태양전입자
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
태양전 입자는 태양이 형성되기 전 성간 가스에 존재했던 고체 물질로, 운석에서 발견되어 핵합성 및 별의 진화 연구에 기여한다. 1960년대 원시 운석에서 특이한 동위원소 조성을 가진 네온과 제논이 발견된 이후, 도널드 D. 클레이턴은 태양계가 균질한 고온 가스에서 시작되었다는 기존 통념을 부정하며 태양 이전 입자 개념을 제시했다. 1980년대 에드워드 앤더스 연구팀에 의해 운석 내 별 생성 전 입자의 존재가 확인되었고, 1987년 다이아몬드와 탄화 규소 입자가 발견되면서 연구가 본격화되었다. 태양전 입자는 초신성과 점근 거성 가지(AGB) 별의 핵합성 과정에 대한 정보를 제공하며, 은하 진화 연구에도 기여한다.
더 읽어볼만한 페이지
- 운석 광물 - 코헤나이트
코헤나이트는 철 운석과 강한 환원성 환경의 자연철 광상에서 발견되는 단단하고 광택 있는 은색의 자연 철 탄화물 광물이다. - 운석 광물 - 칼슘-알루미늄 포유물
칼슘-알루미늄 포유물(CAI)은 초기 태양계의 고온 환경에서 휘발성이 낮은 원소들이 응축되어 형성된 다양한 광물로 구성된 물질이며, 태양계 형성의 시작점으로 여겨져 '시간 제로'라고도 불린다. - 우주진 - 유성체
유성체는 소행성보다 작고 원자보다 큰 행성간 공간을 이동하는 고체 물체로, 다양한 기원을 가지며 지구 대기권 진입 시 유성이 되고, 일부는 운석이 되기도 하며, 철, 석질, 석철질 등 다양한 성분으로 구성된다. - 우주진 - 먼지선
- 성간매질 - 성간운
성간운은 우주 공간의 가스와 먼지로 구성된 구름으로, 전자기파 분석을 통해 화학 조성을 파악하고 다양한 분자 지도를 만들며 유기 화합물과 우주 금속 연구에 활용된다. - 성간매질 - 외계물질
외계 물질은 지구 밖에서 온 물질로, 태양계 기원과 진화, 생명체 존재 가능성 연구에 중요한 단서를 제공하며, 운석, 달 암석, 우주 먼지, 샘플 반환 임무 표본, 태양계 이전 입자 등을 분석하여 다양한 분야에 활용된다.
| 태양전입자 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 종류 | 고체 입자 |
| 크기 | 0.1 ~ 수십 μm |
| 발견 장소 | 운석 (주로 탄소질 콘드라이트) |
| 기원 | 태양계 외부 항성 |
| 주 구성 원소 | 탄소 산소 규소 질소 마그네슘 알루미늄 칼슘 철 티타늄 |
| 상세 정보 | |
| 특징 | 태양계 형성 이전의 물질로, 모항성의 핵융합 과정 정보를 담고 있음 |
| 분석 방법 | 질량 분석법을 통해 동위원소 비율 측정 |
| 중요성 | 항성 진화, 초신성 폭발, 우주 화학 진화 연구에 기여 |
| 발견 역사 | 1987년 운석에서 최초 발견 |
| 주요 구성 광물 | 다이아몬드 탄화 규소 (SiC) 흑연 산화 알루미늄 (Al₂O₃) 질화 규소 (Si₃N₄) 탄화 티타늄 (TiC) |
| 연구 분야 | 우주 화학 행성 과학 천체 물리학 핵물리학 |
| 추가 정보 | |
| 기타 | 태양계 기원 및 진화 연구에 중요한 자료 제공 항성의 핵합성 과정 연구에 활용 우주의 나이 및 초기 환경 추정에 기여 |
2. 역사
1960년대에, 원시적인 운석 내의 희가스인 네온[5]과 제논[6]이 비정상적인 동위원소비를 가지고 있다는 사실이 발견되었지만, 그 기원과 이러한 물질을 포함하는 종류는 여전히 미스터리였다. 이는 질량 분석기 내에서 운석의 벌크 샘플을 기화시키고, 함유물로 갇힌 아주 소량의 희가스의 동위원소의 상대적인 존재량을 측정하여 발견되었다. 1970년대에는 유사한 실험을 통해 갇힌 제논 동위원소의 성분이 더 많이 발견되었다.[7] 제논 동위원소 성분의 기원에 대한 가설이 논쟁되었지만, 그 모든 것은 "초기 균질한 원시 태양계 가스 구름 내의 프로세스에 의해 생성된 것"이라는 기존의 패러다임 범위 내에서 만들어졌다.
1970년대, 도널드 D. 클레이턴이 "태양계는 균일한 고온 가스에서 시작되었다"는 운석학자들 사이에서 일반적으로 지지되던 생각을 부정하면서, 해석을 위한 새로운 이론적 틀이 만들어졌다.[8] 그는 다양한 종류의 별에서 질량이 방출되는 동안 열적으로 응축된 성간 입자들 중에는 독특하지만 예측 가능한 동위원소 조성이 나타날 것이라고 예측했다. 그는 이러한 성간 입자가 성간 물질 전체에 존재한다고 주장했다.[8][9] 이 아이디어를 처음 사용한 1975년 Clayton의 논문은 소멸 방사성 핵종으로 간주되었던 네온과 제논의 방사성 동위원소가 풍부한 초신성 입자가 포함된 성간 물질을 묘사했다.[10] Clayton은 발견될 가능성이 있는 몇 가지 종류의 태양 전 입자를 정의했다. 적색 거성에서 오는 성간 먼지, 초신성에서 오는 ''sunocons''(SUperNOva CONdensates의 약어), 차가운 성운의 가스 상태의 원자나 분자의 강착에 의한 성운 응축에서 온 ''nebcons'' 및 신성 응축에서 온 ''novacons'' 등이다.[8]
운석 내에 성간 먼지가 존재한다는 것을 밝힌 최초의 연구는 시카고의 에드워드 앤더스의 연구실에서 진행되었다.[11] 그는 기존의 질량 분석법을 사용하여, 운석의 벌크가 산에 용해된 후 남은 산 불용성 탄소질 잔류물에 포함된 제논 동위원소의 양이 적색 거성에서 유래한 성간 먼지의 제논 동위원소 예측값과 거의 정확히 일치한다는 것을 발견했다.[9]
1987년에는 다이아몬드 입자[12]와 탄화 규소 입자[13]가 동일한 산 불용성 잔류물에 풍부하게 존재하며, 고농도의 희가스를 함유하고 있다는 사실이 밝혀졌다. 또한 2차 이온 질량 분석법 (secondary ion mass spectrometry, SIMS)의 개선으로, 이러한 입자의 화학 구조에 포함된 중요한 동위원소 이상이 측정되었다.[14] 개선된 SIMS 실험 결과, 각 탄화 규소 입자의 규소 동위원소비는 태양의 동위원소비가 아닌, 어떤 종류의 적색 거성에서 예상되는 동위원소비임이 밝혀졌다. 이로부터 성간 먼지의 발견은 1987년으로 거슬러 올라가게 된다.[13] 에른스트 치너는 미세한 입자에 대한 SIMS 응용의 제일인자가 되었고,[15][16] 역사적인 칭찬을 받았다.
2020년 1월, 1969년에 오스트레일리아에서 발견된 머치슨 운석의 분석 결과, 지구 탄생 46억 년 전보다 오래된, 50~70억 년 전에 성간 먼지가 형성되었다는 사실이 밝혀졌으며, 이 운석과 그 성간 먼지는 지구상에서 지금까지 발견된 가장 오래된 고체 물질이 되었습니다.[17][18]
2. 1. 초기 발견과 개념 정립 (1960년대 ~ 1980년대)
1960년대에, 원시 운석에서 발견된 희가스인 네온[5]과 제논[6]은 특이한 동위 원소 조성을 가지고 있었다. 이들의 기원과 이들을 포함하는 물질에 대한 의문은 질량 분석기를 이용, 운석 시료를 기화시켜 포획된 미량의 희가스 동위 원소의 상대적 풍부도를 측정함으로써 제기되었다.[7] 1970년대에는 제논 동위원소 성분의 기원에 대한 다양한 추측이 나왔으나, 모두 균일한 태양 가스 구름 내에서의 과정으로 변동이 생성되었다는 기존 패러다임 내에 있었다.도널드 D. 클레이턴은 1970년대에 태양계가 균질한 고온 가스로 시작되었다는 통념을 부정하는 새로운 이론적 틀을 제시했다.[8] 그는 서로 다른 유형의 별에서 질량 손실 동안 응축된 성간 입자 내에서 특이하지만 예측 가능한 동위원소 조성이 발견될 것이라고 예측했으며, 이러한 입자가 성간 매체 전체에 존재한다고 주장했다.[8][9] 클레이턴은 1975년 논문에서 멸종된 방사성 핵종을 정의한 Ne과 Xe의 방사성 동위 원소가 풍부한 초신성 입자로 가득 찬 성간 매체를 묘사했다.[10] 그는 적색 거성에서 온 ''별 먼지'', 초신성에서 온 ''sunocons'', 차가운 구름의 기체 원자와 분자의 강착에 의한 성운 응축에서 온 ''nebcons'', 신성 응축에서 온 ''novacons'' 등 여러 유형의 별 생성 전 입자를 정의했다.[8]
시카고 대학의 에드워드 앤더스 연구팀은 1980년대에 운석 내 별 생성 전 입자의 존재를 처음으로 명확히 확인했다.[11] 이들은 산 불용성 탄소질 잔류물 내 제논 동위원소의 풍부도가 적색 거성 먼지 응축물의 동위원소 제논 예측과 거의 일치함을 발견했다.[9] 이후 1987년, 다이아몬드[12]와 탄화 규소 입자[13]가 동일한 잔류물에서 발견되었고, 희가스를 다량 함유하며, 2차 이온 질량 분석법 (SIMS)으로 측정된 동위원소 이상을 보였다.[14] 특히, 탄화 규소 입자 내 규소 동위원소는 태양 동위원소 비율이 아닌 특정 적색 거성에서 예상되는 비율을 나타냈다.[13] 에른스트 지너는 미세 입자에 대한 SIMS 응용 분야의 선구자였다.[15][16]
2020년 1월, 머치슨 운석 분석 결과, 검사된 40개의 별 생성 전 탄화 규소 입자 중 하나가 지구의 46억 년 된 태양보다 30억 ± 20억 년 전에 형성되었다는 결론이 내려졌다.[17][18]
2. 2. 태양 이전 입자 실체 확인 (1987년 ~ 현재)
1960년대에 원시 운석에서 특이한 동위 원소 조성을 갖는 네온[5]과 제논[6]이 발견되었으나, 그 기원과 운반 물질은 알려지지 않았다. 1970년대에는 제논 동위 원소의 더 많은 성분이 발견되었다.[7]도널드 D. 클레이턴은 1970년대에 태양계가 균일한 고온 가스로 시작되었다는 기존 통념을 거부하고, 별에서 질량 손실 동안 응축된 성간 입자 내에서 특이한 동위 원소 조성이 발견될 것이라고 예측했다.[8] 그는 이러한 입자가 성간 매체 전체에 존재한다고 주장했다.[8][9] 1987년, 에드워드 앤더스 연구팀은 산 불용성 탄소질 잔류물에서 다이아몬드[12]와 탄화 규소(SiC) 입자[13]를 발견하고, 2차 이온 질량 분석법(SIMS)을 통해 동위원소 이상을 측정하여 태양 이전 기원임을 입증했다.[14] 에른스트 지너는 SIMS 응용 분야의 선구자였다.[15][16]
이후 머치슨 운석 등 다양한 운석 연구를 통해 태양 이전 입자 연구가 확장되었다. 2020년 1월, 머치슨 운석 내 SiC 입자 분석 결과, 일부 입자는 태양보다 30억 ± 20억 년 전에 형성된 것으로 밝혀져, 지구상에서 발견된 가장 오래된 고체 물질 중 하나로 기록되었다.[17][18]
3. 운석 내 태양 이전 입자
태양전 입자는 태양이 형성되기 전에 성간 가스에 포함되어 있던 고체 물질이다. 태양전 성분은 실험실에서 비정상적인 동위원소 존재비로 식별할 수 있으며, 이는 태양 성운의 붕괴와 이후 미행성체 형성을 견뎌낸 내화성 광물로 구성된다.[19]
운석 연구자들에게 태양전 입자라는 용어는 운석에서 발견된 태양전 입자를 의미하게 되었으며, 이 중 99%는 별 먼지이다. 다른 많은 종류의 우주 먼지는 운석에서 검출되지 않았다. 태양전 입자는 운석에서 발견되는 입자상 물질 전체 질량의 약 0.1%만을 차지한다. 이러한 입자는 원시 콘드라이트와 같은 운석의 미세 입자 기질에서 발견되는 동위원소적으로 구별되는 물질이다.[20] 이러한 입자는 이를 둘러싼 운석과 동위원소 차이를 보이므로 태양계보다 먼저 존재해야 한다. 이러한 덩어리의 결정성은 마이크로미터 크기의 탄화 규소 결정(최대 1013개 원자)에서 나노미터 크기의 다이아몬드(약 1000개 원자), 그리고 100개 미만의 원자로 구성된 비층상 그래핀 결정에 이르기까지 다양하다. 내화성 입자는 초신성과 적색 거성의 서서히 냉각되는 팽창 가스 내에서 열적으로 응축되어 광물 구조를 이루었다.[20]
3. 1. 운석 내 분포 및 구성
태양전 입자는 태양이 형성되기 전에 성간 가스에 포함되어 있던 고체 물질이다. 태양전 성분은 실험실에서 비정상적인 동위원소 존재비로 식별할 수 있으며, 이는 태양 성운의 붕괴와 이후 미행성체 형성을 견뎌낸 내화성 광물로 구성된다.[19]
운석 연구자들에게 태양전 입자라는 용어는 운석에서 발견된 태양전 입자를 의미하게 되었으며, 이 중 99%는 별 먼지이다. 다른 많은 종류의 우주 먼지는 운석에서 검출되지 않았다. 태양전 입자는 운석에서 발견되는 입자상 물질 전체 질량의 약 0.1%만을 차지한다. 이러한 입자는 원시 콘드라이트와 같은 운석의 미세 입자 기질에서 발견되는 동위원소적으로 구별되는 물질이다.[20] 이러한 입자는 이를 둘러싼 운석과 동위원소 차이를 보이므로 태양계보다 먼저 존재해야 한다. 이러한 덩어리의 결정성은 마이크로미터 크기의 탄화 규소 결정(최대 1013개 원자)에서 나노미터 크기의 다이아몬드(약 1000개 원자), 그리고 100개 미만의 원자로 구성된 비층상 그래핀 결정에 이르기까지 다양하다. 내화성 입자는 초신성과 적색 거성의 서서히 냉각되는 팽창 가스 내에서 열적으로 응축되어 광물 구조를 이루었다.[20]
3. 2. 태양 이전 입자의 종류와 특성
별 주위 입자는 멀리 떨어진 별이나 신성, 잠재적으로 초신성 유출의 일부를 이루며 응축된 개별 고체 입자로, 초기 태양 성운에 부착되었으며 비교적 변하지 않은 상태로 콘드라이트 운석에 남아 있다. 태양계가 형성되기 전에 부착되었으므로, 이들은 '''태양 이전''' 입자여야 한다.[4]태양전 입자는 주사형 또는 투과형 전자 현미경(SEM/TEM), 질량 분석법(희가스 질량 분석법, 공명 이온화 질량 분석법(RIMS), 2차 이온 질량 분석 (SIMS, NanoSIMS))을 사용하여 조사한다.
지금까지 확인된 태양전 입자(광물)는 다음과 같다.
4. 태양 이전 입자의 특성 분석
선태양 입자는 주사 또는 투과 전자 현미경(SEM/TEM)과 질량 분석 방법 (희가스 질량 분석법, 공명 이온화 질량 분석법(RIMS), 2차 이온 질량 분석법(SIMS, NanoSIMS))을 사용하여 조사한다.[21] 동위원소 조성을 통해 기원 항성 및 핵합성 과정을 추적하고, 입자 미세 구조 분석을 통해 형성 환경(온도, 압력, 냉각 속도 등)을 추정할 수 있다.
다이아몬드로 구성된 선태양 입자는 크기가 불과 몇 나노미터에 불과하여 나노다이아몬드라고 불린다. 나노다이아몬드는 크기가 작아 조사하기 어렵고, 처음 발견된 선태양 입자 중 하나임에도 불구하고 알려진 바가 비교적 적다. 다른 선태양 입자의 전형적인 크기는 마이크로미터 범위이다.
지금까지 확인된 선태양 입자를 구성하는 광물은 다음과 같다.
- 다이아몬드 (C) 나노미터 크기의 입자 (~0.00000026nm 직경)[21] 증기 증착으로 형성되었을 가능성이 있다.[22]
- 흑연 (C) 입자 및 음이온,[23] 일부는 비층상 그래핀 코어를 가진다.[24]
- 탄화 규소 (SiC) 서브마이크로미터에서 마이크로미터 크기의 입자. 선태양 SiC는 단일 다형체 입자 또는 다형체 혼합체로 발생한다. 관찰된 원자 구조에는 2개의 가장 낮은 차수 다형체: 육각형 2H 및 입방체 3C(적층 결함 무질서의 다양한 정도)뿐만 아니라 1차원적으로 무질서한 SiC 입자가 포함된다.[25] 이에 비해 지상 실험실에서 합성된 SiC는 100개 이상의 다형체를 형성하는 것으로 알려져 있다.
- 탄화 티타늄 (TiC) 및 C 및 SiC 입자 내의 기타 탄화물[26]
- 질화 규소 (Si3N4)
- 강옥 (Al2O3)[27]
- 스피넬 (MgAl2O4)[28]
- 히보나이트 ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)[29]
- 산화 티타늄 (TiO2)
- 규산염 광물 (감람석 및 휘석)
4. 1. 분석 방법
선태양 입자는 주사 또는 투과 전자 현미경(SEM/TEM)을 사용하여 입자의 형태, 크기, 미세 구조를 관찰하며, 질량 분석 방법 (희가스 질량 분석법, 공명 이온화 질량 분석법(RIMS), 2차 이온 질량 분석법(SIMS, NanoSIMS))을 사용하여 동위원소 조성을 분석한다.[21][22][23][24][25][26][27][28][29] 다이아몬드로 구성된 선태양 입자는 크기가 매우 작아 조사하기 어렵다.4. 2. 분석 결과 및 해석
선태양 입자는 주사 또는 투과 전자 현미경(SEM/TEM)과 질량 분석 방법 (희가스 질량 분석법, 공명 이온화 질량 분석법(RIMS), 2차 이온 질량 분석법(SIMS, NanoSIMS))을 사용하여 조사한다.[21] 동위원소 조성을 통해 기원 항성 및 핵합성 과정을 추적하고, 입자 미세 구조 분석을 통해 형성 환경(온도, 압력, 냉각 속도 등)을 추정할 수 있다.다이아몬드로 구성된 선태양 입자는 크기가 불과 몇 나노미터에 불과하여 나노다이아몬드라고 불린다. 나노다이아몬드는 크기가 작아 조사하기 어렵고, 처음 발견된 선태양 입자 중 하나임에도 불구하고 알려진 바가 비교적 적다. 다른 선태양 입자의 전형적인 크기는 마이크로미터 범위이다.
지금까지 확인된 선태양 입자를 구성하는 광물은 다음과 같다.
- 다이아몬드 (C) 나노미터 크기의 입자 (~0.00000026nm 직경)[21] 증기 증착으로 형성되었을 가능성이 있다.[22]
- 흑연 (C) 입자 및 음이온,[23] 일부는 비층상 그래핀 코어를 가진다.[24]
- 탄화 규소 (SiC) 서브마이크로미터에서 마이크로미터 크기의 입자. 선태양 SiC는 단일 다형체 입자 또는 다형체 혼합체로 발생한다. 관찰된 원자 구조에는 2개의 가장 낮은 차수 다형체: 육각형 2H 및 입방체 3C(적층 결함 무질서의 다양한 정도)뿐만 아니라 1차원적으로 무질서한 SiC 입자가 포함된다.[25] 이에 비해 지상 실험실에서 합성된 SiC는 100개 이상의 다형체를 형성하는 것으로 알려져 있다.
- 탄화 티타늄 (TiC) 및 C 및 SiC 입자 내의 기타 탄화물[26]
- 질화 규소 (Si3N4)
- 강옥 (Al2O3)[27]
- 스피넬 (MgAl2O4)[28]
- 히보나이트 ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)[29]
- 산화 티타늄 (TiO2)
- 규산염 광물 (감람석 및 휘석)
5. 항성 진화와 핵합성 연구에 대한 기여
태양전 입자에 대한 연구는 핵합성과 별의 진화에 대한 정보를 제공한다.[3] 특히, "r-과정" (빠른 중성자 포획) 및 알파 과정 (알파 포획) 유형의 핵합성 동위원소 특징을 가진 입자는 초신성 폭발 모델을 테스트하는 데 유용하다.[30]
태양전 입자의 1% (초신성 입자)는 칼슘-44의 매우 큰 과잉을 가지고 있는데, 이는 일반적으로 칼슘 풍부량의 2%만을 차지하는 칼슘의 안정 동위원소이다. 일부 태양전 입자의 칼슘은 주로 44Ca로 구성되어 있는데, 이는 아마도 멸종 핵종 티타늄-44의 잔해일 것이며, 티타늄-44는 28Si에 의해 4개의 알파 입자가 빠르게 포획된 후, 일반적으로 규소 연소 과정이 시작되고 초신성 폭발 전에 SN 1987A와 같은 II형 초신성에서 풍부하게 형성되는 티타늄 동위원소이다.[31] 그러나 44Ti는 반감기가 59년에 불과하므로 곧 44Ca로 완전히 변환된다. 더 오래 살지만 멸종된 핵종 칼슘-41 (반감기 99,400년) 및 알루미늄-26 (730,000년)의 붕괴 생성물의 과잉도 이러한 입자에서 감지되었다. 이러한 입자의 빠른 과정 동위원소 이상에는 태양계 풍부량에 비해 질소-15 및 산소-18의 상대적 과잉과 중성자가 풍부한 안정 핵종 42Ca 및 49Ti의 과잉이 포함된다.[32]
다른 태양전 입자는 점근 거성 가지(AGB) 별에 대한 동위원소 및 물리적 정보를 제공하며, AGB 별은 은하에서 철보다 가벼운 내화성 원소의 가장 큰 부분을 생성했다. 이 입자의 원소는 초기 은하수에서 서로 다른 시간(및 장소)에 만들어졌기 때문에 수집된 입자 세트는 은하의 형성과 진화에 대한 통찰력을 태양계 형성 전에 제공한다.[33]
입자의 원소의 핵합성에 대한 정보를 제공하는 것 외에도 고체 입자는 응축된 물리-화학적 조건과 형성 이후의 사건에 대한 정보를 제공한다. [33] 예를 들어, 우리 은하의 탄소를 많이 생성하는 적색 거성을 생각해 보자. 그들의 대기는 응축 과정이 일어나기에 충분히 차가워서 대기 중에 고체 입자(즉, 탄소와 같은 원소의 여러 원자 응집체)가 침전된다. 이것은 원자가 더 복잡한 분자로 형성되는 것을 허용하기에는 너무 뜨거운 태양의 대기와는 다르다. 그런 다음 이러한 고체 물질 조각은 복사 압력에 의해 성간 매질로 주입된다. 따라서 별의 핵합성의 특징을 가진 입자는 (i) 적색 거성 대기에서의 응축 과정, (ii) 성간 매질에서의 복사 및 가열 과정, (iii) 우리가 만들어진 원소를 운반한 입자의 유형에 대한 정보를 제공한다. 은하를 가로질러 태양계까지.[34]
5. 1. 초신성 핵합성 연구
태양전 입자에 대한 연구는 핵합성과 별의 진화에 대한 정보를 제공한다.[3] 초신성 핵합성 모델 검증 및 개선에 중요한 단서를 제공하며, 특히 "r-과정" ('''r'''apid neutron capture, 빠른 중성자 포획) 및 알파 과정 (알파 포획) 유형의 핵합성 동위원소 특징을 가진 입자는 초신성 폭발 모델을 테스트하는 데 유용하다.[30]태양전 입자의 1%는 칼슘-44(44Ca)의 매우 큰 과잉을 가지고 있는데, 이는 44Ca가 주로 멸종 핵종 티타늄-44(44Ti)의 잔해이기 때문이다.[31] 44Ti는 규소 연소 과정이 시작되기 전, 4개의 알파 입자가 빠르게 포획된 후 SN 1987A와 같은 II형 초신성에서 풍부하게 형성된다.[31] 44Ti는 반감기가 59년에 불과하여 44Ca로 빠르게 변환되며, 더 오래 지속되지만 멸종된 핵종인 칼슘-41(41Ca, 반감기 99,400년) 및 알루미늄-26(26Al, 730,000년)의 붕괴 생성물 과잉도 감지되었다.[32] 빠른 과정 동위원소 이상에는 질소-15(15N) 및 산소-18(18O)의 상대적 과잉과 중성자가 풍부한 안정 핵종 42Ca 및 49Ti의 과잉도 포함된다.[32]
이러한 연구는 초신성 핵합성 모델을 검증하고 개선하는 데 중요한 역할을 한다.
5. 2. 점근거성가지(AGB) 별 연구
태양전 입자에 대한 연구는 점근 거성 가지(AGB) 별에서의 핵합성 및 물질 방출 과정을 이해하고, 이를 통해 은하 내 화학적 진화에 대한 AGB 별의 역할을 규명하는 데 중요한 정보를 제공한다.[33] AGB 별은 은하에서 철보다 가벼운 내화성 원소의 가장 큰 부분을 생성하며, 이 입자의 원소는 초기 은하수에서 서로 다른 시간 및 장소에 만들어졌기 때문에 수집된 입자 세트는 태양계 형성 이전의 은하의 형성과 진화에 대한 통찰력을 제공한다.[33]고체 입자는 응축된 물리-화학적 조건과 형성 이후의 사건에 대한 정보를 제공한다.[33] 예를 들어, 우리 은하의 탄소를 많이 생성하는 적색 거성의 대기는 응축 과정이 일어나기에 충분히 차가워서 고체 입자(즉, 탄소와 같은 원소의 여러 원자 응집체)가 침전된다. 이것은 원자가 더 복잡한 분자로 형성되는 것을 허용하기에는 너무 뜨거운 태양의 대기와는 다르다. 그런 다음 이러한 고체 물질 조각은 복사 압력에 의해 성간 매질로 주입된다. 따라서 별의 핵합성의 특징을 가진 입자는 (i) 적색 거성 대기에서의 응축 과정, (ii) 성간 매질에서의 복사 및 가열 과정, (iii) 우리가 만들어진 원소를 운반한 입자의 유형에 대한 정보를 제공한다.[34]
5. 3. 은하 진화 연구
태양전 입자 연구는 초기 은하수 형성과 진화 과정에 대한 중요한 단서를 제공한다.[33] 태양전 입자에 포함된 원소는 초기 은하수에서 서로 다른 시간 및 장소에서 만들어졌기 때문에, 수집된 입자 세트는 태양계 형성 이전 성간 물질의 특성과 진화를 이해하는 데 도움을 준다.[33]점근 거성 분지(AGB) 별은 은하에서 철보다 가벼운 내화성 원소의 대부분을 생성하며, 이 별에서 유래한 태양전 입자는 AGB 별의 동위원소 및 물리적 정보를 제공한다.[33] 예를 들어, 우리 은하에서 탄소를 많이 생성하는 적색 거성의 대기는 응축 과정이 일어나기에 충분히 차가워 고체 입자(탄소와 같은 원소의 여러 원자 응집체)가 침전된다.[34] 이는 원자가 더 복잡한 분자로 형성되기에는 너무 뜨거운 태양의 대기와는 다르다.[34] 그런 다음 이러한 고체 물질 조각은 복사압에 의해 성간 매질로 주입된다.[34]
이러한 태양전 입자는 별의 핵합성 특징을 가지고 있어, (i) 적색 거성 대기에서의 응축 과정, (ii) 성간 매질에서의 복사 및 가열 과정, (iii) 우리를 만든 원소를 은하를 가로질러 태양계까지 운반한 입자의 유형에 대한 정보를 제공한다.[34]
또한, 태양전 입자에 대한 연구는 핵합성과 별의 진화에 대한 정보를 제공한다.[3] 특히, "r-과정" (빠른 중성자 포획) 및 알파 과정 (알파 포획) 유형의 핵합성 동위원소 특징을 가진 입자는 초신성 폭발 모델을 테스트하는 데 유용하다.[30] 예를 들어, 일부 태양전 입자 (초신성 입자)는 칼슘-44의 매우 큰 과잉을 가지고 있는데, 이는 SN 1987A와 같은 II형 초신성에서 풍부하게 형성되는 티타늄-44의 잔해일 가능성이 있다.[31]
6. 한국의 태양 이전 입자 연구
6. 1. 연구 현황
6. 2. 연구 의의 및 과제
참조
[1]
논문
Stellar Nucleosynthesis and the Isotopic Composition of Presolar Grains from Primitive Meteorites
[2]
논문
Ancient Stardust in the Laboratory
[3]
논문
Astrophysics with Presolar Stardust
[4]
논문
Presolar Grains
2014
[5]
논문
Trapped neon in meteorites — II
[6]
논문
Rare gases in the chondrite Renazzo
[7]
문서
Xenon has [[isotopes of xenon|nine stable isotopes]] that differ in mass because they have different numbers of neutrons in their atomic nuclei. The mass spectrometer records the number of detected xenon atoms at atomic weights A=124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134, and 136. By measuring these at several temperature steps in the heating of the sample it was demonstrated that trapped xenon had differing components within its total. It was speculated that one such component was xenon created when an unknown superheavy nucleus that was assumed to exist in the early Solar System underwent fission.
[8]
논문
Precondensed matter: Key to the early solar system
https://tigerprints.[...]
[9]
논문
S-process studies: Xenon and krypton isotopic abundances
http://adsabs.harvar[...]
[10]
논문
Extinct radioactivities: Trapped residuals of presolar grains
https://ui.adsabs.ha[...]
[11]
논문
Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of s-Process Nucleosynthesis
[12]
논문
Interstellar diamonds in meteorites
[13]
논문
Evidence for interstellar SiC in the Murray carbonaceous meteorite
https://www.nature.c[...]
[14]
논문
Stardust in the Laboratory
[15]
논문
Ernst Zinner, lithic astronomer
[16]
논문
Ernst K. Zinner
[17]
뉴스
7 Billion-Year-Old Stardust Is Oldest Material Found on Earth - Some of these ancient grains are billions of years older than our sun.
https://www.livescie[...]
Live Science
2020-01-13
[18]
논문
Lifetimes of interstellar dust from cosmic ray exposure ages of presolar silicon carbide
2020-01-13
[19]
서적
Stardust from Meteorites
[20]
웹사이트
This ancient stardust is the oldest ever to be examined in a lab
https://www.sciencen[...]
2020-01-14
[21]
논문
Stardust in the TEM
[22]
논문
Genesis of presolar diamonds: Comparative high-resolution transmission electron microscopy study of meteoritic and terrestrial nano-diamonds
[23]
논문
Constraints on Stellar Grain Formation from Presolar Graphite in the Murchison Meteorite
[24]
논문
The Core Structure of Presolar Graphite Onions
[25]
논문
Polytype distribution in circumstellar silicon carbide
2002-06
[26]
논문
" Interstellar grains within interstellar grains"
[27]
논문
Extreme Mg-26 and O-17 enrichments in an Orgueil corundum: Identification of a presolar oxide grain
http://authors.libra[...]
1994
[28]
논문
Presolar spinel grains from the Murray and Murchison carbonaceous chondrites
[29]
논문
Presolar isotopic and chemical signatures in hibonite-bearing refractory inclusions from the Murchison carbonaceous chondrite
[30]
웹사이트
Oldest material on Earth discovered
https://www.bbc.com/[...]
2020-01-14
[31]
논문
Presolar Grains
2014
[32]
서적
Cosmochemistry
https://books.google[...]
Cambridge University Press
2010
[33]
웹사이트
Meteorite Grains Are the Oldest Known Solid Material on Earth
https://www.smithson[...]
2020-01-14
[34]
웹사이트
The Oldest Known Material on Earth Is Officially Older Than The Solar System
https://www.sciencea[...]
2020-01-14
[35]
저널
Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of presolar grains from primitive meteorites
[36]
논문
Ancient Stardust in the Laboratory
[37]
논문
Astrophysics with Presolar Stardust
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com