우주 생성 핵종
Cosmogenic nuclide우주 생성 핵종(또는 우주 생성 동위원소)은 고에너지 우주선이 태양계 원자의 핵과 상호작용하여 핵자(원자와 중성자)가 원자에서 배출될 때 생성되는 희귀한 핵종(이소토프)이다.이 핵종들은 암석이나 토양과 같은 지구 물질, 지구의 대기권, 그리고 유성체와 같은 외계 물질에서 생산된다.우주 생성 핵종을 측정함으로써 과학자들은 지질학적, 천문학적 과정에 대한 통찰력을 얻을 수 있다.방사성핵종과 안정적인 우주생성핵종이 있다.이러한 방사성핵종 중 일부는 삼중수소, 탄소-14 및 인-32이다.
특정 빛 (낮은 원자 번호) 원시 핵종들 (리튬, 베릴륨, 붕소의 동위원소)은 빅뱅 기간 동안뿐만 아니라 (아마도) 빅뱅 이후, 그리고 태양계의 응축 이전에, 성간 가스와 먼지에 우주선이 분출되는 과정에 의해 만들어진 것으로 생각된다.이것은 그들이 지구에 많이 있는 것에 비해 우주선에 더 많은 양이 있다는 것을 설명해준다.이것은 또한 주기율표에서 철의 바로 앞에 있는 초기 전이 금속의 과잉을 설명한다 - 철의 우주선 파쇄는 한편으로는 크롬을 통해 스칸듐을 생성하고 [1]다른 한편으로는 붕소를 통해 헬륨을 생성한다.그러나, 우주 생성 핵종이 "태양계 내에서" 형성되는 것을 임의로 정의하는 조건(태양계의 이미 집적된 부분 내부를 의미함)은 태양계가 형성되기 전에 우주선 파쇄에 의해 형성된 원시 핵종을 "우주 생성 핵종"이라고 부르는 것을 막는다.두 사람의 형성은 똑같기 때문입니다.이 같은 핵종들은 여전히 소량의 우주선으로 지구에 도착하며, 지구의 대기 중 운석 속에서 "우주학적으로" 형성된다.하지만, 베릴륨(안정적인 베릴륨-9)은[citation needed] 태양계가 응축되기 전에 존재했고, 따라서 태양계가 형성된 물질에 훨씬 더 많은 양이 태양계에 존재합니다.
다른 방식으로 구별하기 위해, 그들의 형성 타이밍은 우주선 파쇄로 생성된 핵종의 서브셋을 원시핵종과 우주유전자핵종 중 어느 것으로 부를지를 결정합니다.관례상 리튬, 베릴륨, 붕소의 안정된 특정 핵종은 빅뱅과 태양계의 형성 사이의 시간 동안 우주선 파쇄에 의해 생성된 것으로 생각되며, 비록 그것들이 같은 과정에 의해 형성되었음에도 불구하고 "우주 발생"이라고 불리지 않는다.smogenic 핵종(그러나 더 이른 시기에).[1][2]유일하게 안정적인 베릴륨 동위원소인 원시 핵종 베릴륨-9가 이런 핵종의 한 예이다.
반면 방사성 동위원소인 베릴륨-7과 베릴륨-10은 우주선 파쇄 핵합성에 의해 주로 형성된 세 가지 가벼운 원소(리튬, 베릴륨, 붕소)에 속하지만, 이들 두 핵종 모두 생성 전에 형성되기에는 반감기가 너무 짧다(53일 및 약 140만 년, 반응).원초적인 핵종이 될 수 없습니다.우주선의 파쇄 경로는 자연환경에서 자연적으로 발생하는 베릴륨-7과 베릴륨-10의 유일한 발생원이기 때문에, 그것들은 우주유형이다.
우주 생성 핵종
다음은 우주선의 작용에 의해 형성된 방사성 동위원소 목록입니다. 또한 이 [3]목록에는 동위원소의 생성 모드도 포함되어 있습니다.대부분의 우주 생성 핵종은 대기 중에 형성되지만, 일부는 우주선에 노출된 토양과 암석, 특히 아래 표의 칼슘-41에서 형성된다.
| 동위원소 | 형성 방식 | 반감기 |
|---|---|---|
| 3H(삼중수소) | 14N(n,T)12C | 12.3년 |
| 7있다 | 파쇄(N 및 O) | 53.2 d |
| 10있다 | 파쇄(N 및 O) | 1,387,000 y |
| 12B. | 파쇄(N 및 O) | 20.20 (2)밀리초 |
| 11C. | 파쇄(N 및 O) | 20.3분 |
| 14C. | 14N(n,p)14C 및 Pb(α,14C)198Pt | 5,730년 |
| 18에프 | 18O(p,n)18F 및 스팔레이션(Ar) | 110분 |
| 22나 | 파쇄(Ar) | 2.6년 |
| 24나 | 파쇄(Ar) | 15시간 |
| 27Mg | 파쇄(Ar) | 9.435(27)분 |
| 28Mg | 파쇄(Ar) | 20.9시간 |
| 26알 | 파쇄(Ar) | 717,000 y |
| 31시 | 파쇄(Ar) | 157분 |
| 32시 | 파쇄(Ar) | 153년 |
| 32P. | 파쇄(Ar) | 14.3 d |
| 34m클론 | 파쇄(Ar) | 34분 |
| 35S. | 파쇄(Ar) | 87.5 d |
| 36클론 | 35Cl (n, 36†) Cl & spallation (Ar) | 301,000 y |
| 37아르 | 37Cl(p,n)37Ar | 35 d |
| 38클론 | 파쇄(Ar) | 37분 |
| 39아르 | 40Ar(n,2n)39Ar | 269년 |
| 39클론 | 40Ar(n,np)39Cl | 56분 |
| 41아르 | 40Ar(n,))41Ar | 110분 |
| 41Ca | 40Ca (n, 41µ)Ca | 102,000 y |
| 45Ca | 파쇄(Fe) | 162.6 d |
| 47Ca | 파쇄(Fe) | 4.5 d |
| 44스케이 | 파쇄(Fe) | 3.97(4)시간 |
| 46스케이 | 파쇄(Fe) | 83.79(4) d |
| 47스케이 | 파쇄(Fe) | 3.3492(6) d |
| 48스케이 | 파쇄(Fe) | 43.67(9)시간 |
| 44티 | 파쇄(Fe) | 60.0 (11) y |
| 45티 | 파쇄(Fe) | 184.8(5)분 |
| 81Kr | 80Kr(n,)) Kr | 229,000년 |
| 95Tc | 95Mo(p,n) Tc | 20.0 (1) 시간 |
| 96Tc | 96Mo(p,n) Tc | 4.28(7) d |
| 97Tc | 97Mo(p,n) Tc | 4.21×10^6 y |
| 97mTc | 97Mo(p,n) Tc | 91.0(6) d |
| 98Tc | 98Mo(p,n) Tc | 4.2×10^6 y |
| 99Tc | 파쇄(Xe) | 2. 1040(12)×10^5 y |
| 107PD | 파쇄(Xe) | 6.5(3)×10^6 y |
| 129나 | 파쇄(Xe) | 15,700,000 y |
| 182YB | 파쇄(Pb) | 160 ns 이상 |
| 182루 | 파쇄(Pb) | 2.0 (2)분 |
| 183루 | 파쇄(Pb) | 58(4)초 |
| 182HF | 파쇄(Pb) | 8.90(9)×10^6 y |
| 183HF | 파쇄(Pb) | 1.067(17)시간 |
| 184HF | 파쇄(Pb) | 4.12(5)시간 |
| 185HF | 파쇄(Pb) | 3.5(6)분 |
| 186HF | 파쇄(Pb) | 2.6(12)분 |
| 185W | 파쇄(Pb) | 75.1(3) d |
| 187W | 파쇄(Pb) | 23.72(6)시간 |
| 188W | 파쇄(Pb) | 69.78(5) d |
| 189W | 파쇄(Pb) | 11.6(3)분 |
| 190W | 파쇄(Pb) | 30.0(15)분 |
| 188레 | 파쇄(Pb) | 17.0040(22)시간 |
| 189레 | 파쇄(Pb) | 24.3(4)시간 |
| 190레 | 파쇄(Pb) | 3.1(3)분 |
| 191레 | 파쇄(Pb) | 9.8(5)분 |
| 192레 | 파쇄(Pb) | 16 (1)초 |
| 191OS | 파쇄(Pb) | 15.4 (1) d |
| 193OS | 파쇄(Pb) | 30.11 (1) 시간 |
| 194OS | 파쇄(Pb) | 6.0 (2)년 |
| 195OS | 파쇄(Pb) | 6.5분 |
| 196OS | 파쇄(Pb) | 34.9(2)분 |
| 192Ir | 파쇄(Pb) | 73.827(13) d |
| 194Ir | 파쇄(Pb) | 19.28(13)시간 |
| 195Ir | 파쇄(Pb) | 2.5(2)시간 |
| 196Ir | 파쇄(Pb) | 52 (1)초 |
동위원소별로 나열된 지질학에서의 응용 프로그램
| 요소 | 덩어리 | 반감기(년) | 전형적인 응용 프로그램 |
|---|---|---|---|
| 베릴륨 | 10 | 1,387,000 | 암석, 토양, 빙심 노출 연대 |
| 알루미늄 | 26 | 720,000 | 암석, 퇴적물의 노출 연대 |
| 염소 | 36 | 308,000 | 암석 노출 연대 측정기, 지하수 추적기 |
| 칼슘 | 41 | 103,000 | 탄산염 암석 노출 연대 |
| 요오드 | 129 | 15,700,000 | 지하수 추적기 |
| 카본 | 14 | 5730 | 방사성 탄소 연대 측정 |
| 유황 | 35 | 0.24 | 물거주 시간 |
| 나트륨 | 22 | 2.6 | 물거주 시간 |
| 삼중수소 | 3 | 12.32 | 물거주 시간 |
| 아르곤 | 39 | 269 | 지하수 추적기 |
| 크립톤 | 81 | 229,000 | 지하수 추적기 |
지질 연대기에서의 사용
위의 표에서 볼 수 있듯이 토양, 암석, 지하수 및 [4]대기에서 측정할 수 있는 유용한 우주 생성 핵종이 매우 다양하다.이들 핵종은 모두 형성 당시 숙주 물질에 존재하지 않는다는 공통적인 특징을 공유한다.이 핵종들은 화학적으로 구별되며 두 가지 범주로 분류된다.관심 있는 핵종은 비활성 거동으로 인해 본질적으로 결정화된 광물에 갇히지 않거나 핵합성 이후 부패한 반감기가 짧지만 측정 가능한 농도를 축적한 반감기가 충분히 긴 귀가스이다.전자는 Kr과 Ar의 함량 측정을 포함하고, 후자는 Be, C 및 Al의 함량 측정을 포함한다.
우주선이 물질에 부딪히면 세 가지 종류의 우주선 반응이 일어날 수 있고, 그 결과 측정된 우주 생성 핵종이 [5]생성된다.
- 우주선 파쇄는 지구 표면(일반적으로 0에서 60cm 아래)에서 가장 일반적인 반응이며 충돌 캐스케이드라고 불리는 다른 핵과 상호작용할 때 추가적인 반응을 일으킬 수 있는 2차 입자를 만들 수 있다.
- 뮤온 포획은 본질적으로 덜 반응적이고 어떤 경우에는 높은 에너지 뮤온이 더 깊은[6] 깊이에 도달할 수 있기 때문에 지표면 몇 미터 아래의 깊이에 퍼진다.
- 중성자의 낮은 에너지로 인해 핵으로 포획되는 중성자 포획. 가장 일반적으로 물에 의해[clarification needed] 포획되지만 눈, 토양 수분 및 미량 원소 농도에 크게 의존한다.
우주선 플럭스 보정
지구는 적도와 산에서 부풀어오르고 깊은 해구는 균등하게 매끄러운 구상체에 대해 수 킬로미터의 편차를 허용하기 때문에, 우주선은 위도와 고도에 근거해 지구 표면에 불규칙하게 충돌한다.따라서 우주선의 플럭스가 정확하게 결정되기 위해서는 많은 지리적, 지질학적 고려사항이 이해되어야 한다.예를 들어 고도에 따라 달라지는 대기압은 해수면과 5km 높이의 산 정상 사이에서 광물 내 핵종의 생산률을 30배까지 변화시킬 수 있다.지면의 기울기 변화조차도 고에너지 뮤온이 [7]지표면을 통과할 수 있는 거리에 영향을 미칠 수 있다.시간에 따라 변화하는 지자기장 강도는 우주 발생 핵종의 생산 속도에 영향을 미치지만, 일부 모델은 전계 강도의 변화가 지질학적 시간에 걸쳐 평균화되고 항상 고려되는 것은 아니다.
레퍼런스
- ^ a b Greenwood, Norman N.; Earnshaw, Alan (1997). Chemistry of the Elements (2nd ed.). Butterworth-Heinemann. p. 13–15. ISBN 978-0-08-037941-8.
- ^ Sapphire Lally (Jul 24, 2021). "How is gold made? The mysterious cosmic origins of heavy elements". New Scientist.
- ^ 범위 50 - 환경 문제에 관한 과학 위원회(Scope), 1993년 Wayback Machine에서 2014-05-13 체르노빌 아카이브 후의 방사능 생태학.섹션 1.4.5.2의 표 1.9를 참조한다.
- ^ Schaefer, Joerg M.; Codilean, Alexandru T.; Willenbring, Jane K.; Lu, Zheng-Tian; Keisling, Benjamin; Fülöp, Réka-H.; Val, Pedro (2022-03-10). "Cosmogenic nuclide techniques". Nature Reviews Methods Primers. 2 (1): 1–22. doi:10.1038/s43586-022-00096-9. ISSN 2662-8449.
- ^ Lal, D.; Peters, B. (1967). "Cosmic Ray Produced Radioactivity on the Earth". Kosmische Strahlung II / Cosmic Rays II. Handbuch der Physik / Encyclopedia of Physics. Vol. 9 / 46 / 2. pp. 551–612. doi:10.1007/978-3-642-46079-1_7. ISBN 978-3-642-46081-4.
- ^ Heisinger, B.; Lal, D.; Jull, A. J. T.; Kubik, P.; Ivy-Ochs, S.; Knie, K.; Nolte, E. (30 June 2002). "Production of selected cosmogenic radionuclides by muons: 2. Capture of negative muons". Earth and Planetary Science Letters. 200 (3): 357–369. Bibcode:2002E&PSL.200..357H. doi:10.1016/S0012-821X(02)00641-6.
- ^ Dunne, Jeff; Elmore, David; Muzikar, Paul (1 February 1999). "Scaling factors for the rates of production of cosmogenic nuclides for geometric shielding and attenuation at depth on sloped surfaces". Geomorphology. 27 (1): 3–11. Bibcode:1999Geomo..27....3D. doi:10.1016/S0169-555X(98)00086-5.
