오도-하킨스 규칙
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1. 개요
오도-하킨스 규칙은 수소보다 무거운 원자가 별이나 초신성에서 핵합성을 통해 형성된다는 규칙이다. 1917년 하킨스의 운석 연구에서 처음 제시되었으며, 짝수 원자 번호를 가진 원소가 홀수 원자 번호 원소보다 풍부하다는 것을 관찰했다. 이 규칙은 별 핵합성의 알파 과정으로 설명되며, 탄소에서 철까지의 원소 형성에 적용된다. 수소와 베릴륨은 이 규칙의 예외로, 수소는 빅뱅 당시의 조건으로 인해, 베릴륨은 우주선 파쇄에 의해 생성되기 때문에 규칙을 따르지 않는다. 또한, 동위원소의 풍부도와 핵 껍질 모형, 핵융합 과정과의 연관성, 그리고 홀짝 효과에 대한 설명이 제시된다.
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| 오도-하킨스 규칙 | |
|---|---|
| 오도-하킨스 규칙 | |
| 유형 | 경험 법칙 |
| 분야 | 화학, 원자 물리학 |
| 설명 | 짝수 원자 번호를 갖는 원소가 홀수 원자 번호를 갖는 원소보다 우주에서 더 풍부하게 존재한다는 규칙 |
| 역사적 배경 | |
| 제안자 | 주세페 오도와 윌리엄 드레이퍼 하킨스 |
| 상세 내용 | |
| 내용 | 짝수 원자 번호를 가진 원소는 홀수 원자 번호를 가진 원소보다 더 안정적이고 일반적이다. |
| 예외 | 베릴륨 리튬 붕소 |
| 설명 | 핵 합성 과정에서 알파 입자 첨가가 선호되기 때문. 짝수 원자 번호 원소의 핵은 짝수 개의 양성자와 중성자를 가져 더 안정적이다. |
| 참고 | 오도-하킨스 규칙은 경험적 관찰에 기반하며, 예외도 존재한다. |
| 관련 개념 | |
| 관련 개념 | 핵자 |
| 참고 문헌 | |
| 참고 문헌 | Oddo, Giuseppe (1914). "Die Molekularstruktur der radioaktiven Atome". Zeitschrift für anorganische Chemie (in German). 87 (1): 253–268. doi:10.1002/zaac.19140870118. Harkins, William D. (1917). "The Evolution of the Elements and the Stability of Complex Atoms". Journal of the American Chemical Society. 39 (5): 856–879. doi:10.1021/ja02250a002. North, John (2008). Cosmos an illustrated history of astronomy and cosmology. Univ. of Chicago Press. ISBN 978-0-226-59441-5. p. 602. Suess, Hans E.; Urey, Harold C. (1956-01-01). "Abundances of the Elements". Reviews of Modern Physics. 28: 53–74. doi:10.1103/RevModPhys.28.53. ISSN 0034-6861. |
2. 오도-하킨스 규칙의 정의
수소보다 무거운 모든 원자는 별이나 초신성 내부에서 핵합성 과정을 통해 만들어진다. 이곳에서는 중력, 온도, 압력이 매우 높아 양성자와 중성자가 서로 융합하여 원자핵을 형성할 수 있다. 이렇게 만들어진 원자핵은 전자를 끌어당겨 원자가 된다. 원자핵 안에 있는 양성자의 수, 즉 원자 번호는 어떤 화학 원소인지를 결정하는 고유한 값이다.
오도-하킨스 규칙은 짝수 원자 번호(''Z'')를 가진 원소가 홀수 ''Z''를 가진 원소보다 우주적으로 더 풍부하게 존재한다는 규칙이다.
이 규칙의 초기 형태는 1917년 하킨스가 운석을 연구하면서 발견한 사실에서 비롯되었다. 당시 다른 학자들처럼 하킨스도 운석이 원소의 우주적 존재 비율을 더 잘 보여준다고 생각했다. 그는 연구를 통해 짝수 원자 번호(''Z'')를 가진 원소가 홀수 ''Z''를 가진 원소보다 약 70배 더 많다는 것을 알아냈다. 실제로 운석 물질의 약 99%를 차지하는 가장 흔한 7가지 원소는 모두 짝수 ''Z''를 가지고 있었다. 또한, 그는 물질의 90%가 단 15개의 서로 다른 동위원소로 이루어져 있으며, 이 동위원소들의 원자량은 알파 입자의 무게와 비슷한 4의 배수라는 점도 발견했다.
하킨스의 연구 3년 전, 오도는 지각을 구성하는 원소들에서도 비슷한 경향을 발견하고, 원소들이 헬륨이 뭉쳐서 만들어진 것이라고 추측했다. 헬륨의 원자핵은 알파 입자와 같다.[5] 이러한 초기 연구들은 지구화학과 핵물리학, 우주론을 서로 연결하는 계기가 되었으며, 이후 빅토르 골드슈미트가 이끈 노르웨이 연구 그룹에 의해 더욱 발전되었다.[5]
3. 규칙의 근거 및 항성 핵합성
수소보다 무거운 모든 원자는 별이나 초신성에서 핵합성을 통해 형성된다. 이때 중력, 온도, 압력이 매우 높아 양성자와 중성자가 융합하여 원자핵을 만들고, 이 원자핵이 전자를 얻어 원자가 된다. 원자핵 속 양성자의 수, 즉 원자 번호가 각 화학 원소를 결정한다.
오도-하킨스 규칙에 대한 초기 아이디어는 1917년 하킨스의 운석 연구에서 나왔다. 그는 당시 다른 학자들처럼 운석이 우주 전체의 원소 존재 비율을 더 잘 보여준다고 생각했다. 연구 결과, 원자 번호(Z)가 짝수인 원소가 홀수인 원소보다 약 70배 더 풍부하다는 사실을 발견했다. 실제로 운석 물질의 약 99%를 차지하는 가장 흔한 7개 원소는 모두 짝수 원자 번호를 가졌다. 또한, 물질의 90%가 단 15개의 동위 원소로 이루어져 있으며, 이들의 원자량은 알파 입자 무게의 약 4배수라는 점도 관찰했다. 3년 앞서 오도는 지각 내 원소에 대해 비슷한 관찰을 하고, 원소가 헬륨이 뭉쳐서 만들어진 것이라고 추측했다. 헬륨의 핵은 알파 입자와 같다.[5] 이러한 초기 연구는 지구화학, 핵물리학, 우주론을 연결하는 중요한 계기가 되었으며, 이후 빅토르 골드슈미트가 이끈 노르웨이 연구 그룹에 의해 크게 발전했다.[5]
탄소(12C)에서 철(56Fe)까지의 원소에 대한 오도-하킨스 규칙은 주로 별 핵합성의 알파 과정으로 설명되며,[6] 이 과정은 짝수 원자 번호 원소의 생성을 선호한다. 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B)와 같은 일부 가벼운 원소의 존재는 우주선 파편화로 설명된다.
별의 질량에 따라, 죽어가는 별 내부에서는 양성자-양성자 연쇄 반응, CNO 순환, 삼중 알파 과정과 같은 핵융합 과정을 통해 점점 더 무거운 원소들이 만들어진다. 이렇게 새로 생성된 원소들은 항성풍이나 초신성 폭발을 통해 우주 공간으로 방출되어 은하의 성간 매질에 섞이게 된다.
3. 1. 알파 과정
탄소 12(12C)에서 철 56(56Fe)까지의 원소에 대한 오도-하킨스 규칙은 별 핵합성의 알파 과정으로 설명된다.[6] 이 과정은 별 내부의 고온 및 고압 환경에서 알파 입자(헬륨-4 핵)가 융합하는 것을 포함한다. 알파 과정의 각 단계는 양성자 2개와 중성자 2개를 추가하여, 원자 번호가 짝수인 원소의 합성을 선호하게 만든다.
탄소(12C) 자체는 헬륨으로부터 삼중 알파 과정을 통해 만들어지는데, 이 과정에서는 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B)가 생성되지 않는다. 이들 핵종(및 헬륨-3)은 우주선 파편화에 의해 생성된다. 우주선 파편화는 우주선이 더 큰 동위 원소에 충돌하여 이를 부수는 일종의 핵분열이다. 이 과정은 별 내부와 같은 고온, 고압 환경을 필요로 하지 않으며, 지구에서도 일어날 수 있다. 파편화로 생성되는 더 가벼운 원소들은 상대적으로 드물지만, 이들 중 홀수 질량수를 가진 동위 원소는 오도-하킨스 규칙과 달리 짝수 질량수 동위 원소에 비해 상대적으로 더 풍부하게 나타나는 경향이 있다.
3. 2. 우주선 파쇄
오도-하킨스 규칙은 주로 별 핵합성의 알파 과정으로 설명되지만[6], 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B)와 같은 가벼운 원소들의 존재는 다른 과정을 통해 설명된다. 이들 핵종과 헬륨-3(3He)은 우주선 파쇄에 의해 생성된다.
우주선 파쇄는 우주선이 더 큰 동위 원소에 충돌하여 파편화시키는 일종의 핵분열이다. 이 과정은 별 내부 환경과 같은 고온 및 고압 조건을 필요로 하지 않으며, 지구에서도 발생할 수 있다. 삼중 알파 과정에서는 탄소 생성을 위해 헬륨으로부터 직접 합성되면서 리튬, 베릴륨, 붕소를 건너뛰기 때문에, 이들 원소는 우주선 파쇄와 같은 다른 경로를 통해 생성되어야 한다.
우주선 파쇄로 생성되는 가벼운 핵종들은 일반적으로 우주 전체에서 상대적으로 드물게 존재한다. 그러나 이 과정에서 생성된 홀수 질량수를 가진 동위 원소들은 오도-하킨스 규칙의 예측과 달리, 짝수 질량수를 가진 동위 원소에 비해 상대적으로 더 풍부하게 나타나는 경향을 보인다. 이는 우주선 파쇄가 오도-하킨스 규칙의 주요 예외 사례 중 하나임을 보여준다.
4. 규칙의 예외
오도-하킨스 규칙은 우주에 존재하는 원소들의 풍부도 경향을 설명하는 일반적인 원리이지만, 모든 원소에 적용되는 것은 아니다. 특히, 우주에서 가장 풍부한 원소인 수소(원자 번호 1)와, 짝수 원자 번호(4)를 가졌음에도 인접한 홀수 원자 번호 원소보다 존재비가 낮은 베릴륨이 대표적인 예외 사례로 알려져 있다.
4. 1. 수소
이 가정은 우주에서 가장 풍부하고 가장 간단한 원소인 수소 (원자 번호 1)에는 적용되지 않는다. 이는 이온화된 형태의 수소 원자가 단일 양성자이기 때문일 수 있는데, 이 양성자는 빅뱅 이후 우주의 급팽창 기간 동안 형성된 최초의 주요 쿼크 덩어리 중 하나였을 것으로 이론화된다. 이 기간 동안 우주는 무한히 작은 지점에서 현대 은하 크기로 팽창하면서, 입자들의 온도는 1조 켈빈 이상에서 수백만 켈빈으로 급격히 떨어졌다.이러한 환경은 단일 양성자와 중수소 핵의 핵융합을 통해 헬륨과 리튬 핵이 형성되도록 했지만, 모든 수소 이온(H+)이 더 무거운 원소로 재구성되기에는 시간이 너무 짧았다. 결과적으로, 원자 번호 2인 헬륨은 수소의 짝수 원자 번호 대응물로 남게 되었다. 따라서 중성 수소, 즉 유일하게 안정한 렙톤인 전자와 결합한 수소는, 우주 팽창 후 소멸되지 않고 남은 물질의 대부분을 구성하게 되었다.
4. 2. 베릴륨
베릴륨은 짝수 원자 번호(4)를 가졌음에도 불구하고 인접한 홀수 원자 번호 원소인 리튬과 붕소보다 더 희귀하기 때문에 오도-하킨스 규칙의 예외로 간주된다.이러한 현상이 나타나는 주된 이유는 우주에 존재하는 리튬, 베릴륨, 붕소의 대부분이 일반적인 별 핵합성 과정을 통해 생성되지 않고, 우주선 파쇄라는 다른 방식으로 만들어지기 때문이다. 특히 베릴륨은 안정적인 동위원소가 단 하나만 존재하며, 이마저도 안정성이 낮은 보로미안 핵에 해당한다. 반면, 리튬과 붕소는 각각 두 개의 안정적인 동위원소를 가지고 있어 베릴륨보다 상대적으로 더 풍부하게 존재한다.
5. 동위원소 풍부도
수소보다 무거운 모든 원자는 별이나 초신성에서 핵합성을 통해 형성된다. 이 과정에서 중력, 온도, 압력이 충분히 높아지면 양성자와 중성자가 융합하여 원자핵을 형성하고, 원자핵은 전자를 축적하여 원자를 만든다. 원자핵 내 양성자의 수, 즉 원자 번호는 화학 원소를 고유하게 식별한다.
오도-하킨스 규칙은 원소의 풍부도뿐만 아니라 동위원소의 조성과도 직접적인 관련이 있다.[7] 일반적으로 짝수 원자 번호를 가진 원소가 홀수 원자 번호 원소보다 우주에 더 풍부하게 존재하는데, 이러한 경향은 동위원소 수준에서도 관찰된다.
특히, 양성자 수와 중성자 수가 같은 동위원소들이 가장 풍부한 경향을 보인다. 대표적인 예로는 헬륨-4(4He), 탄소-12(12C), 산소-16(16O), 네온-20(20Ne), 마그네슘-24(24Mg), 규소-28(28Si), 황-32(32S) 등이 있다. 이들 중 질소-14(14N)를 제외한 7개는 헬륨-4 핵의 정수 배수로 이루어진 알파 핵종이다. 이러한 특정 동위원소들의 높은 풍부도는 핵 껍질 모형이나 핵융합 과정과 같은 핵물리학적 요인과 관련이 있으며, 왜 특정 동위원소가 다른 동위원소보다 더 안정하고 풍부하게 생성되는지를 설명하는 데 중요한 단서를 제공한다. 예를 들어, 홀수 원자 번호 원소는 짝을 이루지 않은 양성자 하나를 가지고 있어 상대적으로 불안정하며, 다른 양성자를 빠르게 포획하여 짝수 원자 번호와 양성자 쌍을 이루려는 경향이 있다는 설명이 제시되기도 한다. 그러나 질소-14와 같이 홀수 원자 번호를 가졌음에도 매우 풍부한 예외적인 경우도 존재하여, 동위원소 풍부도에 대한 완전한 설명은 여전히 연구가 진행 중인 분야이다.
5. 1. 핵 껍질 모형
오도-하킨스 규칙의 원소적 기초는 원소의 동위원소 조성과 직접적인 관련이 있다.[7] 짝수 원자 번호를 가진 원소가 홀수 원자 번호 원소보다 풍부하지만, 오도-하킨스 규칙은 가장 풍부한 동위원소에도 적용된다. 특히, 양성자와 중성자 수가 같은 동위원소가 가장 풍부한 경향을 보인다. 여기에는 헬륨-4, 탄소-12, 질소-14, 산소-16, 네온-20, 마그네슘-24, 규소-28, 황-32가 포함된다. 이 8개 동위원소 중 7개는 헬륨-4 핵의 정수 배수로 이루어진 알파 핵종이며, 질소-14는 예외이다.
이 중 헬륨-4와 산소-16은 양성자나 중성자 수가 마법수(2, 8, 20, 28, 50, 82, 126)에 해당하여 핵 껍질 모형에 따라 특히 안정하고 풍부할 것으로 예측된다. 그러나 나머지 6개 동위원소(탄소-12, 질소-14, 네온-20, 마그네슘-24, 규소-28, 황-32)의 높은 풍부도는 핵 껍질 모형만으로는 설명하기 어렵다. 마리아 괴퍼트 메이어는 1963년 핵 껍질 구조 발견으로 노벨 물리학상을 수상한 강연에서 "이러한 유형의 핵이 특별히 풍부하다는 것은 초과 안정성이 원소 생성 과정에서 역할을 했을 것임을 나타낸다"고 언급했다.[8]
오도-하킨스 규칙은 홀수 원자 번호 원소가 짝을 이루지 않은 양성자 하나를 가지므로, 짝수 원자 번호와 양성자 쌍을 이루기 위해 다른 양성자를 빠르게 포획하는 경향이 있음을 시사할 수 있다. 짝수 원자 번호 원소에서는 양성자들이 쌍을 이루어 서로의 스핀을 상쇄하며 핵의 안정성을 높인다. 그러나 이러한 설명은 짝을 이루지 않은 양성자를 가졌음에도 매우 풍부한 질소-14의 존재로 인해 도전을 받는다. 또한, 양성자보다 중성자가 정확히 두 개 더 많은 짝수-짝수 핵(양성자와 중성자 수가 모두 짝수) 동위원소들은 양성자-중성자 수가 같은 동위원소만큼 풍부하지는 않다. 산소, 네온, 마그네슘, 규소, 황과 같은 가벼운 원소들은 각각 양성자와 중성자 수가 같은 동위원소와, 중성자가 2개 더 많은 동위원소라는 두 종류의 안정한 짝수-짝수 핵 동위원소를 가진다. 첨부된 그림에서 볼 수 있듯이, 양성자와 중성자 수가 같은 동위원소는 중성자가 2개 더 많은 동위원소보다 한두 배 더 풍부하다. 이는 동위원소의 풍부도에 양성자-중성자 수의 같음(패리티)이 중요한 역할을 할 수 있음을 시사한다. 물질에서 양성자와 중성자 수가 같은 동위원소(등핵종 동위원소)가 특별히 풍부한 이유에 대한 구조적 또는 아원자적 설명은 아직 완전히 밝혀지지 않은 핵물리학의 중요한 문제 중 하나이다.
5. 2. 핵융합과의 관계
탄소 12(12C)에서 철 56(56Fe)까지의 원소에 대한 오도-하킨스 규칙은 별 핵합성의 알파 과정으로 설명된다.[6] 이 과정은 별 내부의 높은 온도와 압력 하에서 알파 입자(헬륨-4 핵)가 융합하는 것을 포함한다. 알파 과정의 각 단계는 양성자 2개와 중성자 2개를 추가하여, 짝수 번호 원소의 합성을 선호하게 만든다.
탄소 자체는 헬륨으로부터 삼중 알파 과정을 통해 만들어지며, 이 과정에서는 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B)가 생성되지 않는다. 이들 핵종(및 헬륨-3)은 우주선 파편화에 의해 생성되는데, 이는 우주선이 더 큰 동위 원소에 충돌하여 이를 부수는 일종의 핵분열이다. 파편화는 별 환경의 고온 및 고압을 필요로 하지 않으며, 지구에서도 일어날 수 있다. 파편화로 만들어지는 더 가벼운 원소들은 비교적 드물지만, 이들 중 홀수 질량수를 가진 동위 원소는 오도-하킨스 규칙과 달리 짝수 질량수 동위 원소에 비해 상대적으로 더 풍부하게 나타나는 경향이 있다.
별의 질량에 따라, 오도-하킨스 규칙은 죽어가는 별 내부에서 양성자-양성자 연쇄 반응, CNO 순환, 삼중 알파 과정과 같은 핵융합 과정을 통해 점점 더 무거운 원소가 만들어지는 과정에서 나타난다. 새로 형성된 원소는 항성풍이나 초신성 폭발을 통해 서서히 방출되어, 결국 은하의 나머지 성간 매질과 합쳐진다.
6. 추가 설명
수소보다 무거운 모든 원자는 별이나 초신성에서 핵합성을 통해 형성된다. 이 과정에서 중력, 온도, 압력이 양성자와 중성자를 융합시킬 수 있을 만큼 충분히 높아진다. 양성자와 중성자는 원자핵을 형성하며, 이 원자핵은 전자를 끌어들여 원자를 이룬다. 원자핵 안에 있는 양성자의 수, 즉 원자 번호는 각 화학 원소를 고유하게 식별하는 기준이 된다.
6. 1. 홀짝 효과
오도-하킨스 규칙의 초기 형태는 하킨스가 1917년에 수행한 운석 연구에서 비롯되었다. 그는 당시 다른 학자들처럼 운석이 원소의 우주적 존재비를 더 잘 나타낸다고 생각했다. 하킨스는 짝수 원자 번호(Z)를 가진 원소가 홀수 Z를 가진 원소보다 약 70배 더 풍부하다는 것을 발견했다. 운석 물질의 거의 99%를 차지하는 가장 흔한 7가지 원소는 모두 짝수 Z를 가졌다. 또한, 그는 물질의 90%가 단 15개의 서로 다른 동위원소로 구성되어 있으며, 이 동위원소들의 원자량은 알파 입자의 무게와 비슷한 4의 배수라는 것을 관찰했다. 하킨스보다 3년 앞서, 주세페 오도(Giuseppe Oddo)는 지각 내 원소에 대해 비슷한 관찰을 했고, 원소가 헬륨 핵(알파 입자)이 뭉쳐서 만들어진 것이라고 추측했다.[5] 이 초기 연구는 지구화학, 핵물리학, 우주론을 연결했으며, 빅토르 골드슈미트가 이끈 노르웨이 연구 그룹에 의해 크게 발전되었다.[5]오도-하킨스 규칙의 근본적인 이유는 원소의 동위원소 조성과 직접적인 관련이 있다.[7] 짝수 원자 번호 원소가 홀수 원자 번호 원소보다 풍부할 뿐만 아니라, 가장 풍부한 동위원소에서도 비슷한 경향이 나타난다. 즉, 양성자 수와 중성자 수가 같은 동위원소가 가장 풍부하다. 대표적인 예로는 42He, 126C, 147N, 168O, 2010Ne, 2412Mg, 2814Si, 3216S가 있다. 이 8개 중 7개는 헬륨-4 핵의 정수 배수로 이루어진 알파 핵종이다(147N은 예외). 또한, 8개 중 2개(42He와 168O)는 양성자나 중성자의 수가 마법수(2, 8, 20, 28, 50, 82, 126)에 해당하여, 핵 껍질 모형에 따라 특별히 안정하고 풍부할 것으로 예측된다. 하지만 나머지 6개(126C, 147N, 2010Ne, 2412Mg, 2814Si, 3216S)의 높은 풍부도는 핵 껍질 모형만으로는 설명되지 않는다. 핵 껍질 구조 연구로 노벨 물리학상을 수상한 마리아 괴퍼트 메이어는 1963년 수상 강연에서 "이러한 종류의 핵이 특별히 풍부하다는 사실은, 이 핵들의 높은 안정성이 원소 생성 과정에서 중요한 역할을 했을 가능성을 시사한다"고 언급했다.[8]
오도-하킨스 규칙은 홀수 원자 번호 원소가 짝을 이루지 않은 양성자 하나를 가지고 있어서, 다른 양성자를 빠르게 포획하여 짝수 원자 번호(짝수 양성자 수)를 이루려는 경향이 있기 때문이라고 설명하기도 한다. 짝수 원자 번호 원소에서는 양성자들이 쌍을 이루어 서로의 스핀을 상쇄하며 핵의 안정성을 높인다는 것이다. 하지만 이 설명에는 몇 가지 문제점이 있다. 예를 들어, 147N은 짝 없는 양성자를 가졌음에도 불구하고 매우 풍부하다. 또한, 양성자보다 중성자가 정확히 두 개 더 많은 짝수 핵자 수 동위원소들이 특별히 더 풍부하지는 않다. 산소, 네온, 마그네슘, 규소, 황과 같은 가벼운 원소들은 각각 짝수 개의 핵자(양성자+중성자)를 가진 동위원소를 두 개씩 가지고 있다. 위 그림에서 볼 수 있듯이, 양성자 수와 중성자 수가 같은 동위원소는 짝수 핵자 수를 가지면서도, 중성자가 두 개 더 많은 동위원소보다 수십 배에서 수백 배 더 풍부하다. 이는 핵자 수의 짝홀 여부(패리티)만으로는 풍부도를 완전히 설명하기 어렵다는 점을 보여준다. 바리온 물질에서 양성자 수와 중성자 수가 같은 동위원소(등핵종 동위원소)가 특별히 풍부한 이유에 대한 구조적 또는 아원자적 근거는 아직 완전히 밝혀지지 않은, 원자핵 연구의 중요한 과제 중 하나이다.
6. 2. 예외의 추가 설명
이 가정은 우주에서 가장 풍부하고 가장 간단한 원소인 수소(원자 번호 1)에는 적용되지 않는다. 이는 이온화된 형태의 수소 원자가 단일 양성자이기 때문일 수 있는데, 양성자는 빅뱅 이후 우주의 팽창 기간 동안 처음으로 형성된 주요 쿼크 덩어리 중 하나였을 것으로 이론화된다. 이 기간 동안 우주는 무한히 작은 지점에서 현대 은하 크기로 팽창했으며, 입자 수프의 온도는 1조 켈빈 이상에서 수백만 켈빈으로 떨어졌다.이 기간은 단일 양성자와 중수소 핵의 핵융합을 통해 헬륨과 리튬 핵을 형성하기에 충분했지만, 모든 수소 이온(H+)이 더 무거운 원소로 재구성되기에는 너무 짧았다. 이 경우, 원자 번호 2인 헬륨은 수소의 짝수 원자 번호 대응물로 남게 된다. 따라서 중성 수소, 즉 유일하게 안정한 렙톤인 전자와 쌍을 이룬 수소는 우주 팽창이 끝난 후 소멸되지 않고 남은 물질의 대부분을 구성하게 되었다.[5]
규칙의 또 다른 예외는 베릴륨이다. 베릴륨은 짝수 원자 번호(4)를 가졌음에도 불구하고 인접한 원소인 리튬(3)과 붕소(5)보다 더 희귀하다. 이는 우주에 존재하는 리튬, 베릴륨, 붕소의 대부분이 일반적인 별 핵합성 과정을 통해 생성되는 것이 아니라 우주선 파쇄에 의해 만들어지기 때문이다. 특히 베릴륨은 안정적인 동위원소가 단 하나뿐이며(이마저도 안정성의 경계에 가까운 보로미안 핵이다), 각각 두 개의 안정적인 동위원소를 가진 인접 원소들에 비해 존재비가 낮아지게 된다.[5]
참조
[1]
논문
Die Molekularstruktur der radioaktiven Atome
https://zenodo.org/r[...]
[2]
논문
The Evolution of the Elements and the Stability of Complex Atoms
https://zenodo.org/r[...]
[3]
서적
Cosmos an illustrated history of astronomy and cosmology
https://books.google[...]
Univ. of Chicago Press
[4]
논문
Abundances of the Elements
https://link.aps.org[...]
1956-01-01
[5]
논문
An Unlikely Connection: Geochemistry and Nuclear Structure
http://link.springer[...]
2000
[6]
서적
Introduction to planetary science: the geological perspective
Springer
2007
[7]
논문
Isotopic Compositions of the Elements 1997
https://pubs.aip.org[...]
1998-11-01
[8]
웹사이트
The Nobel Prize in Physics 1963
https://www.nobelpri[...]
2024-02-01
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