핵합성

3. 핵합성의 종류

대폭발 핵합성은 빅뱅이 발생한 직후 초기 우주에서 일어난 핵합성 과정이다. 빅뱅 후 100만 분의 1초 후 소립자가, 1초 후에 수소의 원자핵이 만들어졌다. 3분 후 헬륨도 만들어졌고, 이후 수소 92%와 헬륨 8%로 구성된 원시 우주가 탄생했다.^[33] 이 과정에서 수소-1( 프로튬/protium^영어 ), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4가 다량 생성되었다. 는 항성 핵융합과 알파 붕괴를 통해 계속 생성되며, 미량의 는 스팔레이션 및 특정 유형의 방사성 붕괴로 계속 생성되지만, 우주에 존재하는 대부분의 동위원소는 빅뱅에서 생성된 것으로 추정된다.

빅뱅 후 100초에서 300초 사이에, 최초의 쿼크-글루온 플라즈마가 얼어붙어 양성자와 중성자가 형성되면서 극소수의 리튬7 (⁷Li)이나 베릴륨7 (⁷Be)이 만들어졌다. 그러나 핵합성은 팽창과 냉각으로 인해 약 20분 만에 중단되었기 때문에, 베릴륨(또는 붕소)보다 무거운 원소는 형성될 수 없었다. 이 기간 동안 형성된 원소는 플라즈마 상태였으며, 훨씬 나중에 중성 원자 상태로 냉각되었다.

우주의 초기에 존재했던 원자는 중성 수소(경수소) (¹H)의 원자핵 - 단일 양성자 - 와 단일 중성자뿐이었다. 우주가 충분히 냉각되면서 양성자와 중성자가 충돌하여 중수소(²H)가 만들어지게 된다. 중수소에 중성자가 포획되면 삼중수소(³H), 혹은 삼중수소가 베타 붕괴^[30]하여 헬륨3 (³He)이 된다. 더 나아가 중성자를 포획하여 헬륨4(⁴He)까지 쉽게 만들어진다. 이 중에서 중수소가 가장 안정하며, 헬륨4도 안정하기 때문에 이 두 핵종이 축적된다. 질량수 5의 안정된 핵종은 존재하지 않으므로 우주의 초기에서의 핵합성은 더 이상 진행되지 않는다. 극소수의 리튬7 (⁷Li)이나 베릴륨7 (⁷Be)이 만들어지지만, 질량수 8의 안정된 핵종은 존재하지 않으므로 더 이상 진행되는 경우는 거의 없다.^[31]

이러한 원자핵들은 빅뱅으로부터 약 1억 년 후, 서로의 중력에 의해 덩어리를 형성하여 제1세대 별을 구성하는 원자핵이 된다. 또한 중심 부분에서 항성에서의 핵합성이 시작되면, 별로서 빛나기 시작한다.

항성 핵합성은 별 내부에서 핵융합을 통해 헬륨을 만들며 빛을 내는 과정이다. 수소가 모두 소진되면 헬륨은 탄소, 질소, 산소와 같은 더 무거운 원소로 핵융합을 일으킨다. 원자핵은 철이 가장 안정적이기 때문에 철까지의 원소만 생성될 수 있다.^[34][33]

별의 핵합성은 별의 진화 과정에서 발생하며, 탄소에서 철까지의 원소의 은하 풍부도를 설명한다. 별은 수소(H)와 헬륨(He)이 핵의 조성이 진화하면서 점점 더 높은 온도에서 무거운 원자핵으로 융합되는 열핵 용광로이다.^[9] 특히 탄소는 헬륨으로부터의 형성이 전체 과정에서 병목 현상을 일으키기 때문에 매우 중요하다. 탄소는 모든 별에서 삼중 알파 과정에 의해 생성된다. 탄소는 또한 별 내부에서 자유 중성자를 방출하는 주요 원소이며, 이로 인해 S-과정이 발생하여 중성자의 느린 흡수가 철과 니켈보다 무거운 원소로 변환한다.^[10][11]

별의 핵합성 결과물은 일반적으로 질량 손실 에피소드와 저질량 별의 항성풍을 통해 성간 가스로 흩어진다. 이러한 질량 손실 현상은 저질량 별 진화의 행성상 성운 단계와 태양 질량의 8배 이상인 별의 폭발적 종말인 초신성에서 관찰할 수 있다.

핵합성이 별에서 발생한다는 최초의 직접적인 증거는 시간이 지남에 따라 성간 가스가 무거운 원소로 풍부해졌다는 천문학적 관찰이었다. 은하 후기에 이 가스에서 태어난 별들은 초기에 형성된 별들보다 훨씬 높은 초기 중원소 풍부도를 가지고 형성되었다. 1952년 분광법에 의해 적색 거성 별의 대기에서 테크네튬의 검출^[12]은 별 내부의 핵 활동에 대한 최초의 증거를 제공했다. 테크네튬은 별의 나이보다 훨씬 짧은 반감기를 가진 방사성 원소이므로, 그 풍부도는 별 내부에서 최근에 생성되었음을 반영해야 한다. 무거운 원소의 별 기원에 대한 설득력 있는 증거는 점근 거성 가지 별의 대기에서 발견되는 특정 안정 동위 원소의 과도한 풍부도이다. 진화하지 않은 별에서 발견되는 것보다 약 20~50배 더 큰 바륨 풍부도의 관찰은 이러한 별 내부에서 s-과정의 작동을 증명한다. 별의 핵합성에 대한 많은 현대적 증거는 별 먼지에서 제공된다. 별 먼지는 우주 먼지의 한 구성 요소이며 종종 태양전 입자라고 불린다. 별 먼지 입자에서 측정된 동위 원소 조성은 별의 말년 질량 손실 에피소드 동안 입자가 응축된 별 내부의 핵합성의 많은 측면을 보여준다.^[13]

항성 내부에서는 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 순환의 두 가지 반응 경로를 통해 수소가 연소(핵융합)하여 헬륨-4가 생성된다. 헬륨-4가 2개 모이면 베릴륨-8이 합성되지만, 이는 불안정하여 곧 붕괴해 버린다. 그러나 항성 내부에 헬륨-4가 축적되어 충분히 큰 밀도와 온도가 되면, 베릴륨-8이 붕괴되기 전의 짧은 시간 동안 헬륨-4가 융합하여 탄소-12가 합성된다. 이 탄소-12는 안정적이다. 탄소-12와 헬륨-4의 융합은 산소-16을, 산소-16끼리의 융합은 규소-28과 헬륨-4를 합성한다. 항성 내부에서는 이 외에도 몇 가지 과정을 거쳐 철-56까지의 가벼운 핵종이 만들어진다. 철-56과 규소-28은 모든 핵종 중에서 가장 안정적인 핵종이며, 항성 내부에서는 이보다 더 무거운 핵종은 합성되지 않는다.

초신성 핵합성은 태양보다 10배 이상 큰 항성이 내부 연료가 소진되어 초신성 폭발을 일으킬 때 발생하는 핵합성이다. 이때 방출되는 막대한 에너지로 인해 철보다 무거운 원소들이 생성된다. 태양계에 철보다 무거운 원소가 존재한다는 사실은 태양과 지구가 탄생하기 전에 초신성 폭발이 일어났음을 시사한다.^[33]

초신성 핵합성은 초신성의 격렬한 환경에서 발생하며, 규소와 니켈 사이의 원소들은 ²⁸Si와의 상호작용을 통한 빠른 융합으로 준평형^[14] 상태에서 합성된다. 이 개념^[11]은 1954년 프레드 호일의 논문 이후 중간 질량 원소 핵합성 이론에서 가장 중요한 발견으로, 규소(''A'' = 28)와 니켈(''A'' = 60) 사이의 풍부하고 화학적으로 중요한 원소들을 포괄적으로 이해하게 해주었다. 이는 알파 과정에 대한 B²FH 논문을 대체했다.^[15]

r-과정(급격 과정)은 자유 중성자의 빠른 흡수를 통해 니켈보다 무거운 원소의 중성자 과잉 동위원소를 생성하는 추가적인 핵합성 과정이다.^[16] 초신성 핵의 급격한 압축 동안 전자 포획으로 자유 중성자가 생성되어 r-과정을 ''주요 과정''으로 만든다. 이는 순수한 수소와 헬륨으로 이루어진 별에서도 발생할 수 있다. r-과정은 은하의 금속 함량이 적었던 시기에 태어난 오래된 별들에서 확인되었으며, 이는 금속 함량이 내부 과정의 산물임을 보여준다. r-과정은 우라늄과 토륨 같은 방사성 원소와 각 무거운 원소의 가장 중성자 과다 동위원소를 생성한다.

rp-과정(급속 양성자)은 자유 양성자의 급속한 흡수를 포함하지만, 그 역할은 덜 확실하다.

폭발성 핵합성은 방사성 붕괴보다 빠르게 일어나므로, 많은 동위원소는 양성자와 중성자 수가 같은 상태로 규소 준평형 과정을 통해 합성된다.^[14] 이 과정에서 산소와 규소의 연소는 최대 15개의 헬륨 핵(⁶⁰Ni)으로 구성된 핵종을 생성한다. ⁴⁴Ti를 제외한 이 핵종들은 폭발 후 붕괴하여 해당 원자량에서 가장 안정적인 동위원소(⁴⁸Ti, ⁵²Cr, ⁵⁶Fe 등)를 남긴다. 이러한 붕괴에 동반되는 감마선 분광선은 붕괴 동위원소를 식별하는 데 사용될 수 있다.^[17]

초신성 1987A에서 감마선이 검출되면서 폭발성 핵합성의 증거가 나타났다. ⁵⁶Co와 ⁵⁷Co 핵을 식별하는 감마선은 방사성 코발트 모핵이 이들을 생성했음을 증명했다. 이 관측은 1969년에 예측되었으며,^[17] 컴턴 감마선 관측소 계획에 중요한 역할을 했다.

초신성이 팽창하며 냉각될 때 응축된 별 먼지 알갱이에서 폭발성 핵합성의 또 다른 증거가 발견된다. 특히, 방사성 ⁴⁴Ti는 초신성 별 먼지 알갱이에서 매우 풍부하게 측정되었으며,^[13] 이는 선태양 먼지 알갱이의 일부인 초신성 별 먼지(SUNOCON) 식별에 대한 1975년 예측을 확인했다.

이진 중성자별(BNSs)의 합병은 현재 r-과정 원소의 주요 공급원으로 여겨진다.^[18] 2017년 GW170817의 중력파와 전자기 신호 동시 관측을 통해, 방출된 축퇴 물질이 붕괴, 냉각되며 금과 같은 중원소 신호를 감지하여 강력한 증거를 제시했다.^[19]

철56보다 무거운 핵종은 중성자 포획과 베타 붕괴로 만들어진다. s-과정(Slow Process)은 별의 수명 정도의 시간 규모로 중성자 포획을 수행한다. 초신성 폭발 시의 막대한 압력과 열에 의해 우라늄238 이상의 무거운 핵종까지 한 번에 대량으로 합성하는 r-과정(Rapid Process)이 일어난다. 중성자 과잉 핵 등의 불안정 핵을 경유하는 반응이기 때문에 실험이 진행 중이다. 생성된 무거운 핵종 대부분은 불안정하여 붕괴하고, 비스무트209와 같은 장수명 원소는 현재 지구에 존재한다. 우라늄238보다 무거운 원자핵은 지구 나이보다 수명이 짧아 현재 지구에는 존재하지 않는다. 이 프로세스로 합성된 원자핵은 제2세대 별을 구성한다.

우주선 파쇄는 우주선이 성간 물질과 충돌하여 발생하는 현상이다. 이 과정에서 성간 물질의 원자량이 감소하며, 우주에 존재하는 가벼운 원소들, 특히 ³He, 리튬, 베릴륨, 붕소 등이 생성된다.^[29] 중수소는 이 과정으로 생성되지 않는다. 우주선(대부분 빠른 양성자)이 성간 매질에 충돌하면, 탄소, 질소, 산소 핵이 파쇄된다. 이로 인해 베릴륨, 붕소, 리튬과 같은 가벼운 원소들이 태양 대기에서보다 훨씬 풍부하게 존재하게 된다.^[29]8Be의 반감기는 매우 짧기 때문에 베릴륨과 붕소는 별의 핵융합 과정에서 다량으로 만들어지지 않는다.^[29]

입자가속기나 원자로의 발달로 인공적으로 원소 합성을 일으킬 수 있게 되었다.^[32] 반감기가 긴 원소들은 주로 입자가속기에 의해 인공 합성되었다.^[32] 2020년 기준으로 가장 원자번호가 높은 인공 원소는 오가네손(118번)이다.^[32]

특히 우라늄의 질량을 초과하는 초우라늄 원소는 초신성 폭발 등으로 생길 가능성도 있지만, 그 원자핵이 붕괴될 때까지의 기간(반감기)이 매우 짧기 때문에 자연 환경의 지구에서는 볼 수 없다.^[32] 지금까지 실험으로 입증된 이러한 원소는 인간이 인공적으로 원소 합성을 일으켜 만들어낸 것이다. 이론으로는 단순하며, 원소끼리 충돌시켜 핵융합을 일으킴으로써 92번 우라늄 원소를 넘는 질량의 원소를 만들어내는 것이 이에 해당한다.^[32] 대부분의 경우 원소는 충돌해도 융합하지 않고 붕괴를 일으키며, 초우라늄 원소가 되는 것은 드물다.^[32] 가장 유명한, 사람이 만들어낸 합성 원소에는 플루토늄이 있다.^[32] 이러한 초우라늄 원소는 긴 것은 수백만 년, 짧은 것은 수 초 미만으로 붕괴하는 등 물리학적으로 짧은 기간 동안 붕괴한다.^[32]

한편, 이에 대응하여 초고온, 초고압을 생성하여 질량이 가벼운 수소와 중수소를 합성하는 원소 합성 또한 연구가 이루어지고 있다. 이 합성 형태는 일반적으로 핵융합으로 알려져 있으며, 얻을 수 있는 에너지가 매우 크기 때문에 미래의 에너지원으로 선진 각국에서 연구가 활발히 진행되고 있다.

3. 1. 대폭발 핵합성

3. 2. 항성 핵합성

3. 3. 초신성 핵합성

3. 4. 우주선 파쇄

3. 5. 인공 원소 합성

4. 핵합성의 역사

우주 핵합성 이론의 역사에 대한 최초의 아이디어는 화학 원소가 우주의 시작에서 생성되었다는 것이었지만 이에 대한 합리적인 물리적 시나리오는 식별할 수 없었다. 점차 수소와 헬륨이 다른 원소보다 훨씬 풍부하다는 것이 분명해졌다. 나머지 원소는 태양계 질량의 2% 미만을 차지하며 다른 별 시스템에서도 마찬가지다. 동시에 산소와 탄소가 그다음으로 가장 흔한 두 원소라는 것과, 특히 헬륨-4 핵(알파 핵종)의 정수로 구성된 동위 원소를 가진 가벼운 원소의 높은 풍부성에 대한 일반적인 경향이 있다는 것이 분명했다.

아서 스탠리 에딩턴은 1920년에 별이 수소를 헬륨으로 융합하여 에너지를 얻는다고 처음 제안했고, 더 무거운 원소도 별에서 형성될 수 있다는 가능성을 제기했다.^[2][3] 이 아이디어는 핵 메커니즘이 이해되지 않았기 때문에 일반적으로 받아들여지지 않았다. 제2차 세계 대전 직전 몇 년 동안 한스 베테는 수소가 헬륨으로 융합되는 핵 메커니즘을 처음으로 명확히 설명했다.

프레드 호일의 별에서 더 무거운 원소의 핵합성에 대한 원래 연구는 제2차 세계 대전 직후에 이루어졌다.^[4] 그의 연구는 수소에서 시작하여 모든 더 무거운 원소의 생성을 설명했다. 호일은 수소가 우주에서 진공과 에너지로부터 지속적으로 생성되며 우주적 시작이 필요하지 않다고 제안했다.

호일의 연구는 은하가 늙어감에 따라 원소의 풍부도가 어떻게 시간의 흐름에 따라 증가하는지를 설명했다. 그 후, 호일의 그림은 1960년대에 윌리엄 A. 파울러, 앨러스테어 G. W. 캐머런, 도널드 D. 클레이턴의 기여로 확장되었으며, 그 뒤를 이어 많은 사람들이 참여했다. 1957년의 획기적인 검토 논문은 E. M. 버비지, G. R. 버비지, 파울러, 호일에 의해 작성되었으며^[5], 1957년 당시 이 분야의 상태를 잘 요약한 것이다. 이 논문은 별 내부에서 하나의 무거운 핵이 다른 핵으로 변환되는 새로운 과정을 정의했으며, 천문학자들이 문서화할 수 있는 과정이었다.

빅뱅 자체는 이 시기 훨씬 전인 1931년에 벨기에 물리학자 조르주 르메트르에 의해 제안되었는데, 그는 시간의 흐름에 따라 우주가 팽창하는 것이 분명하므로, 시간을 거꾸로 추적하면 우주는 더 이상 수축할 수 없을 때까지 계속 수축할 것이라고 제안했다. 이것은 우주의 모든 질량을 단일 지점, 즉 "원시 원자"로 가져다, 시간과 공간이 존재하지 않았던 상태로 만들 것이다. 호일은 1949년 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론이 "우주의 모든 물질이 과거의 특정 시점에 하나의 빅뱅으로 생성되었다는 가설에 기반하고 있다"고 말하면서 "빅뱅"이라는 용어를 처음 사용한 것으로 알려졌다. 호일이 이 용어를 경멸적인 의미로 사용하려 했다는 이야기가 널리 퍼져 있지만, 호일은 이를 명시적으로 부인했고 두 모델의 차이점을 강조하기 위한 인상적인 이미지일 뿐이라고 말했다. 르메트르의 모델은 별뿐만 아니라 성간 공간에도 존재하는 헬륨의 기본적으로 높은 양뿐만 아니라 중수소와 헬륨과 탄소 사이의 핵종의 존재를 설명하는 데 필요했다. 실제로 르메트르와 호일의 핵합성 모델은 모두 우주의 원소 풍부도를 설명하는 데 필요하게 되었다.

핵합성 이론의 목표는 자연 현상의 관점에서 화학 원소와 여러 동위 원소의 매우 다른 풍부도를 설명하는 것이다. 이 이론의 발전에 대한 주요 자극은 원소의 원자 번호에 대한 풍부도 그래프의 형태였다. 이러한 풍부도는 원자 번호의 함수로 그래프에 표시될 때 최대 천만 배까지 변동하는 톱니 모양의 구조를 갖는다. 핵합성 연구에 매우 큰 영향을 미친 자극은 한스 수스와 해롤드 유레이가 만든 풍부도 표였으며, 이는 진화하지 않은 운석에서 발견된 휘발성이 아닌 원소의 분별되지 않은 풍부도를 기반으로 했다.^[6]

4. 1. 초기 이론

4. 2. 빅뱅 핵합성 이론

4. 3. 현대 핵합성 이론

5. 핵합성의 증거

핵합성 이론은 동위원소의 풍부도를 계산하고 그 결과를 관측된 풍부도와 비교하여 검증한다. 동위원소 풍부도는 일반적으로 네트워크 내의 동위원소 간의 전이율로부터 계산된다. 종종 이러한 계산은 몇 가지 주요 반응이 다른 반응의 속도를 제어하므로 단순화될 수 있다.

5. 1. 천문학적 관측

5. 2. 운석 연구

6. 대한민국과 핵합성

6. 1. 핵융합 연구

6. 2. 핵물리학 연구

참조

_[1] 웹사이트 DOE Explains...Nucleosynthesis https://www.energy.g[...] 2022-03-22
_[2] 논문 The Internal Constitution of the Stars https://zenodo.org/r[...] 1920
_[3] 논문 The Internal Constitution of the Stars 1920
_[4] 웹사이트 Autobiography William A. Fowler http://nobelprize.or[...]
_[5] 논문 Synthesis of the Elements in Stars
_[6] 논문 Abundances of the Elements 1956
_[7] 서적 From First Light to Reionization the End of the Dark Ages https://books.google[...] Wiley-VCH
_[8] 웹사이트 23. Big-Bang Nucleosynthesis https://pdg.lbl.gov/[...] 2017-09
_[9] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://archive.org/[...] University of Chicago Press
_[10] 논문 Neutron Capture Chains in Heavy Element Synthesis 1961
_[11] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://archive.org/[...] University of Chicago Press
_[12] 논문 Spectroscopic Observations of Stars of Class 1952
_[13] 논문 Astrophysics with Presolar Stardust 2004
_[14] 논문 Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning https://tigerprints.[...] 1968
_[15] 논문 Hoyle's Equation 2007
_[16] 논문 Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture http://tigerprints.c[...] 1965
_[17] 논문 Gamma-Ray Lines from Young Supernova Remnants https://tigerprints.[...] 1969
_[18] 웹사이트 All the Gold in the Universe Could Come from the Collisions of Neutron Stars http://www.smithsoni[...] 2014-04-27
_[19] 웹사이트 GW170817 Press Release https://www.ligo.cal[...] LIGO/Caltech 2018-07-04
_[20] 논문 The Relative Contribution to Heavy Metals Production from Binary Neutron Star Mergers and Neutron Star–Black Hole Mergers 2021-10-01
_[21] 웹사이트 Neutron star collisions are a "goldmine" of heavy elements, study finds https://news.mit.edu[...] 2021-10-25
_[22] 논문 Nucleosynthesis Inside Thick Accretion Disks Around Black Holes. I – Thermodynamic Conditions and Preliminary Analysis 1987
_[23] 웹사이트 Nucleosynthesis from Black Hole Accretion Disks https://wwwmpa.mpa-g[...] 2007-04-02
_[24] 학위논문 Nucleosynthesis in Accretion Disks Around Black Holes https://lup.lub.lu.s[...] Lund Observatory/Lund University
_[25] 논문 Process Nucleosynthesis in Hot Accretion Disk Flows from Black Hole-Neutron Star Mergers 2008
_[26] 논문 Nucleosynthesis Inside Accretion Disks Around Intermediate-mass Black Holes 2003
_[27] 서적 Proceedings of the Ninth Marcel Grossmann Meeting on General Relavitity World Scientific
_[28] 논문 Light element variations in globular clusters via nucleosynthesis in black hole accretion discs 2018
_[29] 논문 A New Approach for Calculating the Alpha-Decay Half-Life for the Heavy and Super-heavy Elements and an Exact A Priori Result for Beyllium-8 https://www.osti.gov[...] U.S. Department of Energy Office of Scientific and Technical Information 2024-04-17
_[30] 문서 中性子が崩壊して陽子が生成する現象
_[31] 웹사이트 ビッグバン元素合成とマイクロ波背景輻射 http://www-utap.phys[...]
_[32] 웹사이트 超重元素合成研究の現状と展望 http://wwwndc.jaea.g[...]
_[33] 서적 주기율표로 세상을 읽다 해나무
_[34] 문서 철은 모든 원소 중 1핵자당 결합에너지가 가장 높다.