핵합성

Nucleosynthesis

핵합성은 기존의 핵자와 핵으로부터 새로운 원자핵을 만드는 과정이다.현재의 이론에 따르면, 첫 번째 핵은 빅뱅 몇 분 후에 빅뱅 [1]핵합성이라고 불리는 과정에서 핵 반응을 통해 형성되었다.약 20분 후, 우주는 팽창하고 냉각되어 핵자들 사이의 고에너지 충돌이 종결되었습니다. 그래서 가장 빠르고 간단한 반응만 일어났고, 우리의 우주는 수소와 헬륨을 포함하고 있습니다.나머지는 리튬과 수소 동위원소 중수소같은 다른 원소들의 흔적이다.별의 핵합성과 그 폭발은 후에 우주 화학 진화라고 불리는 과정에서 오늘날 우리가 가지고 있는 다양한 원소와 동위원소를 만들어냈다.수소와 헬륨보다 무거운 원소들의 총 질량의 양은 작은 상태로 유지된다 (천체 물리학자들에 의해 '금속'이라고 불린다) 그래서 우주가 여전히 거의 같은 구성을 가지고 있다.

중심핵에서 가벼운 원소와 무거운 원소를 융합하여 별의 핵합성이라고 알려진 과정에서 에너지를 방출합니다.핵융합 반응은 가장 질량이 큰 별에 있는 철과 니켈까지 포함한 많은 가벼운 원소들을 만들어냅니다.항성 핵합성 산물은 항성풍과 폭발을 통해 방출되지 않는 한 항성핵과 잔해에 갇혀 있다.r-공정s-공정중성자 포획 반응은 보다 더 무거운 원소를 생성한다.

폭발하는 별들 내의 초신성 핵합성은 산소와 루비듐 사이의 원소에 큰 책임이 있다. 즉, 별의 핵합성 과정에서 생성된 원소의 방출, 초신성 폭발 시 폭발적 핵합성을 통해, 그리고 폭발 시 r-과정(복수 중성자의 흡수)에서 비롯된다.

중성자별 합병r-공정에서 생성된 원소의 주요 공급원이다.두 중성자별이 충돌할 때, 중성자가 풍부한 물질이 상당량 방출되어 무거운 원소를 빠르게 형성할 수 있다.

우주선의 파쇄는 우주선이 원자핵에 충돌해 파쇄하는 과정이다.이것은 별의 핵합성에 의해 만들어지지 않는 가벼운 핵들, 특히 He, Be, B의 중요한 원천이다.우주선의 파쇄는 성간 매체, 소행성과 유성체, 또는 대기권이나 지상에서 발생할 수 있다.이것은 지구상에 우주 생성 핵종의 존재에 기여한다.

지구에서는 우라늄, 토륨, 칼륨-40과 같은 오래 지속되는 원시 방사성핵종의 붕괴인 방사선 형성에 의해서도 새로운 핵이 생산된다.

역사

현재 각 원소의 기원을 나타내는 주기율표.탄소로부터 황에 이르는 원소는 모든 질량의 별에서 하전 입자 융합 반응에 의해 만들어질 수 있다.철족 원소는 대부분 열핵 초신성 폭발의 핵-통계적 평형 과정에서 비롯된다.철을 넘어선 원소는 중성자 포획(s-과정)이 느린 고질량 별과 r-과정에서의 빠른 중성자 포획에 의해 생성되며, 기원은 희귀한 초신성 변종과 콤팩트 별 충돌 사이에서 논의되고 있다.이 그래픽은 많은 미해결 질문을 가진 활성 연구 분야를 1차적으로 단순화한 것입니다.

타임라인

원시 핵자 자체는 약 138억 년 전 빅뱅 기간 동안 2조 도 이하로 냉각되면서 쿼크-글루온 플라스마에서 형성되었다고 생각됩니다.몇 분 후 양성자와 중성자만을 시작으로 리튬과 베릴륨(둘 다 질량수 7)까지 핵이 형성되었지만 다른 원소는 거의 형성되지 않았다.이 시기에 붕소가 형성되었을 수도 있지만, 이 원소는 빅뱅의 짧은 핵합성 기간에 존재했던 것보다 훨씬 더 높은 헬륨 밀도와 시간을 필요로 하기 때문에 상당한 탄소가 형성되기 전에 이 과정이 멈췄다.이 핵융합 과정은 우주가 계속 팽창함에 따라 온도와 밀도가 떨어지면서 약 20분 후에 중단되었습니다.이 첫 번째 과정인 빅뱅 핵합성은 우주에서 일어난 최초의 핵형성 과정으로, 소위 원시 원소라고 불리는 원소들을 만들었습니다.

초기 우주에서 형성된 별은 수소, 헬륨, 리튬, 베릴륨, 붕소 가벼운 핵을 결합함으로써 무거운 원소를 생성하는데, 이는 성간 매질의 초기 성분에서 발견되었고, 따라서 별에서 발견되었다.따라서 성간 가스는 빅뱅 동안 핵합성에 의해서만 존재하는 이러한 가벼운 원소의 함량 감소와 우주선의 파쇄를 포함합니다.따라서 현재 우주의 이러한 가벼운 원소들은 수억 년 동안 우주선에 매개된 성간 가스와 먼지에 있는 무거운 원소들의 분해를 통해 생성된 것으로 생각된다.이러한 우주선 충돌의 파편에는 헬륨-3과 가벼운 원소인 리튬, 베릴륨, 붕소의 안정적인 동위원소가 포함되어 있습니다.탄소는 빅뱅에서 만들어진 것이 아니라 나중에 트리플 알파 과정을 통해 더 큰 별에서 생성되었다.

무거운 원소(Z 6 6, 탄소 및 무거운 원소)의 후속 핵합성은 별과 초신성 내에서 발견되는 극한 온도와 압력을 필요로 한다.이러한 과정은 빅뱅의 수소와 헬륨이 약 5억 년 후에 최초의 별들로 붕괴되면서 시작되었다.그 이후로 은하에서 별의 형성이 지속적으로 일어나고 있습니다.원시 핵종은 빅뱅 핵합성, 항성 핵합성, 초신성 핵합성, 중성자 별 충돌과 같은 이국적인 사건에서의 핵합성에 의해 생성되었다.Ar과 같은 다른 핵종들은 나중에 방사성 붕괴를 통해 형성되었다.지구에서는 혼합과 증발이 원시 구성을 자연적인 지구 구성이라고 불리는 것으로 변화시켰다.빅뱅 이후에 생성된 무거운 원소는 원자번호가 Z = 6(탄소)에서 Z = 94(탄소)까지 다양하다.이러한 원소의 합성은 핵 간의 강한 상호작용과 약한 상호작용을 수반하는 핵반응을 통해 이루어졌으며, 핵융합(급속 및 느린 다중 중성자 포획 포함)이라고 불리며, 핵분열베타 붕괴와 같은 방사성 붕괴도 포함한다.크기와 구성이 다른 원자핵의 안정성(즉, 중성자와 양성자의 수)은 원자핵 사이의 가능한 반응에 중요한 역할을 한다.따라서 우주핵합성은 천체물리학과 핵물리학 연구자들 사이에서 연구된다.

핵합성 이론의 역사

핵합성에 대한 첫 번째 생각은 단순히 화학 원소가 우주의 태초에 만들어졌다는 것이지만, 이에 대한 합리적인 물리적 시나리오는 확인되지 않았다.점차 수소와 헬륨이 다른 원소들보다 훨씬 더 풍부하다는 것이 분명해졌다.나머지는 모두 태양계 및 다른 항성계 질량의 2% 미만을 구성합니다.동시에 산소와 탄소가 다음 두 가지 가장 일반적인 원소이며, 특히 헬륨-4 핵(알파 핵종)의 정수로 구성된 동위원소를 가진 가벼운 원소들의 풍부함을 추구하는 일반적인 추세가 있다는 것이 분명했다.

아서 스탠리 에딩턴은 1920년에 수소를 헬륨에 융합시킴으로써 별들이 에너지를 얻을 수 있다고 처음 제안했고, 무거운 원소들도 [2][3]별에서 형성될 수 있다는 가능성을 제기했다.이 생각은 핵 메커니즘이 이해되지 않았기 때문에 일반적으로 받아들여지지 않았다.제2차 세계대전 직전, 한스 베테는 수소가 헬륨으로 융합되는 핵 메커니즘을 처음으로 설명했다.

프레드 호일의 항성 내 무거운 원소들의 핵합성에 대한 연구는 2차 [4]세계대전 직후에 이루어졌다.그의 연구는 수소로부터 시작되는 모든 무거운 원소의 생산을 설명했습니다.호일은 우주에서 수소가 진공과 에너지로부터 지속적으로 생성되며, 보편적 시작은 필요하지 않다고 제안했다.

호일의 연구는 은하가 나이가 들면서 원소의 양이 어떻게 증가했는지를 설명했다.그 후, 호일의 그림은 1960년대에 윌리엄 A의 기고로 확대되었다. 파울러, 알라스테어 G. W. 카메론, 도널드 D. 클레이튼, 다른 많은 사람들이 뒤를 잇는다.E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler 및 Hoyle의[5] 1957년 리뷰 논문은 1957년 필드 상태에 대한 잘 알려진 요약입니다.이 논문은 하나의 무거운 핵이 별 안에서 다른 핵으로 변환되는 새로운 과정을 정의했는데, 이는 천문학자들이 입증할 수 있는 과정이다.

빅뱅 자체는 이 기간 훨씬 전인 1931년에 벨기에의 물리학자 조르주 레마트레가 제안했는데, 그는 우주의 명백한 시간적 팽창은 만약 시간이 거꾸로 수축된다면, 우주가 더 이상 수축할 수 없을 때까지 계속 그렇게 할 것을 요구한다고 제안했다.이것은 우주의 모든 질량을 시간과 공간이 존재하지 않는 상태로 "원시 원자"라는 단일 지점으로 만들 것이다.호일은 1949년 BBC 라디오 방송 중 "빅뱅"이라는 용어를 만든 것으로 알려져 있는데, 레마 트레의 이론은 "우주의 모든 물질이 먼 과거의 특정한 시기에 하나의 빅뱅으로 만들어졌다는 가설에 기초하고 있다"고 말했다.호일이 이를 경멸적으로 의도했다는 말이 일반적이지만 호일은 이를 부인하며 두 모델의 차이를 강조하기 위한 인상적인 이미지일 뿐이라고 말했다.Lema'tre의 모델은 헬륨과 탄소 사이의 중수소와 핵종의 존재, 그리고 별뿐만 아니라 성간 공간에도 존재하는 근본적으로 많은 양의 헬륨의 존재를 설명하기 위해 필요했다.그것이 일어났을 때, Lema andtre와 Hoyle의 핵합성 모델은 우주의 원소적 풍부함을 설명하기 위해 둘 다 필요할 것이다.

핵합성 이론의 목적은 화학 원소와 그 몇몇 동위원소의 매우 다른 풍부함을 자연 과정의 관점에서 설명하는 것이다.이 이론의 발전에 대한 일차적인 자극은 원소들의 원자 번호 대 풍부한 양의 플롯의 형태였다.원자 번호의 함수로 그래프에 표시되었을 때, 이러한 풍부함은 톱니 구조가 들쭉날쭉하고, 최대 1,000만 개의 인자에 따라 달라집니다.핵합성 연구에 매우 영향력 있는 자극제는 한스 수스와 해롤드 유리의해 만들어진 풍부도 표였는데, 이것은 진화하지 않은 [6]운석 내에서 발견된 비휘발성 원소의 비분할적 풍부성에 기초했다.이러한 풍부도의 그래프는 아래 로그 척도로 표시되며, 여기서 극적으로 들쭉날쭉한 구조는 이 그래프의 수직 척도에 걸쳐 있는 10의 거듭제곱에 의해 시각적으로 억제된다.

태양계에 있는 화학 원소의 풍부함.수소와 헬륨이 가장 흔하며, 빅뱅의 [7]패러다임 안에 남아 있는 잔차입니다.다음 세 가지 원소(Li, Be, B)는 빅뱅과 별에서 잘 합성되지 않기 때문에 희귀합니다.나머지 항성생성원소에 대한 두 가지 일반적인 경향은 (1) 원소들의 짝수 또는 홀수 원자 번호에 따른 원소들의 풍성 변화, (2) 원소들이 무거워짐에 따라 원소들의 풍성도가 전반적으로 감소하는 것이다.이러한 경향에는 철과 니켈의 풍부함에서 피크가 나타나며, 이는 logA=2(A=100)와 logA=6(A=100,000) 사이에서 10의 더 적은 검정력을 갖는 로그 그래프에서 특히 볼 수 있습니다.

과정

핵합성에 책임이 있다고 여겨지는 천체물리학적 과정들이 많이 있다.이 중 대부분은 별 안에서 발생하며, 이러한 핵융합 과정의 사슬은 수소 연소(양성자-양성자 연쇄 또는 CNO 순환통해), 헬륨 연소, 탄소 연소, 네온 연소, 산소 연소 및 실리콘 연소라고 알려져 있습니다.이러한 공정은 철과 니켈까지 원소를 생성할 수 있습니다.이것은 핵자당 결합 에너지가 가장 높은 동위원소가 생성되는 핵합성 영역이다.무거운 원소들은 s-과정으로 알려진 중성자 포획 과정에 의해 별 안에 조립되거나 초신성중성자별 병합과 같은 폭발적 환경에서 많은 다른 과정에 의해 조립될 수 있다.그 외의 것으로는, 고속 중성자 포획을 수반하는 r-프로세스, rp프로세스, 및 기존 핵의 광분해가져오는 p프로세스(때로는 감마프로세스)가 있다.

주요 유형

빅뱅 핵합성

빅뱅 핵합성은[8] 우주가 시작된 후 처음 3분 이내에 일어났고 H, H, H, He, 그리고 He풍부함의 많은 부분을 담당한다.비록 는 별의 핵융합과 알파 붕괴에 의해 계속 생성되고 있고 극미량의 H는 파쇄와 특정 유형의 방사성 붕괴에 의해 계속해서 생성되고 있지만, 우주에 있는 동위원소 질량의 대부분은 빅뱅에서 생성된 것으로 생각된다. 원소들의 핵은 일부 Li와 Be와 함께 빅뱅 이후 100초에서 300초 사이에 형성된 것으로 간주됩니다. 이때 원시 쿼크-글루온 플라스마는 양자와 중성자형성하기 위해 동결되었습니다.핵합성이 팽창과 냉각에 의해 중단되기 전에 일어난 매우 짧은 기간(약 20분) 때문에, 베릴륨(또는 붕소)보다 무거운 원소는 형성될 수 없었다.이 시기에 형성된 원소는 플라즈마 상태였고,[citation needed] 훨씬 후에야 중성 원자 상태로 냉각되었다.

우주 전체에서 관측된 가벼운 원자핵의 상대적 풍부함에 대한 주요 핵 반응.

별의 핵합성

별의 핵합성은 새로운 핵이 만들어지는 핵 과정이다.그것은 의 진화 과정에서 별에서 발생합니다.그것은 탄소에서 철에 이르는 원소의 은하적 풍부함의 원인이다.별은 핵의 구성이 [9]진화할수록 온도가 높아지면서 H와 He가 더 무거운 핵으로 융합되는 열핵로입니다.특히 중요한 것은 탄소입니다. 왜냐하면 탄소 형성은 전체 공정에서 병목현상이 되기 때문입니다.탄소는 모든 별에서 삼중 알파 과정을 통해 생성됩니다.탄소는 또한 별 내에서 자유 중성자의 방출을 일으키는 주요 원소이며, 중성자의 느린 흡수가 철과 니켈보다 [10][11]무거운 원소로 철을 변환하는 S-과정을 일으킨다.

별의 핵합성의 산물은 일반적으로 질량 손실과 낮은 질량의 별의 항성풍을 통해 성간 가스로 분산됩니다.질량 손실 사건은 오늘날 태양 질량의 8배 이상의 질량을 가진 별의 폭발적 종말과 저질량 별의 진화의 행성상 성운 단계에서 목격될 수 있습니다.

핵합성이 별에서 일어난다는 최초의 직접적인 증거는 시간이 지나면서 성간 가스가 무거운 원소로 풍부해졌다는 천문학적 관측이었다.그 결과, 은하에서 늦게 태어난 별들은 초기에 형성된 별들보다 훨씬 더 높은 초기 무거운 원소 함량을 가지고 형성되었습니다.1952년 [12]적색거성의 대기테크네튬이 분광법에 의해 검출된 것은 항성 내 핵 활동의 첫 번째 증거를 제공했다.테크네튬은 방사성 물질로 별의 나이보다 반감기가 훨씬 짧기 때문에, 그 풍부함은 그 별에서 최근에 생성된 것을 반영해야 합니다.무거운 원소의 항성 기원에 대한 마찬가지로 설득력 있는 증거는 점근거성 가지별의 항성 대기에서 발견되는 특정한 안정 원소의 대량 과잉이다.진화하지 않은 별에서 발견되는 것보다 약 20-50배 더 많은 바륨의 양이 관찰된 것은 그러한 별들 내에서 s-과정이 작동한다는 증거이다.별의 핵합성에 대한 많은 현대적인 증거는 별들의 가스로부터 응축되고 운석으로부터 추출된 별 먼지, 고체 입자들의 동위원소 조성에 의해 제공됩니다.스타더스트는 우주 먼지의 구성 요소 중 하나이며 종종 태양입자라고 불립니다.스타더스트 입자의 측정된 동위원소 조성은 별의 말기 [13]질량 손실 사건 동안 입자들이 응축된 별 내에서의 핵 합성의 많은 측면을 보여준다.

폭발적 핵합성

초신성 핵합성은 실리콘과 니켈 사이의 원소가 빠른 핵융합 과정에서 확립된 준평형에서[14] Si와 상호 균형 잡힌 핵반응에 의해 결합되는 초신성의 에너지 환경에서 발생한다.준평형은 뜨겁게 타는 혼합물에 많은 양의 Si 원자핵을 제외하고는 거의 평형이라고 생각할 수 있다.이 개념은[11] 실리콘 (A = 28)과 니켈 (A = 60) 사이의 풍부하고 화학적으로 중요한 원소에 대한 포괄적인 이해를 제공했기 때문에 1954년 호일의 논문 이후 중간 질량 원소의 핵합성 이론에서 가장 중요한 발견이었다.그것은 호일의 1954년 [15]이론을 무심코 모호하게 만든 BFH2 논문의 부정확한 알파 과정을 대체했다.특히 BFH2 논문에 의해 기술되고 시거, 파울러 및 [16]클레이튼에 의해 최초로 계산되는 r-과정(급속 과정)이 발생할 수 있으며, 여기서 니켈보다 무거운 원소의 가장 중성자가 풍부한 동위원소는 자유 중성자의 빠른 흡수에 의해 생성된다.일부 중성자가 풍부한 종자핵의 집합과 함께 초신성 핵의 빠른 압축 동안 전자 포획에 의한 자유 중성자의 생성은 r-과정을 1차 과정으로 만들고 순수한 H와 He의 별에서도 발생할 수 있다.이것은2 BFH가 프로세스를 세컨더리 프로세스로 지정하는 것과는 대조적입니다.이 유망한 시나리오는 초신성 전문가들에 의해 일반적으로 지지를 받고 있지만, 아직 만족스러운 r-과정 풍부성 계산을 달성하지 못했다.1차 R-과정은 은하 금속성이 아직 작을 때 태어난 오래된 별들을 관측한 천문학자들에 의해 확인되었으며, 그럼에도 불구하고 R-과정의 핵을 포함하고 있다. 따라서 R-과정은 금속성이 내부 과정의 산물임을 증명한다.r-프로세스는 우라늄과 토륨과 같은 방사성 원소의 자연 코호트와 각 중원소의 중성자가 가장 풍부한 동위원소를 담당한다.

rp-과정(급속 양성자)은 중성자뿐만 아니라 자유 양성자의 빠른 흡수를 수반하지만, 그 역할과 존재는 덜 확실하다.

폭발적 핵합성은 방사성 붕괴가 중성자의 수를 감소시키기에는 너무 빨리 일어나므로, 실리콘 준균형 [14]과정에 의해 양성자와 중성자의 동일하고 짝수인 많은 동위원소가 합성된다.이 과정에서 산소와 실리콘의 연소는 양성자와 중성자의 수가 같은 핵을 융합시켜 헬륨 핵의 정수로 구성된 핵종을 생성한다.이러한 다중 알파 입자 핵종은 10개의 헬륨 핵으로 이루어진 Ca까지 완전히 안정적이지만, 양성자와 중성자의 짝수를 가진 무거운 핵은 단단하게 묶여 있지만 불안정합니다.준균형은 방사성 이소바 Ti, Cr, Fe, Ni를 생성하며, 이 방사성 이소바(Ti 제외)는 풍부하게 생성되지만 폭발 후 붕괴되어 해당 원소의 가장 안정적인 동위원소를 동일한 원자량으로 남긴다.이렇게 생성된 원소 중 가장 풍부하고 현존하는 동위원소는 Ti, Cr, Fe이다.이러한 붕괴는 감마선(핵으로부터의 방사선)의 방출을 수반하며, 스펙트럼 라인을 사용하여 붕괴에 의해 생성된 동위원소를 식별할 수 있다.이러한 방출선의 검출은 감마선 [17]천문학의 중요한 초기 산물이었다.

초신성의 폭발적 핵합성에 대한 가장 설득력 있는 증거는 1987년 초신성 1987A에서 나타난 감마선 선이 검출되었을 때 일어났다.반감기가 약 1년으로 제한되는 Co와 Co 핵을 식별하는 감마선 선은 방사성 코발트 부모가 핵을 만들었다는 것을 증명했다.이 핵천문학 관측은 원소의 폭발적 핵합성을 확인하는 방법으로 1969년에[17] 예측되었으며, 이 예측은 NASA의 콤프턴 감마선 관측소 계획에 중요한 역할을 했다.

폭발적 핵합성의 다른 증거는 초신성이 팽창하고 식으면서 초신성 내부에서 응축된 별가루 입자 안에서 발견됩니다.별가루 알갱이는 우주 먼지의 한 구성요소이다.특히, 방사성 Ti는 초신성 [13]팽창 중에 응축된 초신성 별가루 입자 안에 매우 풍부한 것으로 측정되었다.이것은 1975년 전극 입자의 판테온의 일부가 된 초신성 스타더스트(SUNOCONs)의 식별에 대한 예측을 확인시켜 주었다.이들 입자 내의 다른 특이한 동위원소 비율은 폭발적 핵합성의 많은 특정한 측면을 드러낸다.

중성자별 충돌

쌍성 중성자별(BNS)의 병합은 이제 r-과정 [18]원소의 주요 공급원으로 여겨진다.정의상 중성자가 풍부하기 때문에 이러한 유형의 충돌은 그러한 원소의 선원으로 의심되었지만 결정적인 증거를 얻기가 어려웠다.2017년 LIGO, VIRGO, 페르미 감마선 우주 망원경 및 INTERIAL이 전 세계 여러 관측소의 협업과 함께 중성자별 충돌 가능성인 GW170817중력파와 전자파 신호를 모두 검출하고 이후 다음과 같은 수많은 중원소의 신호를 검출했을 때 강력한 증거가 나타났다.ld는 방출된 퇴화 물질이 부패하고 [19]냉각될 때 발생합니다.중성자별과 블랙홀(NSBH)의 합성은 2021년 7월 이후 처음 검출됐지만 분석은 NSBH보다 BNS를 중금속 [20][21]생산의 주요 요인으로 선호하는 것으로 보인다.

블랙홀 부착 원반 핵합성

핵합성은 블랙홀[22][23][24][25][26][27][28]부착 원반에서 일어날 수 있다.

우주선 파쇄

우주선의 파쇄 과정은 우주에서 존재하는 가장 가벼운 원소들 중 일부를 생산하기 위해 우주선의 충격에 의해 성간 물질의 원자량을 감소시킵니다.가장
주목할 만한 것은 일부 Li와 Be가 빅뱅에서 생성된 것으로 생각되지만, He
리튬, 베릴륨, 붕소의 거의 모든 원소의 생성에 책임이 있다고 여겨진다.
파쇄 과정은 성간 매체에 대한 우주선(대부분 빠른 양성자)의 충돌에서 비롯됩니다.이러한 충격은 존재하는 탄소, 질소, 산소 핵의 파편입니다.그 과정은 우주의 가벼운 원소인 베릴륨, 붕소, 리튬을 태양 대기에서 발견되는 것보다 훨씬 더 많은 양으로 만들어 냅니다.파쇄에 의해 생성된 가벼운 원소 H와 He의 양은 원시적인 풍부함에 비해 무시할 수 있다.

베릴륨과 붕소는 Be가 입자 결합이 아니기 때문에 항성 핵융합 과정에서 크게 생성되지 않습니다.

경험적 증거

핵합성 이론은 동위원소 농도를 계산하고 그 결과를 관찰된 농도와 비교하여 시험한다.동위원소 풍부성은 일반적으로 네트워크의 동위원소 간 전이율로 계산된다.종종 이러한 계산은 몇 가지 주요 반응이 다른 [citation needed]반응의 속도를 제어하기 때문에 단순화할 수 있습니다.

마이너 메커니즘 및 프로세스

소량의 특정 핵종이 인공적인 방법으로 지구상에서 생산된다.예를 들어 테크네튬의 주요 공급원입니다.그러나 일부 핵종은 원시 원소가 자리를 잡은 후에도 계속된 많은 자연적 수단으로 생성되기도 한다.이것들은 종종 암석의 연대를 측정하거나 지질학적 과정의 근원을 추적하는 데 사용될 수 있는 방식으로 새로운 요소를 만드는 데 작용한다.이러한 과정이 핵종을 풍부하게 생산하지는 않지만, 그러한 핵종의 기존 자연 공급원의 전체로 가정한다.

이러한 메커니즘은 다음과 같습니다.

  • 방사성 붕괴는 방사성 딸핵종으로 이어질 수 있다.많은 장수명 원시 동위원소, 특히 우라늄-235, 우라늄-238토륨-232의 핵붕괴는 납 동위원소로 최종 붕괴되기 전에 많은 중간 딸 핵종을 생성한다.라돈과 폴로늄같은 원소의 지구의 자연적인 공급은 이 메커니즘을 통해 이루어진다.대기에 아르곤-40이 공급되는 것은 대부분 지구가 형성된 이후 칼륨-40의 방사성 붕괴 때문이다.대기 중 아르곤은 원시적인 것이 거의 없다.헬륨-4는 알파 붕괴에 의해 생성되며, 지각에 갇힌 헬륨 또한 대부분 비원시적인 것이다.클러스터 붕괴와 같은 다른 유형의 방사성 붕괴에서는 더 큰 종류의 핵이 방출되고(예: 네온-20), 그것들은 결국 새롭게 형성된 안정된 원자가 된다.
  • 방사성 붕괴는 자발적 핵분열을 일으킬 수 있다.핵분열 생성물은 거의 모든 유형의 원자 사이에서 분리될 수 있기 때문에 이것은 클러스터 붕괴가 아닙니다.토륨-232, 우라늄-235, 우라늄-238은 자연분열을 하는 원시 동위원소이다.천연 테크네튬과 프로메튬은 이런 방식으로 생산된다.
  • 핵반응.방사능 붕괴에 의해 추진되는 자연발생 핵반응은 소위 핵종 발생을 야기한다.이 과정은 방사성 붕괴의 에너지 입자, 종종 알파 입자가 다른 원자의 핵과 반응하여 핵을 다른 핵종으로 바꿀 때 일어납니다.이 과정은 또한 중성자와 같은 추가적인 아원자 입자의 생산을 야기할 수 있다.중성자는 또한 자발적 핵분열과 중성자 방출에 의해 생성될 수 있다.이 중성자들은 중성자 유도 핵분열이나 중성자 포획을 통해 다른 핵종을 생산할 수 있다.예를 들어, 네온-21과 네온-22와 같은 일부 안정 동위원소는 여러 핵생성 합성 경로에서 생성되며, 따라서 그 풍부함의 일부만이 원시 동위원소이다.
  • 우주선에 의한 핵반응.관례상, 이러한 반응 생성물은 "핵생성" 핵종이 아니라 오히려 우주생성 핵종이라고 불린다.우주선은 원초 베릴륨과 붕소를 생성하는 위에서 논의한 것과 같은 우주 생성 과정에 의해 지구에서 새로운 원소를 계속해서 생산한다.한 가지 중요한 예는 우주선에 의해 대기 중의 질소-14에서 생성된 탄소-14이다. 다른 예로는 요오드-129가 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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