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태양핵

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목차

1. 개요

태양핵은 태양의 중심부로, 수소를 헬륨으로 변환하는 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산한다. 이 과정에서 막대한 양의 에너지가 방출되며, 태양의 열은 핵융합을 통해 생성되어 태양의 나머지 부분을 가열한다. 태양핵에서 생성된 에너지는 태양 내부의 여러 층을 거쳐 광구에서 햇빛 형태로 우주 공간으로 방출된다. 태양핵의 핵융합은 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 순환 반응으로 진행되며, 핵융합 속도는 밀도에 따라 조절되어 자기 보정 평형 상태를 유지한다.

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태양핵

2. 에너지 생산

태양 에너지는 주로 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응을 통해 생성된다. 이러한 발열 열핵 반응은 태양 중심부에서만 효과적으로 일어난다. 중심핵에서 생산된 에너지는 여러 층을 거쳐 광구에 도달한 뒤 햇빛이나 입자 형태의 운동 에너지로 우주 공간에 방출된다.[6]

매초 약 6억 톤의 수소가 헬륨 원자핵으로 변환되며, 이 과정에서 초당 3.86E26 줄의 에너지가 방출된다.[6] 태양핵은 거의 모든 태양열을 핵융합으로 생성하며, 태양의 나머지 부분은 핵에서 전달되는 열에 의해 가열된다. 핵에서 생성된 에너지는 태양 중성미자를 제외하고는 여러 층을 거쳐 태양 광구에 도달한 후 햇빛이나 입자의 운동 에너지 형태로 우주로 방출된다.[7]

핵에서의 에너지 변환율은 태양 중심으로부터의 거리에 따라 달라진다. 태양 중심에서 융합 동력은 약 276.5W/m3로 추정된다.[7] 태양 반지름의 19% 지점(핵 가장자리)에서는 온도가 약 1000만 켈빈, 융합 동력 밀도는 6.9W/m3이다.[9] 태양 에너지의 91%가 이 반지름 내에서 생성되며, 24% 지점에서는 99%가 생성된다. 반지름의 30%를 넘어서면 융합 속도는 거의 0에 가깝다.[7]

4개의 수소 핵이 하나의 헬륨 핵으로 융합되는 데에는 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 순환 두 가지 반응이 있다.

2. 1. 핵융합 반응

태양 중심부에서는 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응이 일어난다.[6] 이 과정에서 막대한 양의 에너지가 방출되는데, 이는 E=mc² 공식으로 설명할 수 있다.

태양핵에서는 매초 약 3.6개의 양성자(수소 원자핵)가 헬륨 원자핵으로 변환된다.[6] 이 과정에서 초당 430만 톤의 물질이 380YW(3.8 와트)의 에너지로 바뀌는데, 이는 TNT 9.1E10을 매초 폭발시키는 위력과 같다.

핵융합 빈도는 밀도에 따라 달라지는데, 태양핵 내부에서는 스스로 균형을 찾는 과정을 거친다. 핵융합 빈도가 높아지면 중심핵이 가열되고 팽창하여 빈도가 낮아지고, 반대로 빈도가 낮아지면 중심핵이 수축하여 빈도가 높아진다.

태양핵은 거의 모든 태양열을 핵융합으로 생성하며, 태양의 나머지 부분은 핵에서 전달되는 열에 의해 가열된다.[7] 핵에서 생성된 에너지는 태양 중성미자를 제외하고는 여러 층을 거쳐 태양 광구에 도달한 후 햇빛이나 입자의 운동 에너지 형태로 우주로 방출된다.[7]

태양 중심부의 핵융합 동력 밀도는 약 276.5W/m3로 추정된다.[7] 이는 활성 퇴비 더미의 열생산 밀도와 비슷하며, 인간의 신진대사로 생성되는 동력 밀도보다 낮다.[8] 태양이 뜨거운 이유는 엄청난 부피와 제한된 열전도율 때문이다.[8]

태양 반지름의 19% 지점(핵 가장자리)에서는 온도가 약 1000만 켈빈, 융합 동력 밀도는 6.9W/m3이다.[9] 태양 에너지의 91%가 이 반지름 내에서 생성되며, 24% 지점에서는 99%가 생성된다. 반지름의 30%를 넘어서면 융합 속도는 거의 0에 가깝다.[7]

태양핵에서는 4개의 수소 핵이 하나의 헬륨 핵으로 융합되는 두 가지 주요 반응이 있다. 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 순환이다.

2. 1. 1. 양성자-양성자 연쇄 반응

양성자-양성자 연쇄 반응


양성자-양성자 연쇄 반응은 4개의 수소 원자핵이 결국 하나의 헬륨 원자핵으로 변환되는 반응으로, 그 과정은 다음과 같다:[6][10]

\left\{\begin{align}

&&{}^1\!\mathrm{H} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^2\!\mathrm{D} + e^+ + \nu_e\\

\text{그 다음} &&{}^2\!\mathrm{D} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^3\!\mathrm{He} + \gamma \\

\text{그 다음} &&{}^3\!\mathrm{He} + {}^3\!\mathrm{He} &\rightarrow {}^4\!\mathrm{He} + {}^1\!\mathrm{H} + {}^1\!\mathrm{H} \\

\end{align}\right.

이 반응은 태양핵에서 가장 중요한 반응으로 여겨진다. 첫 번째 반응은 핵자들이 결합하기 전에 약력이 베타 붕괴를 일으켜야 하기 때문에, 핵의 높은 밀도와 온도에서도 약 10억 년이라는 매우 긴 시간이 걸린다.[11] 반면, 중수소와 헬륨-3가 반응하는 다음 단계는 각각 약 4초와 400년밖에 걸리지 않는다. 이 반응들은 핵력을 통해 진행되기 때문에 훨씬 빠르다.[11] 4개의 수소 원자핵을 1개의 헬륨 원자핵으로 변환하는 이 반응에서 방출되는 총 에너지는 26.7 MeV이다.

2. 1. 2. CNO 순환

CNO 순환


CNO 순환은 4개의 수소 핵이 하나의 헬륨 핵으로 변환되는 반응 연쇄이며, 총 태양 에너지의 10% 미만을 생성한다.[6] 이 과정에는 전체 과정에서 소모되지 않는 탄소 원자가 촉매로 사용된다. CNO 순환의 세부 과정은 다음과 같다.

\left\{\begin{align}

&&{}^{12}\!\mathrm{C} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm{N} + \gamma \\

\text{그 다음} &&{}^{13}\!\mathrm{N} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm{C} + e^+ + \nu_e \\

\text{그 다음} &&{}^{13}\!\mathrm{C} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{14}\!\mathrm{N} + \gamma \\

\text{그 다음} &&{}^{14}\!\mathrm{N} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm{O} + \gamma \\

\text{그 다음} &&{}^{15}\!\mathrm{O} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm{N} + e^+ + \nu_e \\

\text{그 다음} &&{}^{15}\!\mathrm{N} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{12}\!\mathrm{C} + {}^4\!\mathrm{He} + \gamma \\

\end{align}\right.

오른쪽 그림은 이 과정을 시계 방향으로 보여준다.

2. 2. 에너지 생산량 및 효율

태양핵은 핵융합을 통해 거의 모든 태양의 열을 생산하며, 태양의 나머지 부분은 핵에서부터 열이 외부로 전달되어 가열된다. 핵에서 융합으로 생성된 에너지는 태양 중성미자에 의해 운반되는 작은 부분을 제외하고, 태양 광구에 도달하여 햇빛으로, 또는 거대한 입자의 운동 에너지나 열 에너지로 우주로 방출되기 전에 여러 층을 통과해야 한다.[6]

태양핵에서는 핵융합에 의해 매초 약 3.6×1038개의 양성자가 헬륨 원자핵으로 변환된다. 이때 약 430만 톤의 질량이 감소하며, E=mc2 관계식에 따라 1초당 3.8 × 1026줄의 에너지를 생산한다. 이는 TNT 폭약 9.1×1010메가톤의 에너지에 해당한다.

핵에서의 단위 시간당 에너지 생산량은 중심으로부터의 거리에 따라 달라진다. 태양의 중심에서는 핵융합 효율이 약 276.5와트/m3로 추정된다.[17] 태양 내부에서 체적당 열 생산량의 최댓값은 퇴비 더미의 열 생산량 밀도와 비교될 정도이다. 태양으로부터 방출되는 막대한 열량은 체적당 열 생산량이 아니라, 태양 전체의 크기에 기인한다.

중심으로부터 태양 반지름의 19%(핵의 외연 부근)에 도달할 때까지 온도는 1000만 켈빈까지 저하되며, 열 밀도는 6.9와트/m3 (최댓값의 약 2.5%)가 된다. 태양 에너지의 91%는 이 영역 안에서 생산된다. 반지름의 24%(어떤 정의에서는 "핵"의 밖)까지의 범위에서 태양 열량의 99%가 생산된다. 태양 반지름의 30%까지 이르면 핵융합은 거의 완전히 정지한다.[18]

3. 에너지 변환 및 전달

태양은 주로 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산한다. 태양 중심부는 이러한 핵융합 반응이 효과적으로 일어나는 유일한 곳이며, 중심부를 제외한 나머지 부분은 중심부에서 생성된 에너지를 바깥쪽으로 전달한다. 중심핵에서 생산된 에너지는 여러 층을 거쳐 광구에 도달하고, 햇빛이나 입자 형태의 운동 에너지로 우주 공간에 방출된다.[6]

핵융합 반응으로 방출되는 고에너지 광자(감마선 및 엑스선)는 태양 맨틀에서 흡수와 재방출을 반복하며 복잡한 경로를 거쳐 태양 표면에 도달하기까지 오랜 시간이 걸린다. 광자 이동 시간은 대략 1만 7천 년에서 4만 년으로 추정된다.[21]

태양 반지름의 19% 지점(핵 가장자리 근처)에서 온도는 약 1,000만 켈빈이며, 융합 동력 밀도는 6.9 W/m3(최대값의 약 2.5%)이다. 이 지점 밀도는 약 40 g/cm3(중심의 약 27%)이다.[9] 태양 에너지의 약 91%가 이 반지름 내에서, 24% 이내에서 태양 동력의 99%가 생성된다. 태양 반지름의 30%를 넘어서면 융합 속도는 거의 0에 가깝다.[7]

중성미자는 핵융합 반응으로 방출되지만, 광자와 달리 물질과 거의 상호작용하지 않아 대부분 빠르게 태양을 빠져나온다. 과거 태양에서 생산되는 중성미자 수가 이론 예측보다 적었던 문제는 뉴트리노 진동 효과 연구를 통해 해결되었다.[21]

3. 1. 복사층

태양핵에서 방출되는 고에너지 광자(감마선 및 X선)는 태양 복사층에서 흡수와 재방출을 반복하며 오랜 시간에 걸쳐 태양 표면으로 이동한다. 현재 모델에 따르면, 태양 복사층(태양 반경의 75% 이내의 영역)의 자유 전자에 의한 무작위 산란으로 인해 핵에서 복사층 바깥 가장자리까지 광자가 확산되는 시간(광자 이동 시간)은 약 17만 년이다.[14] 광자 이동 시간은 17만 년[19]에서 5,000만 년[20]으로 추정된다.

3. 2. 대류층

태양 복사층 바깥쪽(태양 반지름의 75% 지점)에서는 열 전달이 복사가 아닌 대류 현상에 의해 이루어진다. 이 대류층(태양 중심으로부터 남은 25% 거리)으로 이동하면, 열이 바깥쪽으로 이동하는 속도가 상당히 빨라진다.[14]

3. 3. 광구

태양 중심핵에서 생산된 에너지는 태양 내부의 여러 층을 통과한 뒤 광구에 이르러 햇빛 또는 입자 형태의 운동 에너지로 발산된다.[21] 광자들이 태양의 대류층에서 긴 여행을 마친 뒤 광구로 불리는 태양의 '표면'에 이르면, 이들은 가시광선의 형태로 태양을 탈출한다. 태양 중심부에 있던 감마선 하나하나는 우주로 탈출하기 전에 수백만 개의 가시광선으로 전환된다. 중성미자들도 중심핵의 핵융합 반응에 의해 풀려나지만, 광자와는 달리 물질과 상호 작용을 거의 일으키지 않기 때문에 거의 대부분이 태양을 빠른 시간 내에 빠져나올 수 있다.[21]

4. 태양의 조성

태양의 조성은 깊이에 따라 달라진다. 광구에서는 질량의 약 73~74%가 수소이고, 나머지는 주로 헬륨으로 구성되어 있는데, 이는 목성의 대기 및 빅뱅 이후 초기 별 생성 시 가스의 원시 조성과 유사하다.[5] 태양 내부로 깊이가 증가함에 따라 핵융합으로 인해 수소 비율은 감소한다. 안쪽으로 이동하면서 수소 질량 분율은 핵 반경(태양 반경의 약 25%)에 도달한 후 급격히 감소하기 시작하며, 이 안쪽에서는 핵을 통과하면서 수소 분율이 급격히 떨어져 태양 중심(반경 0)에서 약 33%가 된다. 나머지 플라스마 질량의 2%를 제외한 나머지는 헬륨이다.[5]

5. 평형 상태

태양의 핵융합 속도는 밀도에 크게 의존하며, 자기 보정 평형 상태를 유지한다. 핵융합 속도가 약간 증가하면 중심핵은 더욱 가열되며 바깥쪽 층의 무게에 대응하는 열팽창 현상이 발생한다. 이로 말미암아 핵융합 빈도는 낮아지며 내부의 혼돈 상태는 다시 진정된다. 반대로 핵융합 빈도가 약간이라도 하강하면 중심핵은 차가워지고 약간 수축하며, 이로 인해 핵융합 빈도는 상승하며 원래의 핵융합 수준으로 다시 되돌아간다.[12]

그러나 태양은 주계열성에 머무는 동안 점차 더 뜨거워지는데, 이는 핵 속의 헬륨 원자가 핵융합으로 생성된 수소 원자보다 더 밀도가 높기 때문이다. 이는 핵에 가해지는 중력 압력을 증가시키고, 핵융합이 일어나는 속도가 점차 증가하면서 이에 저항한다. 이 과정은 핵이 점차 밀도가 높아짐에 따라 시간이 지남에 따라 가속화된다. 태양은 지난 45억 년 동안 30% 더 밝아졌으며[12], 1억 년마다 1%씩 밝기가 계속 증가할 것으로 추정된다.[13]

참조

[1] 논문 Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core 2007-06-15
[2] 웹사이트 NASA/Marshall Solar Physics http://solarscience.[...] 2015-07-09
[3] 웹사이트 Sun Fact Sheet https://nssdc.gsfc.n[...]
[4] 웹사이트 Solar System Astronomy Lecture 22 https://web.njit.edu[...]
[5] 웹사이트 Helio- and Asteroseismology - Results of solar model calculations https://solar-center[...]
[6] 웹사이트 The Source of Solar Energy https://www.sws.bom.[...] Commonwealth of Australia 2014
[7] 웹사이트 Layers of the Sun https://fusedweb.lln[...] 2000-12-18
[8] 뉴스 Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost http://www.abc.net.a[...] 2014-02-25
[9] 웹사이트 Models of the Solar interior https://www.iiap.res[...]
[10] 서적 Astrobiology: future perspectives https://books.google[...] Kluwer Academic 2014-08-28
[11] 서적 Neutrons, nuclei, and matter: an exploration of the physics of slow neutrons Institute of Physics Publishing 1995
[12] 웹사이트 The Sun's evolution https://faculty.wcas[...]
[13] 웹사이트 Earth Won't Die as Soon as Thought https://www.science.[...] 2014-01-22
[14] 논문 On the photon diffusion time scale for the sun 1992-12
[15] 논문 Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core. 2007-06
[16] 간행물 Rev.Mod.Phis. 1995
[17] 웹사이트 Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun http://fusedweb.llnl[...]
[18] 웹사이트 アーカイブされたコピー http://fusedweb.llnl[...] 2001-11-29
[19] 논문 On the photon diffusion time scale for the sun http://adsabs.harvar[...]
[20] 서적 The Illustrated Encyclopedia of the Universe Harmony Books, New York 1983
[21] 웹인용 Bitesize Tour of the Solar System: 태양 중심핵에서 시작하는 긴 등반 http://www.badastron[...] Bad Astronomy 2006-03-22


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