 전까지 수억 년 동안 빛을 낼 수 있다.[6]중수소 융합 최소 질량(DBMM) 이상의 천체는 매우 짧은 시간(약 4~50 Myr) 안에 모든 중수소를 융합한다. 반면, 그 미만의 천체는 중수소를 거의 연소시키지 않으므로 원래의 중수소(2H) 풍부도를 유지한다.[7]
중수소 연소의 시작을 중수소 섬광이라고 한다.[8] 질량이 20~80 목성 질량인 갈색 왜성은 중수소 연소가 1~10 Myrs의 더 오래된 나이에 발생하므로 더 쉽게 관찰할 수 있다.[10][11]
3. 2. 중수소 섬광과 맥동
중수소 연소의 시작을 중수소 섬광이라고 한다.[8] 1964년 M. 가브리엘은 매우 작은 질량의 별에서 중수소 연소 불안정성으로 인한 맥동을 제안했다.[9][10] 이 시나리오에서 완전히 대류하는 저질량 별이나 갈색 왜성은 온도의 영향을 받는 핵반응으로 인해 맥동이 불안정해진다.[10] 태양 질량 0.1 이상인 별에서는 중수소 연소가 0.5 Myr 이내에 시작되어 관측이 어렵지만, 목성 질량 20~80 사이의 갈색 왜성은 중수소 연소가 1~10 Myr의 더 오래된 나이에 발생하므로 관찰이 더 용이할 수 있다.[10][11] 그러나 매우 작은 질량의 별에 대한 관측에서는 중수소 연소 불안정성과 연결될 수 있는 변동성이 감지되지 않았다.[12] Ruíz-Rodríguez 등은 젊은 갈색 왜성 SSTc2d J163134.1-24006 주변의 타원형 일산화 탄소 껍질이 늙은 별의 헬륨 껍질 섬광과 유사한 격렬한 중수소 섬광 때문이라고 제안했다.[11]4. 행성에서의 중수소 연소
중수소 융합은 거대 행성에서도 발생할 수 있다. 고체 핵 상단에서 중수소 융합이 시작된다.[13][14]
4. 1. 중수소 융합의 질량 임계값
행성에서 중수소 융합이 시작되는 질량 임계값은 대략 13 목성 질량(1 MJ = 1.889e+27kg)이다.[13][14]5. 기타 중수소 융합 반응
중수소는 양성자뿐만 아니라 다른 중수소, 헬륨-3, 삼중수소 등과도 융합하여 다양한 원소를 생성할 수 있다.[15]
5. 1. 중수소 융합 반응 경로
중수소와 양성자의 융합이 중수소를 소비하는 주요 방식이지만, 다른 반응도 가능하다. 여기에는 또 다른 중수소와의 융합으로 헬륨-3, 삼중수소, 또는 더 드물게 헬륨-4가 생성되거나, 헬륨과의 융합으로 다양한 리튬 동위 원소가 생성되는 반응이 포함된다.[15]반응 경로는 다음과 같다.
| 2H | + | 2H | → | 3H | (1.01 MeV) | + | p+ | (3.02 MeV) | 50% | ||||||
| → | 3He | (0.82 MeV) | + | n | (2.45 MeV) | 50% | |||||||||
| 2H | + | 3H | → | 4He | (3.52 MeV) | + | n | (14.06 MeV) | |||||||
| 2H | + | 3He | → | 4He | (3.6 MeV) | + | p+ | (14.7 MeV) |
참조
[1]
서적
The Origin and Evolution of the Universe
https://books.google[...]
Jones & Bartlett
[2]
서적
Physics of Star Formation in Galaxies
https://books.google[...]
Springer-Verlag
[3]
서적
The birth of stars and planets
https://books.google[...]
Cambridge University Press
[4]
서적
Origins of existence: how life emerged in the universe
https://books.google[...]
The Free Press
[5]
서적
An Introduction to Stellar Astrophysics
https://books.google[...]
John Wiley & Sons
[6]
서적
Physics and chemistry of the solar system
https://books.google[...]
Elsevier Academic Press
[7]
논문
Deuterium Burning in Substellar Objects
[8]
논문
Minimum Mass for D and H Burning during Slow Accretion
1992-07-01
[9]
논문
La stabilité vibrationnelle de kruger 60 A et des naines rouges
https://ui.adsabs.ha[...]
1964-02-01
[10]
논문
Pulsating young brown dwarfs
https://ui.adsabs.ha[...]
2005-03-01
[11]
논문
Discovery of a Brown Dwarf with Quasi-spherical Mass Loss
2022-09-01
[12]
논문
A Pulsation Search among Young Brown Dwarfs and Very-low-mass Stars
https://ui.adsabs.ha[...]
2014-12-01
[13]
논문
Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario
2012-11-07
[14]
논문
Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion
2013-06-20
[15]
서적
Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics
https://books.google[...]
University of Chicago Press
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