원자(原子)
는 양성자(陽性子), 중성자(中性子)로 이루어진 원자핵(原子核)과 그 주위(周圍)에 구속(拘束)된 전자(電子)로 이루어진다. 원자(原子)에 종속(從屬)된 전자(電子)는 외부(外部)의 에너지를 받으면 가장자리에서부터 차례(次例)로 떨어져 나가는데, 이렇게 떨어져 나간 전자(電子)를 자유전자(自由電子)라고 한다. 원자(原子)에 가(加)해지는 에너지의 양(量)이 충분히(充分히) 막대(莫大)하여, 원자(原子)에 종속(從屬)된 모든 전자(電子)가 떨어져 나갈 수 있을 정도(程度)가 된다면, 원자(元子)는 전자(電子)를 방출(放出)하고 양(兩)
전하(殿下)
를 띠는 원자핵(原子核)이 홀로 존재(存在)하게 된다. 이렇게 원자핵(原子核)과 전자(電子)가 분리(分離)된 상태(狀態)를
플라즈마
라 한다.
에너지가 낮다면 이 원자핵(原子核)들 사이에
전자기력(電磁氣力)
에 의(依)한 척력(斥力)(Coulomb barrier, 쿨롱 장벽(障壁))이(李) 작용(作用)해 서로 결합(結合)할 수가 없다. 하지만 원자핵(原子核)이 입자가속기(粒子加速器)와 같은 수단(手段)으로 엄청난 속도(速度)로 가속된 뒤 다른 입자(粒子)에 충돌(衝突)하거나
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초고온(超高溫)으로 가열(加熱)되어 원자핵(原子核)들의 에너지가 매우 높아지면
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원자핵(原子核)들 사이의 거리(距離)가 좁혀지게 되고, 이렇게 원자(原子)가 충분히(充分히) 가까워지면 그 이후(以後)부터는
강(强)한 상호작용(相互作用)
이 작용(作用)해 원자핵(原子核)이 서로 결합(結合)하게 된다. 이때, 원자핵(原子核)들의 평균(平均) 에너지가 쿨롱 장벽(障壁)을 뛰어넘을 만큼 충분히(充分히) 높지 못한 경우(境遇)에도,
맥스웰-볼츠만 분포(分布)
에 의(依)해 소수(少數)나마 존재(存在)하는 고(高)에너지의 원자핵(原子核)들이나 낮은 확률(確率)로 일어나는 양자(兩者) 터널링을 통해서도 핵융합(核融合) 반응(反應)이 일어날 수 있다. 항성에서도 이 때문에 이를 몰랐을 때 예상(豫想)했던 것보다 핵융합(核融合)이 더 쉽게, 많이 일어난다.
이런 결합(結合) 반응(反應)을 핵융합(核融合)이라 하는데, 이때 일부(一部) 원자핵(原子核)은 핵자당(核子當) 결합(結合)에너지가 커져 핵자당(核子當) 질량(質量)이 작아지고, 충돌(衝突)하기 전(前) 두 원자핵(原子核)을 합친 질량(質量)보다 생성(生成)된 원자핵(原子核)의 질량(質量)이 더 작은데, 그 질량(質量)의 차(差)만큼
질량(質量)-에너지 동등성(同等性)
에 따라 에너지가 발생(發生)한다. 보통(普通) 이 에너지는 핵융합(核融合) 반응(反應)의 부산물(副産物)이 가진다.
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항성(恒星)은
플라즈마
가 구(舊) 모양(模樣)으로 뭉친 덩어리라고 할 수 있다. 중력(重力)은 전자기력(電磁氣力)이나 핵력(核力)에 비해 매우 약(弱)한, 가장 약(弱)한 힘이지만 막대(莫大)한 질량(質量)으로 이를 이겨낸다. 때문에 엄청난 무게에 짓눌린 태양(太陽)의 핵(核)은 매우 높은 압력(壓力)을 받게 되어 밀도(密度)가 높아지고 그에 따라 온도(溫度)도 높아져 핵융합(核融合)이 일어날 수 있다. 사실(事實) 태양(太陽) 핵(核)의 온도(溫度)는 지구(地球)에서 핵융합(核融合)이 일어나는 데 필요(必要)한 수억(數億) 도(道)에 비해 훨씬 낮은 온도(溫度)인 1,500만(萬) K 정도(程度)에 불과(不過)하다. 그러나
2,600억(億)
기압(氣壓)이라는 높은 압력(壓力) 덕분(德分)에 온도(溫度)가 높지 않더라도 원자핵(原子核)들끼리의 충돌(衝突)이 잦고 양자(兩者) 터널링도(度) 잦아 안정적(安定的)으로 핵융합(核融合)이 일어날 수 있다. 이를 중력(重力) 가둠 핵융합(核融合)이라고 하며 항성(恒星)의 종류(種類)와 나이에 따라 양성자(陽性者)-양성자(陽性子) 체인 반응(反應), CNO 사이클, 삼중(三重) 알파 과정(過程) 등(等)의 다양한 핵융합(核融合) 반응(反應)이 일어난다. 대부분(大部分) 항성(恒星)의 핵융합(核融合)은 가장 가벼운 연료(燃料)인 양성자(陽性子)(수소(水素))부터 시작(始作)해 Fe-56이 만들어질 때까지 일어나게 된다. 이후(以後)부턴 핵자당(核子當) 질량(質量)이 늘어나 에너지를 흡수(吸收)해야 핵융합(核融合)되어 일어나기 때문에 매우 어렵다. 하지만 질량(質量)이 극단적(極端的)으로 크다면, S-과정(過程)이 일어나 Bi-209 원자핵(原子核)까지 만들어낼 수 있다.
가벼운 원자핵(原子核)이 합쳐져 더 안정(安定)한 무거운 원자핵(原子核)이 될 때 핵자당(核自黨) 결합(結合)에너지가 증가(增加)하는데, 결합(結合)에너지는 질량(質量)의 일부(一部)가 사용(使用)되어 핵자당(核自黨) 질량(質量)이 감소(減少)하게 된다. 똑같이 무거운 원자핵(原子核)이 핵분열(核分裂)하여 더 안정(安定)한 가벼운 원자핵(原子核)이 될 때, 핵자당(核自黨) 질량(質量)이 감소(減少)한다. 이렇게 핵반응(核反應)에서 질량결손(質量缺損)이 생겨 에너지가 방출(放出)되는 것이다. 가벼운 원자핵(原子核)이 핵융합(核融合)할 때 에너지를 방출(放出)하고 핵분열하려면 에너지를 흡수(吸收)해야 하며, 무거운 원자핵(原子核)이 핵융합하려면 에너지를 흡수(吸收)해야 하고 핵분열(核分裂)하면 에너지를 방출(放出)하는 이유(理由)이기도 하다.
핵자당(核子當) 결합(結合)에너지가 가장 높아 가장 안정적(安定的)인 원자핵(原子核)인 Fe-56은 핵자당(核子當) 질량(質量)이 가장 작다. 때문에 Fe-56이 핵융합하거나 핵분열하려면 에너지를 흡수(吸收)해야 하고, Fe-56으로 핵융합(核融合)하거나 핵분열(核分裂)하면 에너지를 방출(放出)하는데, 상대적(相對的)으로 주변(周邊) 원소(元素)들에 비(比)해 존재비(存在比)가 높은 이유(理由)이기도 하다.
핵자당(核子當) 결합(結合)에너지 그래프
참조(參照)
우주(宇宙) 탄생(誕生) 초기(初期) 우주(宇宙)의 온도(溫度)는 아주 높았다. 수소(水素) 원자(原子)가 생성(生成)된 후(後) 평균(平均) 온도(溫度)가 핵융합(核融合)할 수 없을 정도(程度)로 되었을 때까지 핵융합(核融合)을 계속(繼續)해 왔다. 때문에 우주(宇宙) 원소(元素)들의 성분비도(成分比度) 여기에 맞춰서 수소(水素)가 가장 많고 그 다음은 헬륨, 탄소(炭素), 산소(酸素) 순(巡)이 되었다. 이유(理由)는 항성(恒星)의 핵융합(核融合) 반응(反應) 문단(文段)을 보면 알 수 있을 것이다.
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