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S과정

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목차

1. 개요

S-과정은 별 내부에서 일어나는 핵합성 과정으로, 중성자 포획과 베타 붕괴를 통해 철보다 무거운 원소를 생성한다. 1950년대에 제기된 이 과정은 적색 거성에서 주로 발생하며, 특히 점근거성에서 철 원자핵을 씨앗으로 하여 수천 년에 걸쳐 느린 중성자 포획이 반복된다. S-과정은 별의 중성자 생성 능력과 초기 철의 양에 따라 생성되는 원소의 종류가 달라지며, 주요 중성자원 반응은 탄소-13과 네온-22을 이용한다. S-과정은 스트론튬에서 납까지 다양한 원소를 생성하며, 낮은 중성자 속도로 인해 토륨이나 우라늄과 같은 무거운 방사성 원소는 생성하지 못한다. 최종적으로 비스무트-209에서 멈추게 된다. 태양 이전 입자 연구를 통해 S-과정에 대한 이해가 더욱 깊어지고 있다.

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S과정
개요
과정 종류중성자 포획
관련 위치항성
관련 조건낮은 중성자 밀도, 중간 온도
관련된 원소스트론튬보다 무거운 원소
상세 정보
설명S-과정(느린 중성자 포획 과정)은 항성 핵합성의 한 종류이며, 스트론튬보다 무거운 원소들을 만들어낸다.
과정 특징안정적인 핵종을 따라 일어나며, 방사성 붕괴는 중성자 포획 사이에서 발생한다.
장소주로 점근거성가지 (AGB) 별에서 일어나는 것으로 생각된다.
필요한 조건상대적으로 낮은 중성자 밀도와 중간 정도의 온도가 필요하다.
중성자원AGB 별에서는 주로 다음과 같은 핵반응이 중성자를 제공한다.
중성자원 반응식 113C + 4He → 17O + n
중성자원 반응식 222Ne + 4He → 25Mg + n
시간 척도중성자 포획의 시간 척도는 베타 붕괴의 시간 척도보다 느리다.

2. 역사적 배경

''s''-과정의 필요성은 1956년 한스 수에스와 해럴드 유레이가 발표한 새로운 존재비 표와 중원소 동위원소들의 상대적 존재비로부터 제기되었다.[1] 특히 이 데이터는 스트론튬, 바륨, 납의 존재비 피크를 보여주었는데, 이는 양자역학과 핵 껍질 모형에 따라 중성자 닫힌 껍질(마법수)을 가져 화학적으로 불활성 기체와 유사하게 매우 안정적인 핵이었다. 이는 일부 풍부한 핵이 느린 중성자 포획에 의해 생성되어야 함을 의미했으며, 다른 핵들이 이 과정에 얼마나 관여하는지를 결정하는 것이 과제가 되었다. ''s''-과정과 r-과정 사이의 중원소 동위원소를 분배하는 표는 1957년 유명한 B2FH 검토 논문에 게재되었다.[2] 또한, 이 논문에서는 ''s''-과정이 적색 거성에서 발생한다고 주장했다.

각 원소의 우주 기원을 보여주는 주기율표. 철보다 무거운 원소 중 "죽어가는 저질량 별"에서 기원하는 원소는 전형적으로 ''s''-과정에 의해 생성되며, 이러한 별에서 오랜 기간에 걸쳐 느린 중성자 확산과 포획이 특징이다.


''s''-과정이 항성 내부에서 일어난다는 주장을 뒷받침하는 중요한 관측 증거는 1952년 폴 W. 메릴이 s-, M-, N형 별에서 테크네튬을 발견한 것이다.[3][4][5][6] 테크네튬의 가장 긴 반감기를 가진 동위원소도 420만 년에 불과한데, 수십억 년 된 것으로 여겨지는 이 별들의 대기에서 테크네튬이 발견된 것은 별의 긴 역사 초기가 아닌, 최근에 항성 내부에서 생성되었음을 강력히 시사했다.

시간에 따라 철 씨앗 핵으로부터 중원소 동위원소를 생성하는 계산 가능한 모델은 1961년에 제시되었다.[7] 이 연구는 특정 적색 거성에서 관측된 바륨의 과도한 존재비가 적절한 총 중성자속(단위 면적당 중성자 수)이 주어지면 철 씨앗 핵으로부터 생성될 수 있음을 보였다. 또한, 단일 값의 중성자속으로는 관찰된 ''s''-과정 존재비를 설명할 수 없으며, 넓은 범위의 중성자속이 필요하다는 점을 밝혔다. 즉, 주어진 중성자속에 노출되는 철 씨앗 핵의 수는 중성자속이 강해짐에 따라 감소해야 한다는 것이다. 이 연구는 또한 중성자 포획 단면적과 존재비의 곱을 나타내는 곡선이 B2FH가 예상했던 매끄럽게 감소하는 형태가 아니라 "선반-절벽 구조"를 가진다는 것을 보여주었다.

도널드 D. 클레이턴은 1970년대에 철 씨앗 핵의 노출 수가 중성자속에 따라 지수적으로 감소한다고 가정한 일련의 연구[8][9][10][11][12][13]를 통해 ''s''-과정의 표준 모델을 확립했다. 이 모델은 점근 거성 가지 별에서의 핵합성 세부 사항이 밝혀지고 별 구조 모델 기반의 ''s''-과정 원소 형성 모델이 정립될 때까지 표준으로 사용되었다.

''s''-과정 연구는 중성자 포획 단면적에 대한 정밀한 실험 데이터 확보를 통해 정량적인 기반을 다지게 되었다. 중요한 측정값들은 1965년 오크리지 국립 연구소[14]와 1982년 카를스루에 핵물리 센터[15]에서 보고되었다.

3. 핵반응

''s''-과정의 마지막 부분을 나타내는 차트. 오른쪽에 원이 있는 빨간색 수평선은 중성자 포획을 나타내고, 왼쪽 위를 가리키는 파란색 화살표는 베타 붕괴를 나타내고, 왼쪽 아래를 가리키는 녹색 화살표는 알파 붕괴를 나타내고, 오른쪽 아래를 가리키는 시안/연두색 화살표는 전자 포획을 나타낸다.


s-과정은 주로 점근거성에서 일어나는 것으로 여겨지며, 이전 세대 별의 초신성에서 남은 철 핵을 초기 물질(seed)로 삼아 시작된다. 폭발적인 환경에서 수 초 안에 빠르게 일어나는 r-과정과는 대조적으로, s-과정은 수천 년이라는 긴 시간에 걸쳐 천천히 진행되며, 중성자 포획 사이의 간격도 수십 년에 달할 수 있다.

s-과정을 통해 질량수가 얼마나 높은 동위원소까지 합성될 수 있는지는 기본적으로 별이 중성자를 얼마나 많이 생성할 수 있는지에 달려있다. 또한, 별이 초기에 가지고 있던 철의 양도 최종적으로 생성되는 원소들의 양에 영향을 미친다. 철은 중성자 포획과 베타 마이너스 붕괴를 통해 새로운 원소를 만드는 이 연쇄 반응의 시작 물질 역할을 한다.[16]

s-과정은 때때로 국소 근사(local approximation)라는 방법을 사용하여 작은 질량 범위에 대해 근사적으로 이해할 수 있다. 이 근사법에 따르면, s-과정 경로상에서 서로 인접한 동위원소들의 존재비는 각각의 중성자 포획 단면적(neutron capture cross-section), 즉 중성자를 포획할 확률에 반비례한다. 다시 말해, 중성자를 잘 포획하는(단면적이 큰) 동위원소는 빠르게 다른 동위원소로 변하므로 그 수가 적고, 중성자를 잘 포획하지 못하는(단면적이 작은) 동위원소는 상대적으로 오래 남아 그 수가 많다는 것이다. 이 근사는 이름 그대로 국소적으로, 즉 질량수가 비슷한 동위원소들에 대해서만 유효하며, 원자핵이 특히 안정적인 마법수 근처와 같이 중성자 포획 단면적이 급격하게 변하는 영역에서는 잘 적용되지 않는다.

s-과정 동안 예상되는 중성자 플럭스(neutron flux), 즉 단위 면적당 시간당 중성자의 개수는 1 cm2당 초당 105에서 1011개 정도로 상대적으로 낮다. 이러한 낮은 중성자 밀도로는 토륨이나 우라늄과 같이 무겁고 방사성인 동위원소를 효과적으로 생성하기 어렵다.

s-과정에 필요한 중성자를 공급하는 주요 핵반응, 과정의 세부적인 구분(주요 s-과정과 약한 s-과정), 그리고 원소 합성이 멈추는 종결 과정에 대해서는 하위 섹션에서 더 자세히 설명한다.

3. 1. 주요 중성자원 반응

s-과정은 점근 거성 분지성 별에서 일어난다고 여겨진다. 이 과정은 철과 같은 원소를 씨앗으로 삼아 중성자 포획과 베타 붕괴를 통해 더 무거운 원소를 합성하며, 수천 년에 걸쳐 천천히 진행된다. s-과정에 필요한 중성자를 공급하는 주요 핵반응은 다음과 같다.

  • 136C + 42He → 168O + n (중성자)
  • 2210Ne + 42He → 2512Mg + n (중성자)

3. 2. 주요 S-과정과 약한 S-과정

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S-과정은 크게 주요 S-과정(main s-process) 성분과 약한 S-과정(weak s-process) 성분으로 구별된다.
주요 S-과정은 금속성이 낮은 별에서 스트론튬(Sr)과 이트륨(Y)을 넘어 납(Pb)까지의 무거운 원소를 생성하는 과정을 말한다. 이 과정은 주로 질량이 작은 점근거성가지 별(low-mass asymptotic giant branch stars)에서 일어나는 것으로 여겨진다.[17][28] 주요 S-과정은 주로 다음과 같은 반응에서 생성되는 중성자에 의존한다.[18]

반면, 약한 S-과정은 철(Fe)과 같은 철 그룹(iron group)의 핵을 씨앗으로 하여, 주로 58Fe부터 스트론튬(Sr)과 이트륨(Y)까지 이르는 원소들의 S-과정 동위원소를 합성한다. 이 과정은 거대한 별(massive stars)의 진화 마지막 단계에서, 헬륨 핵융합 및 탄소 연소 과정이 끝날 무렵에 발생한다. 약한 S-과정은 주로 다음 반응에서 나오는 중성자를 이용한다.

약한 S-과정을 겪은 거대한 별들은 생의 마지막에 초신성 폭발을 일으키며, 이때 합성된 S-과정 동위원소들을 성간 가스로 방출하게 된다.

3. 3. S-과정의 종결

S-과정이 일어난다고 생각되는 중성자속 밀도는 10^5에서 10^{10} 개/cm^2・s 수준으로 낮기 때문에, 우라늄이나 토륨과 같은 무거운 방사성 원소는 생성할 수 없다.

이 과정은 비스무트-209에서 시작되는 순환 반응에서 멈춘다. 먼저 비스무트-209가 중성자를 포획하여 비스무트-210이 되고, 이어서 베타 붕괴하여 폴로늄-210이 된다. 폴로늄-210은 다시 알파 붕괴하여 납-206으로 변한다.

:{}^{209}_{83}Bi\ + \mathit{n} -> {}^{210}_{83}Bi\ + \gamma

: {}^{210}_{83}Bi -> {}^{210}_{84}Po\ + \mathit{e}^- + \bar{\nu}_{\mathit{e}}

:{}^{210}_{84}Po -> {}^{206}_{82}Pb\ + ^{4}_{2}He

이렇게 생성된 납-206은 다시 세 개의 중성자를 포획하여 납-209가 되고, 이는 베타 붕괴를 통해 다시 비스무트-209가 되어 순환이 완성된다.

:{}^{206}_{82}{Pb} + 3 \mathit{n} -> {}^{209}_{82}{Pb}

: {}^{209}_{82}{Pb} -> {}^{209}_{83}{Bi} + \mathit{e}^{-} + \bar{\nu}_{\mathit{e}}

결과적으로 이 순환 반응 전체를 보면, 4개의 중성자가 1개의 알파 입자, 2개의 전자, 2개의 반전자 중성미자, 그리고 감마선으로 변환되는 과정이다.

: 4 \mathit{n} -> {}^{4}_{2}{He} + 2 \mathit{e}^{-} + 2 \bar{\nu}_{\mathit{e}} + \gamma

이 과정은 가장 무거운 안정 동위원소인 비스무트-209에서 사실상 멈추게 된다. 비스무트-209는 매우 긴 반감기(현재 우주 나이의 수십억 배)를 가지기 때문에 실질적으로 안정된 원소로 간주할 수 있다.

4. 태양 이전 입자(Presolar Grains) 연구와 S-과정

성간 먼지는 우주 먼지의 한 구성 요소로, 다양한 종류의 별들이 수명을 다하면서 질량을 잃는 과정에서 응축되어 만들어진 개별 고체 입자이다. 이 입자들은 태양계가 형성되기 전부터 성간 공간 전체에 존재했으며, 초기 태양계의 행성 강착 원반에 포함된 성간 물질로부터 운석이 조립될 때 운석에 갇혀 보존되었다. 운석학자들은 습관적으로 이를 태양 이전 입자라고 부른다.

''s''-과정으로 농축된 입자는 주로 탄화 규소(SiC)이다. 탄화 규소(SiC) 입자는 AGB 별의 대기에서 응축되어 해당 별에 존재했던 동위원소 풍부비를 가둔다. AGB 별은 은하에서 ''s''-과정의 주요 장소이므로, SiC 입자 내의 무거운 원소는 철보다 무거운 원소에서 거의 순수한 ''s''-과정 동위원소를 포함한다. 이러한 사실은 이러한 성간 먼지 태양 이전 입자에 대한 스퍼터링 이온 질량 분석기 연구를 통해 반복적으로 입증되었다.[21][29]

1978년에 ''s''-과정 제논 동위원소가 처음으로 실험적으로 검출되어,[19] 적색 거성에서 나온 성간 먼지에서 ''s''-과정 동위원소가 거의 순수한 형태로 농축될 것이라는 이전의 예측을 확인했다.[20] 이러한 발견은 우주 물리학과 태양계 내 운석의 기원에 대한 새로운 통찰력을 제공했다.[21][29]

몇 가지 놀라운 결과는 이들 입자 내에서 ''s''-과정과 ''r''-과정의 풍부비가 이전에 가정했던 것과 다소 다르다는 것을 보여주었다. 또한 크립톤과 제논의 갇힌 동위원소를 통해 AGB 별 대기에서 ''s''-과정 풍부비가 시간에 따라 또는 별마다, 아마도 해당 별의 중성자 플럭스 강도 또는 어쩌면 온도에 따라 변동한다는 것이 밝혀졌다. 이것은 2000년대의 ''s''-과정 연구의 최전선이다.

참조

[1] 논문 Abundances of the Elements
[2] 논문 Synthesis of the Elements in Stars 1957
[3] 서적 Handbook of Chemistry and Physics https://archive.org/[...] CRC Press
[4] 논문 Technetium in the Sun 1951
[5] 논문 Technetium in the stars
[6] 웹사이트 An Introduction to the Evidence for Stellar Nucleosynthesis http://large.stanfor[...] Stanford University 2017-03-08
[7] 논문 Neutron capture chains in heavy element synthesis
[8] 논문 Termination of the ''s''-process
[9] 서적 Nucleosynthesis Gordon and Breach
[10] 논문 Weak ''s''-process Irradiations
[11] 논문 "''s''-process Studies: Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross-Section Values"
[12] 논문 "''s''-process Studies: Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures"
[13] 논문 "''s''-process Studies: Branching and the Time Scale"
[14] 논문 Neutron Capture Data at Stellar Temperatures
[15] 논문 "''s''-process studies in the light of new experimental cross sections"
[16] 논문 The s-process – overview and selected developments 2010
[17] 논문 Heavy elements in stars
[18] 논문 Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation https://authors.libr[...]
[19] 논문 Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of ''s''-process Nucleosynthesis
[20] 논문 "''s''-process studies: Xenon and krypton isotopic abundances" http://tigerprints.c[...]
[21] 논문 Astrophysics with Presolar Stardust https://pdfs.semanti[...]
[22] 논문 Synthesis of the Elements in Stars http://prola.aps.org[...] 1957
[23] 서적 The Elements, in Handbook of Chemistry and Physics 81st edition CRC press
[24] 논문 Technetium in the Sun.
[25] 논문 Neutron capture chains in heavy element synthesis
[26] 논문 Neutron Capture Data at Stellar Temperatures
[27] 논문 S process studies in the light of new experimental cross sections
[28] 논문 Heavy elements in stars
[29] 논문 Astrophysics with Presolar stardust


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