양성자-양성자 연쇄 반응
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1. 개요
양성자-양성자 연쇄 반응은 별에서 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하는 주요 과정이다. 두 개의 수소 원자핵(양성자)이 융합하여 중수소, 양전자, 중성미자를 생성하며, 이 중수소는 다시 수소와 융합하여 헬륨-3을 생성한다. 헬륨-3은 헬륨-4로 변환되는 세 가지 주요 경로(PP I, PP II, PP III)를 거치며, 각 경로는 온도 조건에 따라 발생 비율이 다르다. 이 과정에서 26.73 MeV의 에너지가 방출되며, 일부는 중성미자로 손실된다. PEP 반응은 양성자-양성자 연쇄 반응의 드문 경우로, 더 높은 에너지를 가진 중성미자를 생성한다.
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네온 연소 과정은 별의 진화 단계에서 탄소 연소 이후에 발생하며, 네온이 감마선 또는 헬륨과 반응하여 산소와 마그네슘을 생성하는 과정이다.
2. 역사적 배경
1920년대 아서 에딩턴(Arthur Eddington)은 태양과 다른 별들이 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하는 기본 원리가 양성자-양성자 연쇄 반응이라는 이론을 처음으로 제창하였다. 당시 태양의 온도는 쿨롱 장벽을 극복하기에는 너무 낮다고 여겨졌다. 양자역학이 발전한 후, 양성자의 파동 함수가 척력 장벽을 터널링할 수 있다는 사실이 밝혀지면서, 고전적인 예측보다 낮은 온도에서도 핵융합이 가능하다는 것이 알려졌다.[5]
양성자-양성자 연쇄 반응은 여러 단계를 거쳐 수소를 헬륨으로 변환하는 핵융합 반응이다. 이 반응은 태양과 같은 별들이 에너지를 생성하는 주요 원리 중 하나이다.
1939년, 한스 베테(Hans Bethe)는 별에서 일어나는 다양한 반응의 비율을 계산하려고 시도했다. 두 개의 양성자가 결합하여 중수소 핵과 양전자를 생성하는 반응(현재 양성자-양성자 연쇄 반응의 가지 II로 알려짐)을 시작으로 계산을 진행했지만, 현재 중요한 것으로 알려진 두 개의 헬륨-3 핵(3He영어)의 반응(가지 I)은 고려하지 않았다. 이는 베테가 1967년 노벨 물리학상을 수상한 항성 핵합성에 대한 연구의 일부였다.
3. 양성자-양성자 연쇄 반응
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+ + νe + 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 νe + 26.73 MeV
여기서 방출되는 에너지의 일부는 중성미자에 의해 손실된다.
3. 1. 주요 반응 단계
양성자-양성자 연쇄 반응의 주요 단계는 다음과 같다.
1. 두 개의 수소 원자핵(1H, 양성자)이 융합하여 중수소(2H)를 형성하고, 이 과정에서 하나의 양성자가 중성자로 변하면서 양전자(e+)와 중성미자(νe)를 방출한다.[6]
:1H + 1H → 2H + e+ + νe
2. 방출된 양전자는 주변의 전자와 쌍소멸하여 두 개의 감마선(γ)을 방출한다.[6]
:e+ + e− → 2γ + 1.02 MeV
3. 첫 번째 단계에서 생성된 중수소는 다른 수소 원자핵과 융합하여 헬륨의 가벼운 동위원소인 헬륨-3(3He)을 형성한다.
:2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV
4. 이후 헬륨-3(3He)으로부터 헬륨-4(4He)를 생성하는 세 가지 주요 경로(pp I, pp II, pp III)가 존재한다. 태양에서는 pp I이 83.3%, pp II가 16.68%, pp III가 0.02%의 갈래비를 가진다.[9]3. 2. 반응 가지 (Branches)
헬륨-4를 생성하는 과정은 크게 세 가지 주요 분기(PP I, PP II, PP III)와 하나의 희귀한 분기(PP IV 또는 HeP)로 나뉜다. 각 분기는 온도 조건에 따라 발생 비율이 다르다.3. 2. 1. PP I
PP I영어 갈래는 10MK에서 14MK 사이의 온도에서 지배적이다. 10MK 이하에서는 양성자-양성자 연쇄 반응으로 많은 헬륨-4가 생성되지 않는다.[13][14]
이 반응은 두 개의 헬륨-3 원자핵이 융합하여 헬륨-4를 생성하고, 이 과정에서 두 개의 양성자와 12.86 MeV의 에너지를 방출한다.
:3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV
3. 2. 2. PP II
PP II 갈래는 헬륨-3과 헬륨-4가 융합하여 베릴륨-7을 생성하고, 이후 리튬-7을 거쳐 헬륨-4 두 개로 분열하는 과정이다. 이 반응은 14 ~ 23 MK 온도에서 주를 이룬다.[13]
p–p II branch영어는 18 ~ 25 MK의 온도에서 우세하다.[13]7Be + e− → 7 Li + νe 반응에서 생성되는 중성미자의 90%는 0.861 MeV의 에너지를 가지며, 나머지 10%는 0.383 MeV의 에너지를 가진다. 그 차이는 생성된 리튬-7이 각각 바닥 상태인지 또는 여기 상태인지에 따라 결정된다.[19] 7Be에서 안정한 7Li로 가는 과정에서 방출되는 총 에너지는 약 0.862 MeV이며, 붕괴가 안정된 리튬으로 직접 진행될 경우 거의 대부분이 중성미자로 손실된다.
3. 2. 3. PP III
PP III 갈래는 23MK 이상의 온도에서 지배적인 반응이다. 이 반응은 헬륨-3(3He)과 헬륨-4(4He)가 융합하여 베릴륨-7(7Be)을 생성하는 것으로 시작한다. 그 후, 베릴륨-7은 양성자(1H)와 반응하여 붕소-8(8B)이 된다. 붕소-8은 β+ 붕괴를 통해 베릴륨-8(8Be)과 양전자(e+), 전자 중성미자(νe)를 방출한다. 마지막으로, 베릴륨-8은 두 개의 헬륨-4(4He)로 분열된다.[13]
이 반응의 전체 과정은 다음과 같다:
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)
이 네 번째 갈래에서는 헬륨-3가 직접 양성자와 반응하여 헬륨-4를 형성한다. HeP란 헬륨-양성자 반응을 나타낸다.[19]:³He + ¹H → ⁴He + νₑ + e⁺영어
이 반응은 이론적으로 예측되었지만, 매우 드물게 발생하기 때문에(태양에서 약 0.3ppm) 관측된 적이 없다. 이 반응에서 헬륨-3은 양성자를 직접 포획하여 헬륨-4를 생성하며, 더 높은 에너지를 가진 중성미자(최대 18.8 MeV)를 방출할 수 있다.
질량-에너지 등가 원리에 따르면, 이 반응과 그에 따른 쌍소멸로 방출되는 에너지는 19.795 MeV이며, 그 중 일부는 중성미자에 의해 손실된다.
3. 3. 에너지 방출
양성자-양성자 연쇄 반응에서 방출되는 에너지는 크게 두 가지 형태로 나타난다. 첫 번째는 감마선(γ)의 형태로, 반응 과정에서 손실된 질량이 에너지로 변환되어 방출된다. 이 감마선은 전자 및 양성자와 상호작용하여 태양 내부를 가열하는 역할을 한다. 태양 내부의 가열은 태양이 자체 중력으로 인해 붕괴하지 않도록 지탱해주는 중요한 역할을 한다.[15]두 번째 형태는 중성미자(νe)이다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 태양 내부를 가열하는 데 직접적으로 기여하지 않는다. 따라서 중성미자가 운반하는 에너지는 태양 에너지 생성에 직접적인 영향을 주지 않으며, 태양의 중력 붕괴를 막는 역할도 하지 않는다.[15]
각 반응 가지(pp I, pp II, pp III)에 따라 중성미자가 가져가는 에너지 비율은 다르다. 예를 들어, pp I, pp II, pp III 연쇄 반응에서 중성미자는 각각 해당 반응 에너지의 2.0%, 4.0%, 28.3%를 가져간다.[15]
다음 표는 태양에서 중성미자로 손실되는 에너지 양과 세 가지 가지에서 나오는 "태양 광도"를 계산한 것이다. 여기서 "광도"는 중성미자가 아닌 전자기 복사로 태양이 방출하는 에너지량을 의미한다.
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
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Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles
2011-04-12
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New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited
2009-11
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First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino
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Session 14
https://indico.ijcla[...]
Int'l Conference on Neutrino and Dark Matter
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문서
太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.4太陽のエネルギー源
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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
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