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광붕괴

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목차

1. 개요

광붕괴는 감마선이 원자핵에 흡수되어 원자핵이 다른 입자나 핵으로 분리되는 현상이다. 중수소와 베릴륨은 특정 에너지의 감마선을 흡수하여 광붕괴를 일으키며, 이를 통해 양성자, 중성자, 헬륨 등의 입자를 생성할 수 있다. 네온, 규소, 철과 같은 무거운 원소는 별의 진화 과정에서 고온, 고압 환경에서 광붕괴를 겪으며, 특히 초신성 및 극초신성 폭발에서 중요한 역할을 한다. 광핵분열은 광붕괴의 한 종류로, 번개에 의해 생성된 감마선이 질소와 반응하여 중성자를 생성하는 경우도 있다.

2. 중수소와 베릴륨의 광붕괴

2.22 MeV 이상의 에너지를 가진 감마선(γ)은 중수소(2H) 원자핵을 양성자(1H)와 중성자(n)로 분리시킬 수 있다.[2][3] 반응식은 다음과 같다.

2H+γ→1H+n



제임스 채드윅(James Chadwick)과 모리스 골드하버(Maurice Goldhaber)는 이 반응을 이용하여 양성자와 중성자의 질량 차이를 측정하였다.[10] 이 실험은 어니스트 러더퍼드(Ernest Rutherford)가 제안했던 것처럼 중성자가 양성자와 전자의 결합 상태가 아님을 증명하였다.[11]

1.67 MeV 이상의 에너지를 가진 광자는 천연 베릴륨의 유일한 안정 동위원소인 베릴륨-9를 광붕괴시킬 수 있다.[4][5]

9Be+γ→24He+n



실험실 중성자원 및 시동 중성자원을 만들기 위해 안티몬-124를 베릴륨과 조합한다. 안티몬-124(반감기 60.20일)는 β− 및 1.690 MeV 감마선을 방출하여 안정적인 텔루르-124를 생성한다. 안티몬-124에서 나오는 감마선은 베릴륨-9를 두 개의 알파 입자와 평균 운동 에너지가 24 keV인 중간 중성자로 분열시킨다.[4][5]

124Sb→124Te+β-+γ



다른 동위원소는 광중성자 생성에 대한 더 높은 문턱값을 가지는데, 탄소-12의 경우 최대 18.72 MeV에 이른다.[6]

2. 1. 중수소의 광붕괴

2.22 MeV 이상의 에너지를 가진 감마선(γ)은 중수소(2H) 원자핵을 양성자(1H)와 중성자(n)로 분리시킬 수 있다.[2][3] 반응식은 다음과 같다.

2H+γ→1H+n



제임스 채드윅(James Chadwick)과 모리스 골드하버(Maurice Goldhaber)는 이 반응을 이용하여 양성자와 중성자의 질량 차이를 측정하였다.[10] 이 실험은 어니스트 러더퍼드(Ernest Rutherford)가 제안했던 것처럼 중성자가 양성자와 전자의 결합 상태가 아님을 증명하였다.[11]

2. 2. 베릴륨의 광붕괴

1.67 MeV 이상의 에너지를 가진 광자는 천연 베릴륨의 유일한 안정 동위원소인 베릴륨-9를 광붕괴시킬 수 있다.[4][5]

:9Be + γ → 24He + n

실험실 중성자원 및 시동 중성자원을 만들기 위해 안티몬-124를 베릴륨과 조합한다. 안티몬-124(반감기 60.20일)는 β− 및 1.690 MeV 감마선을 방출하여 안정적인 텔루르-124를 생성한다. 안티몬-124에서 나오는 감마선은 베릴륨-9를 두 개의 알파 입자와 평균 운동 에너지가 24 keV인 중간 중성자로 분열시킨다.[4][5]

:124Sb → 124Te + β- + γ

다른 동위원소는 광중성자 생성에 대한 더 높은 문턱값을 가지는데, 탄소-12의 경우 최대 18.72 MeV에 이른다.[6]

3. 무거운 원소의 광붕괴

네온 연소 과정에서 네온은 다음과 같은 붕괴를 일으킨다.[10]

:{^{20}Ne} + \gamma -> {}^{16}{O} + {}^4He

또한, 규소 연소 과정에서는 고온 고압 하에서 다음과 같은 반응이 일어난다.

:^{28}{Si} + \gamma -> {{}^{27}Al} + \it{p}

:^{28}{Si} + \gamma -> {{}^{24}Mg} + {}^{4}He

마그네슘은 더 분해될 가능성이 있다.

천체물리학자들에 의해 92Mo이나 144Sm의 광붕괴의 예도 연구되고 있다.[12]

초신성이 발생할 때, 별이 수명의 끝에 다다르면 500억 도를 넘는 고온고압을 유지하는 항성 중심부에서는 흑체복사의 빛에 의해 철의 광붕괴가 일어난다. 철은 대부분 헬륨과 중성자로 분해된다.

:{^{56}Fe} + \gamma -> {13^4He} + 4\it{n}

또한, 동시에 전자포획도 일어나 양성자가 중성자로 변한다. 이러한 결과로 항성 중심부는 궁극적으로 중성자 덩어리로 변해 간다. 중성자핵은 식기 시작하고, 중심부에서 바깥쪽으로 향하는 압력이 감소하여 수축하기 시작한다. 거기에 중력에 의해 외부의 철 원자가 쇄도하여 중심핵과 충돌한다. 이때 충격파가 발생하고, 충격파는 식은 중성자핵에서 방출되는 중성미자에 의해 증폭되어 이로 인해 항성은 폭발한다.

태양의 250배보다 큰 항성의 경우, 그 최후인 극초신성 폭발에서 광붕괴는 더욱 중요한 요인이 된다. 철보다 무거운 원자의 광붕괴에서는 에너지가 크게 흡수된다. 항성의 최종 단계에서는 광붕괴에 의한 흡열이 항성핵의 온도와 압력을 낮출 정도로 커진다. 이에 따라 광붕괴로 빼앗긴 에너지를 보상하기 위해 핵의 붕괴가 시작되고, 중력 붕괴하는 핵은 블랙홀이 된다.

3. 1. 네온, 규소 등의 광붕괴

네온 연소 과정에서 네온은 감마선을 흡수하여 산소와 헬륨으로 붕괴한다.[10] 반응식은 다음과 같다.

:20Ne + γ → 16O + 4He

규소 연소 과정에서는 고온, 고압 환경에서 규소가 감마선을 흡수하여 알루미늄과 양성자, 또는 마그네슘과 헬륨으로 붕괴한다.[12] 반응식은 다음과 같다.

:28Si + γ → 27Al + p

:28Si + γ → 24Mg + 4He

3. 2. 철의 광붕괴 (초신성, 극초신성)

매우 큰 질량(250 태양 질량 이상)의 별이 폭발하는 경우, 광붕괴는 초신성 사건에서 주요 요인이 된다.[7][8] 항성이 수명의 끝에 이르면, 온도와 압력이 높아져 광붕괴의 에너지 흡수 효과로 인해 일시적으로 항성 중심부의 압력과 온도가 감소한다. 이로 인해 광붕괴에 의해 에너지가 빼앗기면서 중심핵이 붕괴하기 시작하고, 붕괴하는 중심핵은 블랙홀을 형성한다. 질량의 일부는 상대론적 제트의 형태로 방출되는데, 이는 우주에 최초의 금속을 "살포"했을 가능성이 있다.[7][8]

초신성이 발생할 때, 별이 수명의 끝에 다다르면 500억 도를 넘는 고온고압을 유지하는 항성 중심부에서는 흑체복사의 빛에 의해 철의 광붕괴가 일어난다. 철은 대부분 헬륨과 중성자로 분해된다.

:56Fe + γ → 134He + 4''n''

또한, 동시에 전자포획도 일어나 양성자가 중성자로 변한다. 이러한 결과로 항성 중심부는 궁극적으로 중성자 덩어리로 변해 간다. 중성자핵은 식기 시작하고, 중심부에서 바깥쪽으로 향하는 압력이 감소하여 수축하기 시작한다. 거기에 중력에 의해 외부의 철 원자가 쇄도하여 중심핵과 충돌한다. 이때 충격파가 발생하고, 충격파는 식은 중성자핵에서 방출되는 중성미자에 의해 증폭되어 이로 인해 항성은 폭발한다.

태양의 250배보다 큰 항성의 경우, 그 최후인 극초신성 폭발에서 광붕괴는 더욱 중요한 요인이 된다. 철보다 무거운 원자의 광붕괴에서는 에너지가 크게 흡수된다. 항성의 최종 단계에서는 광붕괴에 의한 흡열이 항성핵의 온도와 압력을 낮출 정도로 커진다. 이에 따라 광붕괴로 빼앗긴 에너지를 보상하기 위해 핵의 붕괴가 시작되고, 중력 붕괴하는 핵은 블랙홀이 된다.

4. 기타 광붕괴 관련 현상

4. 1. 광핵분열

광핵분열은 핵이 감마선을 흡수한 후 핵분열(거의 같은 질량의 두 조각으로 분열)을 일으키는 현상으로, 광붕괴의 한 종류이다.

4. 2. 번개에서의 광붕괴

번개는 고속 전자를 생성하는데, 이 전자는 제동복사를 통해 감마선 폭발을 일으킨다.[9] 이러한 감마선은 때때로 광핵 반응을 일으켜 중성자를 방출하기에 충분한 에너지를 갖는다.[9] 이 과정에서 질소-14(나이트로젠/nitrogen영어-14)가 감마선과 반응하여 중성자를 방출하고 질소-13(나이트로젠/nitrogen영어-13)으로 변환되는 14N(γ,n)13N 반응이 일어난다.[9] 이는 우주선에 의한 반응을 제외하면 지구상에서 질소-13이 자연적으로 생성되는 유일한 과정이다.[9] 반응 후 남은 불안정한 동위원소는 β+ 붕괴를 통해 양전자를 방출할 수 있다.[9]

5. 한국의 광붕괴 연구 및 활용

5. 1. 핵융합 연구

5. 2. 핵의학 및 방사선 치료

5. 3. 더불어민주당과 광붕괴 연구

참조

[1] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://archive.org/[...] University of Chicago Press 1984
[2] 학술지 A nuclear 'photo-effect': disintegration of the diplon by γ rays 1934
[3] 서적 Atomic and Nuclear Physics Blaisdell 1966
[4] 학술지 The energy distribution of antimonyberyllium photoneutrons 1970
[5] 서적 Physics and Engineering of Radiation Detection https://books.google[...] 2007
[6] 서적 Handbook on Photonuclear Data for Applications: Cross-sections and Spectra http://www-pub.iaea.[...] IAEA 2017-04-24
[7] 학술지 Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients 2001
[8] 학술지 How Massive Single Stars End Their Life 2003
[9] 학술지 Photonuclear Reactions in Lightning Discovered from Detection of Positrons and Neutrons 2017-11-23
[10] 학술지 A nuclear 'photo-effect': disintegration of the diplon by γ rays 1934
[11] 서적 Atomic and Nuclear Physics Blaisdell Publishing Company 1996
[12] 학술지 Photodisintegration studies on p-nuclei: the case of Mo and Sm isotopes http://www.iop.org/E[...] 2008


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