태양에서 일어나는 열핵반응. 모든 수소가 헬륨으로 변하더라도 헬륨이 더 무거운 원소인 철까지 변하기 때문에 별은 여전히 ​​존재할 수 있습니다.

별의 내부 구조

우리는 별을 다양한 힘의 작용을 받는 물체로 간주합니다. 중력은 별의 물질을 중심쪽으로 당기는 경향이 있는 반면, 내부에서 전달되는 가스와 빛의 압력은 별을 중심에서 멀어지게 밀어내는 경향이 있습니다. 별은 안정된 몸체로 존재하기 때문에 경쟁하는 힘 사이에 일종의 균형이 존재합니다. 이를 위해서는 별의 여러 층의 온도를 설정하여 각 층의 외부 에너지 흐름이 그 아래에서 생성된 모든 에너지를 표면으로 가져가도록 설정해야 합니다. 에너지는 작은 중앙 코어에서 생성됩니다. 별의 생애 초기에는 별의 압축이 에너지원이 됩니다. 그러나 온도가 너무 높아져 핵반응이 시작될 때까지만 가능합니다.

별과 은하의 형성

우주의 물질은 다양한 형태와 상태로 지속적으로 발전하고 있습니다. 물질의 존재 형태가 변하기 때문에 결과적으로 서로 다른 다양한 대상이 모두 동시에 발생할 수는 없으며 서로 다른 시대에 형성되었으므로 기원의 시작부터 계산하여 고유한 특정 연령을 갖습니다.

우주 발생론의 과학적 기초는 뉴턴에 의해 확립되었으며, 그는 자체 중력의 영향을 받는 우주의 물질이 압축된 조각으로 나누어진다는 것을 보여주었습니다. 별이 형성되는 물질 덩어리의 형성에 관한 이론은 1902년 영국의 천체 물리학자 J. Jeans에 의해 개발되었습니다. 이 이론은 또한 은하의 기원을 설명합니다. 일정한 온도와 밀도를 갖는 초기 균질 매체에서는 압축이 발생할 수 있습니다. 상호 중력의 힘이 가스 압력의 힘을 초과하면 매체가 압축되기 시작하고 가스 압력이 우세하면 물질이 공간에 분산됩니다.

메타은하의 나이는 130억~150억년으로 추정됩니다. 이 나이는 우리 은하에서 가장 오래된 별과 구상 성단의 나이 추정과 모순되지 않습니다.

별의 진화

은하계의 가스와 먼지 환경에서 발생하는 응축물로서 자체 중력의 영향으로 계속 수축하는 현상을 원시별이라고 합니다. 수축하면서 원시별의 밀도와 온도가 증가하고 스펙트럼의 적외선 범위에서 풍부하게 방출되기 시작합니다. 원시별의 압축 기간은 다릅니다. 태양보다 질량이 작은 경우에는 수억 년, 거대한 경우에는 수십만 년에 불과합니다. 원시 별의 장내 온도가 수백만 켈빈까지 올라가면 열핵 반응이 시작되어 수소가 헬륨으로 전환됩니다. 이 경우 엄청난 에너지가 방출되어 추가 압축을 방지하고 자체 발광 지점까지 물질을 가열합니다. 원시 별은 일반별로 변합니다. 따라서 압축 단계는 수소의 점진적인 "소진"을 동반하는 고정 단계로 대체됩니다. 별은 대부분의 삶을 정지 단계에서 보냅니다. 이 진화 단계에서 주요 "스펙트럼-광도" 순서에 위치한 별이 발견됩니다. 별이 주계열에 머무는 시간은 별의 질량에 비례합니다. 왜냐하면 핵연료의 공급은 이에 달려 있기 때문이며, 핵연료의 소비율을 결정하는 광도에는 반비례합니다.

중심 지역의 모든 수소가 헬륨으로 변환되면 별 내부에 헬륨 핵이 형성됩니다. 이제 수소는 별의 중심이 아닌 매우 뜨거운 헬륨 핵에 인접한 층에서 헬륨으로 변할 것입니다. 헬륨 코어 내부에 에너지원이 없는 한, 헬륨 코어는 지속적으로 수축하는 동시에 더욱 뜨거워집니다. 핵이 압축되면 핵 경계 근처의 얇은 층에서 핵에너지가 더 빠르게 방출됩니다. 더 무거운 별에서는 압축 중 핵의 온도가 8천만 켈빈 이상이 되고 열핵 반응이 시작되어 헬륨을 탄소로 변환한 다음 다른 더 무거운 화학 원소로 변환합니다. 핵과 그 주변에서 빠져나가는 에너지는 가스 압력을 증가시키며, 그 영향으로 광구가 팽창합니다. 별 내부에서 광구로 오는 에너지는 이제 이전보다 더 넓은 영역으로 퍼집니다. 이와 관련하여 광구의 온도는 감소합니다. 별은 주계열에서 벗어나 질량에 따라 점차 적색거성 또는 초거성이 되어 늙은 별이 된다. 황색초거성 단계를 지나면 별은 맥동성, 즉 물리적 변광성으로 판명되어 적색거성 단계에 머무를 수 있습니다. 작은 질량의 별의 부풀어 오른 껍질은 이미 핵에 약하게 끌리고 점차 멀어지면서 행성상 성운을 형성합니다. 껍질이 최종적으로 소멸된 후에는 별의 뜨거운 핵, 즉 백색왜성만 남게 됩니다.

더 거대한 별의 운명은 다릅니다. 별의 질량이 태양 질량의 약 두 배라면 그러한 별은 진화의 마지막 단계에서 안정성을 잃습니다. 특히 초신성으로 폭발한 후 반경 수 킬로미터의 공 크기로 격변적으로 줄어들어 중성자별로 변할 수 있습니다.

질량이 태양 질량의 두 배 이상인 별은 균형을 잃고 수축하기 시작하여 중성자별로 변하거나 전혀 안정된 상태를 달성할 수 없습니다. 무한 압축 과정에서 블랙홀로 변할 가능성도 있다.

백색 왜성

백색 왜성은 표면 온도가 높은 특이하고 매우 작고 밀도가 높은 별입니다. 백색 왜성의 내부 구조의 주요 특징은 일반 별에 비해 밀도가 크다는 것입니다. 엄청난 밀도로 인해 백색 왜성 내부의 가스는 비정상적인 상태, 즉 퇴화 상태에 있습니다. 이러한 축퇴 가스의 특성은 일반 가스의 특성과 전혀 유사하지 않습니다. 예를 들어 압력은 실제로 온도와 무관합니다. 백색 왜성의 안정성은 그것을 압축하는 막대한 중력이 그 깊이에 있는 축퇴 가스의 압력에 반대된다는 사실에 의해 유지됩니다.

백색 왜성은 질량이 그다지 크지 않은 별의 진화의 마지막 단계에 있습니다. 별에는 더 이상 핵원이 없으며, 여전히 오랫동안 빛을 발하며 서서히 냉각됩니다. 백색 왜성은 질량이 약 1.4 태양 질량을 초과하지 않는 한 안정적입니다.

중성자별

중성자별은 매우 작고 밀도가 높은 천체입니다. 평균 직경은 수십 킬로미터를 넘지 않습니다. 중성자별은 그 순간의 질량이 1.4 태양 질량을 초과하는 경우 일반 별의 창자에서 열핵 에너지원이 고갈된 후에 형성됩니다. 열핵 에너지원이 없기 때문에 별의 안정적인 평형은 불가능해지고 별이 중심을 향해 치명적인 압축, 즉 중력 붕괴가 시작됩니다. 별의 초기 질량이 특정 임계값을 초과하지 않으면 중앙 부분의 붕괴가 멈추고 뜨거운 중성자별이 형성됩니다. 축소 프로세스는 몇 분의 1초 정도 걸립니다. 이어서 중성미자의 방출과 함께 남은 별 껍질이 뜨거운 중성자별로 누출되거나 "불연" 물질의 열핵 에너지 또는 회전 에너지로 인해 껍질이 방출될 수 있습니다. 이러한 방출은 매우 빠르게 발생하며 지구에서 보면 초신성 폭발처럼 보입니다. 관측된 중성자별 펄서는 종종 초신성 잔해와 연관되어 있습니다. 중성자별의 질량이 태양 질량의 3~5배를 초과하면 평형 상태가 불가능해지고 그러한 별은 블랙홀이 됩니다. 중성자별의 매우 중요한 특성은 회전과 자기장입니다. 자기장은 지구 자기장보다 수십억에서 수조 배 더 강할 수 있습니다.

2002-01-18T16:42+0300

2008-06-04T19:55+0400

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태양에서 일어나는 열핵반응

(Ter. Inc. N03-02, 01/18/2002) Vadim Pribytkov, 이론 물리학자, Terra Incognita의 상임 특파원. 과학자들은 태양에서 일어나는 열핵반응이 일반적으로 수소를 헬륨과 더 무거운 원소로 전환시키는 것과 관련이 있다는 것을 잘 알고 있습니다. 그러나 이러한 변환이 어떻게 발생하는지에 대한 절대적인 명확성은 없으며 오히려 완전한 모호성이 지배합니다. 가장 중요한 초기 링크가 누락되었습니다. 따라서 두 개의 양성자를 중수소로 결합하고 양전자와 중성미자를 방출하는 환상적인 반응이 발명되었습니다. 그러나 양성자 사이에는 강력한 반발력이 작용하기 때문에 이러한 반응은 실제로 불가능하다. ----태양에서는 실제로 무슨 일이 일어나는가? 첫 번째 반응은 두 개의 수소 원자가 밀접하게 결합할 때 저온 플라즈마의 고압에서 발생하는 중수소의 생성입니다. 이 경우 두 개의 수소 핵이 짧은 기간 동안 거의 근처에 있음을 발견하고 다음 중 하나를 포착할 수 있습니다.

(테르.주식회사 N03-02, 2002년 1월 18일)

Vadim Pribytkov, 이론 물리학자, Terra Incognita의 정기 특파원.

과학자들은 태양에서 일어나는 열핵반응이 일반적으로 수소를 헬륨과 더 무거운 원소로 전환시키는 것과 관련이 있다는 것을 잘 알고 있습니다. 그러나 이러한 변환이 어떻게 발생하는지에 대한 절대적인 명확성은 없으며 오히려 완전한 모호성이 지배합니다. 가장 중요한 초기 링크가 누락되었습니다. 따라서 두 개의 양성자를 중수소로 결합하고 양전자와 중성미자를 방출하는 환상적인 반응이 발명되었습니다. 그러나 양성자 사이에는 강력한 반발력이 작용하기 때문에 이러한 반응은 실제로 불가능하다.

실제로 태양에서는 무슨 일이 일어나고 있는 걸까요?

첫 번째 반응은 두 개의 수소 원자가 밀접하게 결합할 때 저온 플라즈마의 고압에서 발생하는 중수소의 생성입니다. 이 경우 두 개의 수소 핵은 짧은 기간 동안 거의 근처에 있으며 양성자 중 하나와 중성자를 형성하는 궤도 전자 중 하나를 포착할 수 있습니다.

양성자가 수소 원자에 도입될 때 다른 조건에서도 유사한 반응이 일어날 수 있습니다. 이 경우 궤도 전자의 포획(K-포획)도 발생합니다.

마지막으로, 두 개의 양성자가 짧은 기간 동안 함께 모일 때 그러한 반응이 있을 수 있으며, 이들의 결합된 힘은 지나가는 전자를 포획하고 중수소를 형성하기에 충분합니다. 이는 모두 이러한 반응이 일어나는 플라즈마 또는 가스의 온도에 따라 달라집니다. 이 경우 1.4MeV의 에너지가 방출된다.

중수소는 두 개의 중수소 핵이 양성자를 방출하면서 삼중수소를 형성하거나 중성자를 방출하면서 헬륨-3을 형성하는 후속 반응 주기의 기초입니다. 두 반응 모두 가능성이 동일하며 잘 알려져 있습니다.

그 다음에는 삼중수소와 삼중수소, 삼중수소와 삼중수소, 헬륨-3과 중수소, 헬륨-3과 삼중수소, 헬륨-3과 헬륨-3을 결합하여 헬륨-4를 형성하는 반응이 이어집니다. 이 경우 더 많은 수의 양성자와 중성자가 방출됩니다. 중성자는 헬륨-3 핵과 중수소 결합을 가진 모든 원소에 의해 포획됩니다.

이러한 반응은 태양풍의 일부로 태양에서 엄청난 수의 고에너지 양성자가 방출된다는 사실로도 확인됩니다. 이 모든 반응에서 가장 놀라운 점은 양전자나 중성미자가 생성되지 않는다는 것입니다. 모든 반응이 일어나면 에너지가 방출됩니다.

본질적으로 모든 일이 훨씬 간단해집니다.

또한 중수소, 삼중수소, 헬륨-3, 헬륨-4의 핵에서 더 복잡한 원소가 형성되기 시작합니다. 전체적인 비밀은 헬륨-4 핵이 서로 반발하기 때문에 서로 직접적으로 연결될 수 없다는 것입니다. 이들의 연결은 중수소와 삼중수소의 결합을 통해 발생합니다. 공식 과학도 이 점을 완전히 무시하고 헬륨-4 핵을 ​​한 더미로 묶는 것은 불가능합니다.

공식 수소 순환만큼 환상적인 것은 G. Bethe가 1939년에 발명한 소위 탄소 순환입니다. 이 순환 동안 헬륨-4는 4개의 양성자로 형성되고 양전자와 중성미자도 방출된다고 합니다.

본질적으로 모든 일이 훨씬 간단해집니다. 자연은 이론가처럼 새로운 입자를 만들어내지 않고, 자신이 가지고 있는 입자만을 사용합니다. 보시다시피, 원소의 형성은 두 개의 양성자에 의해 하나의 전자가 추가되는 것(소위 K-포획)으로 시작하여 중수소를 생성합니다. K-포획은 중성자를 생성하는 유일한 방법이며 다른 모든 복잡한 핵에서 널리 실행됩니다. 양자역학에서는 핵에 전자가 존재한다는 사실을 부정하지만, 전자가 없으면 핵을 만드는 것은 불가능합니다.

확실한 것은 빅뱅 이후 초기에 작고 매우 뜨거운 우주가 양성자와 중성자가 서로 결합하여 원자핵을 형성할 수 있을 때까지 팽창하고 냉각되었다는 것입니다. 어떤 커널을 얻었으며 어떤 비율로 얻었습니까? 이것은 우주론자(우주의 기원을 연구하는 과학자)에게 매우 흥미로운 문제입니다. 이 문제는 결국 우리를 신성과 초신성에 대한 고려로 다시 돌아가게 할 것입니다. 그럼 좀 더 자세히 살펴보겠습니다.

원자핵에는 다양한 종류가 있습니다. 이러한 종류를 이해하기 위해 핵에 존재하는 양성자의 수에 따라 분류됩니다. 이 숫자의 범위는 1부터 100 이상입니다.

각 양성자는 +1의 전하를 가집니다. 핵에 존재하는 다른 입자는 전하가 없는 중성자입니다. 따라서 원자핵의 총 전하는 그것이 포함하는 양성자의 수와 같습니다. 하나의 양성자를 포함하는 핵은 +1의 전하를 갖고, 두 개의 양성자를 포함하는 핵은 +2의 전하를 가지며, 15개의 양성자를 포함하는 핵은 +15의 전하를 가집니다. 주어진 핵에 있는 양성자의 수(또는 수 핵의 전하를 나타내는 것)을 원자번호라고 한다.

우주는 점점 더 냉각되고 있으며 각 핵은 이미 특정 수의 전자를 포착할 수 있습니다. 각 전자는 -1의 전하를 가지며, 반대 전하가 끌어당기기 때문에 음전하를 띤 전자는 양전하를 띤 핵 근처에 머물려는 경향이 있습니다. 정상적인 조건에서 개별 핵이 보유할 수 있는 전자의 수는 해당 핵에 있는 양성자의 수와 같습니다. 핵에 있는 양성자의 수가 핵을 둘러싸고 있는 전자의 수와 같을 때, 핵과 전자의 알짜 전하는 0이 되며, 이들의 결합으로 중성 원자가 생성됩니다. 양성자 또는 전자의 수는 원자 번호에 해당합니다.

같은 원자번호를 가진 원자들로 이루어진 물질을 원소라고 합니다. 예를 들어, 수소는 핵이 근처에 양성자 하나와 전자 하나를 포함하는 원자로 구성된 원소입니다. 그러한 원자를 '수소 원자'라고 하고, 그러한 원자의 핵을 '수소 핵'이라고 합니다. 따라서 수소의 원자 번호는 1입니다. 헬륨은 두 개의 양성자를 가진 핵을 포함하는 헬륨 원자로 구성되므로 헬륨의 원자 번호는 2입니다. 마찬가지로 리튬의 원자 번호는 3, 베릴륨 - 4, 붕소 - 5, 탄소 -입니다. 6, 질소 - 7, 산소 - 8 등

지구의 대기, 바다, 토양에 대한 화학적 분석을 통해 81개의 안정된 원소, 즉 자연 조건에서 무기한 변화를 겪지 않는 81개의 원소가 있음이 밝혀졌습니다.

실제로 존재하는 지구상에서 가장 덜 복잡한 원자는 수소 원자입니다. 원자 번호의 증가는 우리를 지구상에서 가장 복잡하고 안정적인 원자로 이끌 것입니다. 이것은 원자번호 83번의 비스무트 원자입니다. 즉, 각 비스무트 핵에는 83개의 양성자가 포함되어 있습니다.

총 81개의 안정한 원소가 있으므로 원자 번호 목록에서 두 개의 숫자를 생략해야 합니다. 즉, 43개의 양성자와 61개의 양성자를 갖는 원자는 불안정하며, 화학 분석을 거친 원자 번호 43과 61의 원소는 불안정합니다. 천연재료에서 발견됩니다.

그러나 이것이 원자 번호 43과 61 또는 83보다 큰 원소가 일시적으로 존재할 수 없다는 의미는 아닙니다. 이러한 원자는 불안정하므로 조만간 하나 이상의 단계에서 안정을 유지하는 원자로 붕괴됩니다. 이는 반드시 즉시 발생하는 것은 아니지만 오랜 시간이 걸릴 수 있습니다. 토륨(원자번호 90)과 우라늄(원자번호 92)은 안정적인 납(원자번호 82) 원자에 도달하려면 수십억 년의 원자 붕괴가 필요합니다.

본질적으로 지구가 존재하는 수십억 년 동안 원래 구조에 존재했던 토륨과 우라늄의 일부만이 붕괴되었습니다. 원래 토륨의 약 80%와 우라늄의 50%가 붕괴를 피해 오늘날에도 여전히 지구 표면의 암석에서 발견될 수 있습니다.

81개의 안정 원소(토륨 및 우라늄 포함)가 모두 지각(상층)에 존재하지만 양은 다릅니다. 가장 흔한 것은 산소(원자번호 8), 규소(14), 알루미늄(13), 철(26)입니다. 산소는 지각의 46.6%, 규소 27.7%, 알루미늄 8.13%, 철 -5%를 구성합니다. 이 4개는 지각의 거의 7/8, 1/8(다른 모든 요소)을 구성합니다.

물론 이러한 요소가 순수한 형태로 존재하는 경우는 거의 없습니다. 혼합을 통해 그들은 서로 연결하려고 노력합니다. 이러한 원자의 조합(또는 원소의 조합)을 화합물이라고 합니다. 실리콘 원자와 산소 원자가 아주 기발하게 연결되어 있는데, 이 화합물(실리콘/산소)에 철, 알루미늄, 기타 원소의 원자가 여기저기 첨가되어 있습니다. 이러한 화합물(규산염)은 주로 지각을 구성하는 일반적인 암석입니다.

산소 원자 자체는 지각의 다른 가장 일반적인 원소보다 가볍기 때문에 산소의 총 질량은 같은 질량의 다른 원소보다 더 많은 원자를 포함합니다. 지각의 원자 1000개마다 산소 원자 625개, 규소 212개, 알루미늄 65개, 철 19개가 있습니다. 즉, 지각 원자의 92%가 어떤 방식으로든 이 네 가지 원소입니다.

지구의 지각은 우주나 지구 전체의 시험 샘플이 아닙니다. 지구의 "핵심"(지구 질량의 1/3을 차지하는 중심 지역)은 거의 전적으로 철로 구성되어 있다고 믿어집니다. 이를 고려하면 철은 지구 전체 질량의 38%, 산소는 28%, 실리콘은 15%를 차지합니다. 네 번째로 풍부한 원소는 지구 질량의 최대 7%를 차지하는 알루미늄이 아닌 마그네슘일 수 있습니다. 이 네 가지 원소를 합치면 지구 전체 질량의 8분의 7이 됩니다. 그러면 전체적으로 지구상의 원자 1000개마다 산소 원자 480개, 철 원자 215개, 규소 원자 150개, 마그네슘 원자 80개가 있습니다. 즉, 이 4개를 합치면 지구 전체 원자의 92.5%를 차지합니다. 그러나 지구는 태양계의 전형적인 행성이 아니다. 지구와 구조가 매우 유사한 금성, 수성, 화성, 달은 암석 물질로 구성되어 있으며 금성과 수성처럼 철이 풍부한 핵을 가지고 있을 가능성이 있습니다. 위성과 일부 소행성에서도 어느 정도 마찬가지지만, 이 모든 암석 세계(철심이 있든 없든)는 태양을 공전하는 모든 물체의 전체 질량의 0.5%도 차지하지 않습니다. 태양계 질량의 나머지 99.5%(태양 질량 제외)는 4개의 거대 행성인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성에 속합니다. 목성(모든 것 중 가장 큰 것)만으로도 전체 질량의 70% 이상을 차지합니다.

아마도 목성은 상대적으로 작은 암석-금속 핵을 가지고 있을 것입니다. 분광학 데이터와 행성 샘플로 판단하면 거대 행성의 구조는 수소와 헬륨으로 구성됩니다. 위의 내용은 다른 거대 행성에도 해당되는 것 같습니다.

그러나 태양으로 돌아가 보겠습니다. 그 질량은 목성에서 작은 먼지 알갱이까지 모든 행성체를 합친 질량보다 500배 더 큽니다. 우리는 (주로 분광학 덕분에) 그 부피가 동일한 수소와 헬륨으로 채워져 있다는 것을 발견할 것입니다. 실제로 질량의 약 75%는 수소, 22%는 헬륨, 3%는 다른 모든 원소를 합친 것입니다. 태양 원자의 정량적 구성은 태양 원자 1000개당 수소 원자 920개와 헬륨 원자 80개로 구성됩니다. 1000개 중 1개 미만의 원자가 다른 모든 원소를 나타냅니다.

의심할 여지없이 태양은 전체 태양계 질량의 가장 큰 부분을 차지하고 있으며 태양계의 원소 구성이 전체 시스템을 대표한다고 결정하는 데 큰 실수는 없을 것입니다. 대다수의 별은 원소 구성이 태양과 유사합니다. 또한, 성간 및 은하간 공간을 채우고 있는 희박가스도 주로 수소와 헬륨인 것으로 알려져 있다.

그러므로 우리는 우주 전체에 있는 1000개의 원자 중 920개가 수소이고, 80개가 헬륨이고, 나머지는 1개 미만이라는 결론을 내릴 수 있습니다.

왜 그런 겁니까? 수소-헬륨 우주는 빅뱅에 적합합니까? 분명히 그렇습니다. 적어도 Gamow의 추론 시스템에 관한 한 시스템은 개선되었지만 근본적으로는 변경되지 않았습니다.

작동 방식은 다음과 같습니다. 빅뱅 직후, 팽창하는 우주는 우리에게 알려진 원자 구성 요소인 양성자, 중성자, 전자가 형성되는 지점까지 냉각되었습니다. 당시에도 여전히 지배적이었던 엄청난 온도의 조건에서 이보다 더 복잡한 것은 존재할 수 없었습니다. 입자들은 서로 연결될 수 없었습니다. 이 온도에서는 충돌하더라도 즉시 다른 방향으로 튕겨 나갔습니다.

이는 현재 우주의 온도와 같이 훨씬 낮은 온도에서도 양성자-양성자 또는 중성자-중성자 충돌의 경우에도 마찬가지입니다. 그러나 우주 진화의 초기 단계의 온도가 계속 떨어지면서 양성자-중성자 충돌 중에 두 입자가 함께 머무를 수 있게 되는 순간이 왔습니다. 그들은 알려진 네 가지 힘 중 가장 강한 소위 강한 힘에 의해 결합되어 있습니다.

이 장의 앞부분에서 논의한 것처럼 양성자 1은 수소의 핵입니다. 그러나 양성자-중성자 조합은 하나의 양성자를 갖고 있기 때문에 수소 핵이기도 하며, 양성자 핵이 수소로 자격을 갖추는 데 필요한 전부입니다. 이 두 종류의 수소 핵(양성자와 양성자-중성자)을 수소 동위원소라고 하며, 포함된 입자의 총 개수에 따라 정의됩니다. 입자가 하나만 있는 양성자는 수소-1 핵입니다. 두 개의 입자만 포함하는 양성자-중성자 조합이 수소-2 핵입니다.

다양한 핵이 형성되던 초기 우주의 높은 온도에서 수소-2 핵은 그다지 안정적이지 않았습니다. 그것은 개별 양성자와 중성자로 붕괴되거나 추가 입자와 결합하여 더 복잡한(그러나 아마도 더 안정적인) 핵을 형성하는 경향이 있습니다. 수소-2 핵은 양성자와 충돌하여 양성자와 결합하여 양성자 2개와 중성자 1개로 구성된 핵을 형성할 수 있습니다. 이 조합에서는 두 개의 양성자가 있고 우리는 헬륨 핵을 얻습니다. 핵에는 세 개의 입자가 있으므로 헬륨 -3입니다.

수소-2가 중성자와 충돌하여 고정되면 양성자 1개와 중성자 2개(다시 3개의 입자가 합쳐짐)로 구성된 핵을 형성합니다. 결과는 수소-3이다.

수소-3는 어떤 온도에서도 불안정하며, 심지어 현대 우주의 낮은 온도에서도 불안정하기 때문에 다른 입자의 영향이나 충돌이 없어도 영원한 변화를 겪습니다. 수소-3 핵의 두 중성자 중 하나는 조만간 양성자로 변하고, 수소-3은 헬륨-3이 됩니다. 현재 상황에서 이러한 변화는 그다지 빠르지 않습니다. 수소-3 핵의 절반이 12년이 조금 넘는 기간 내에 헬륨-3으로 변합니다. 초기 우주의 엄청난 온도에서 이러한 변화는 의심할 여지 없이 더 빨랐습니다.

따라서 우리는 이제 현대 조건에서 안정한 세 가지 유형의 핵, 즉 수소-1, 수소-2, 헬륨-3을 갖게 되었습니다.

헬륨-3 입자는 수소-2 입자보다 훨씬 더 느슨하게 결합하며, 특히 초기 우주의 상승된 온도에서 헬륨-3은 입자를 추가하면 붕괴되거나 변하는 강한 경향이 있습니다.

헬륨-3가 우연히 양성자와 부딪혀서 양성자에 부착되어야 한다면, 우리는 양성자 3개와 중성자 1개로 구성된 핵을 갖게 될 것입니다. 이것은 리튬-4인데, 지구 표면의 차가운 온도에서도 양성자 중 하나가 빠르게 중성자로 변하기 때문에 어떤 온도에서도 불안정합니다. 결과는 두 개의 양성자, 즉 두 개의 중성자 또는 헬륨-4의 조합입니다.

헬륨-4는 매우 안정적인 핵으로, 수소-1을 형성하는 단일 양성자를 제외하면 상온에서 가장 안정적입니다. 일단 형성되면 매우 높은 온도에서도 분해되는 경향이 거의 없습니다.

헬륨-3이 중성자와 충돌하여 결합하면 헬륨-4가 즉시 형성됩니다. 두 개의 수소-2 핵이 충돌하여 결합하면 헬륨-4가 다시 형성됩니다. 헬륨-3이 수소-2 또는 다른 헬륨-3과 충돌하면 헬륨-4가 형성되고 과잉 입자는 개별 양성자와 중성자로 제거됩니다. 따라서 헬륨-4는 수소-2와 헬륨-3을 희생하여 형성됩니다.

사실, 우주가 양성자와 중성자가 결합하여 더 복잡한 핵을 형성할 수 있는 온도까지 냉각되었을 때, 대량으로 형성되는 최초의 핵은 헬륨-4였습니다.

우주가 계속 팽창하고 냉각됨에 따라 수소-2와 헬륨-3은 변화하려는 의지가 줄어들었고, 말하자면 그들 중 일부는 변하지 않는 존재로 얼어붙었습니다. 현재 7,000개 중 단 하나의 수소 원자만이 수소-2입니다. 헬륨-3은 훨씬 더 희귀합니다. 백만 개당 헬륨 원자가 1개에 불과합니다. 이는 수소-2와 헬륨-3을 고려하지 않고도 우주가 충분히 냉각된 직후 우주는 수소-1과 헬륨-4의 핵으로 구성되었다고 말할 수 있음을 의미합니다. 따라서 우주의 질량은 75%의 수소-1과 25%의 헬륨-4로 구성되었습니다.

시간이 지남에 따라 온도가 충분히 낮은 곳에서 핵은 음으로 하전된 전자를 끌어당겼고, 이 전자는 네 가지 힘 중 두 번째로 강한 전자기력의 힘에 의해 양으로 하전된 핵에 유지되었습니다. 수소-1 핵의 단일 양성자는 하나의 전자와 결합되었고, 헬륨-4 핵의 두 양성자는 두 개의 전자와 결합되었습니다. 이것이 수소와 헬륨 원자가 형성된 방식입니다. 정량적으로 말하면, 우주의 원자 1000개당 수소-1 원자 920개와 헬륨-4 원자 80개가 있습니다.

이것이 수소-헬륨 우주에 대한 설명입니다. 하지만 잠깐만요! 헬륨보다 무겁고 원자량이 더 높은 원자는 어떻습니까? (핵에 4개 이상의 입자를 포함하는 모든 원자를 "무거운 원자"라는 기호 아래에 모아 보겠습니다.) 우주에는 무거운 원자가 거의 없지만 존재합니다. 그들은 어떻게 나타났습니까? 논리에 따르면 헬륨-4는 매우 안정적이지만 양성자, 중성자, 수소-2, 헬륨-3 또는 기타 헬륨-4와 결합하여 소량의 다양한 중원자를 형성하는 약간의 경향이 있습니다. 이것은 이러한 원자로 구성된 오늘날 우주 질량의 약 3%의 원천입니다.

불행하게도 그러한 답변은 정밀 조사를 견디지 ​​못할 것입니다. 헬륨-4가 수소-1(양성자 1개)과 충돌하여 결합하면 양성자 3개와 중성자 2개로 구성된 핵이 나타납니다. 그것은 리튬-5일 것이다. 헬륨-4가 중성자와 충돌하여 결합하면 결과적으로 양성자 2개와 중성자 3개로 구성된 핵, 즉 헬륨-5가 됩니다.

리튬-5나 헬륨-5 모두 냉각된 우주 조건에서 형성되더라도 몇 조분의 1조분의 1초 이상 지속되지 않습니다. 이 기간이 지나면 헬륨-4나 양성자 또는 중성자로 붕괴됩니다.

헬륨-4가 수소-2나 헬륨-3과 충돌하고 합쳐질 가능성은 원시 혼합물에서 마지막 두 핵이 얼마나 희귀한지를 고려할 때 매우 희박합니다. 이러한 방식으로 형성될 수 있는 무거운 원자는 오늘날 존재하는 수많은 원자를 설명하기에는 그 수가 너무 적습니다. 하나의 헬륨-4 핵을 ​​다른 헬륨-4 핵과 결합하는 것이 더 가능합니다. 4개의 양성자와 4개의 중성자로 구성된 이러한 이중 핵은 베릴륨-8이 되어야 합니다. 그러나 베릴륨은 또 다른 극도로 불안정한 핵입니다. 현재 우주의 조건에서도 베릴륨은 100분의 1조 1초 미만 동안 존재합니다. 일단 형성되면 즉시 두 개의 헬륨-4 핵으로 붕괴됩니다.

물론, 세 개의 헬륨-4 핵이 "3방향" 충돌의 결과로 만나서 서로 붙어 있으면 유용한 것이 나올 것입니다. 그러나 헬륨-4가 수소-1로 둘러싸여 있는 환경에서 이런 일이 일어날 것이라는 희망은 이를 고려하기에는 너무 작습니다.

결과적으로, 우주가 복잡한 핵의 형성이 멈출 때까지 팽창하고 냉각될 때쯤에는 수소-1과 헬륨-4만이 풍부하게 존재하게 됩니다. 자유 중성자가 남아 있으면 양성자(수소-1)와 전자로 붕괴됩니다. 무거운 원자가 형성되지 않습니다.

그러한 우주에서는 수소-헬륨 가스 구름이 은하 크기의 덩어리로 부서지고, 후자는 별과 거대한 행성으로 응축됩니다. 결과적으로 별과 거대 행성은 모두 거의 전적으로 수소와 헬륨으로 구성됩니다. 그리고 일부 무거운 원자가 질량의 3%만 구성하고 존재하는 원자 수의 1% 미만이라면 걱정할 필요가 있습니까?

말된다! 이 3%는 설명이 필요합니다. 우리는 별과 거대한 행성에 있는 극소량의 무거운 원자를 무시해서는 안 됩니다. 왜냐하면 지구와 같은 행성은 거의 전적으로 무거운 원자로 구성되어 있기 때문입니다. 더욱이 인체와 일반적으로 생명체에서 수소는 질량의 10%만을 차지하며 헬륨은 전혀 없습니다. 질량의 나머지 90%는 모두 무거운 원자입니다.

즉, 빅뱅이 일어나고 핵 형성 과정이 완료된 직후에 우주가 변하지 않고 그대로 있었다면 지구와 같은 행성과 그 위의 생명체 자체가 어떤 형태로든 존재하는 것은 완전히 불가능했을 것입니다.

당신과 내가 이 세상에 나타나기 전에 먼저 무거운 원자가 형성되어야 했습니다. 하지만 어떻게?

본질적으로 이것은 더 이상 우리에게 미스터리가 아닙니다. 이전에 별의 깊이에서 핵 형성이 어떻게 발생하는지에 대해 이야기했기 때문입니다. 예를 들어 태양의 중심 지역에서 수소는 지속적으로 헬륨으로 변환됩니다(수소 융합은 태양을 에너지원으로 사용합니다. 수소 융합은 다른 모든 주계열성에서 발생합니다).

이것이 유일한 가능한 변환이고 이 변환이 현재의 속도로 무한정 지속될 운명이라면, 모든 수소가 합성되고 우주는 약 5000억년(우리 우주 나이의 30~40배) 내에 순수한 헬륨으로 구성될 것입니다. ) . 그러나 거대한 원자의 출현은 아직 명확하지 않습니다.

우리가 지금 알고 있듯이 거대한 원자는 별의 핵에서 탄생합니다. 그러나 그들은 그러한 별이 주계열을 떠날 때가 왔을 때만 태어납니다. 이 클라이막터점에 이르면 핵은 매우 조밀해지고 뜨거워져 헬륨-4 핵이 가장 빠른 속도와 빈도로 서로 충돌합니다. 때때로 3개의 헬륨-4 핵이 충돌하여 6개의 양성자와 6개의 중성자로 구성된 하나의 안정된 핵으로 합쳐집니다. 이것은 탄소-12입니다.

빅뱅 직후가 아닌 지금 별의 핵심에서 어떻게 삼중 충돌이 일어날 수 있습니까?

글쎄요, 주계열을 막 떠나려는 별들의 중심부의 온도는 엄청난 압력 하에서 약 1억 °C에 이릅니다. 그러한 온도와 압력은 아주 어린 우주에도 내재되어 있습니다. 그러나 별의 핵에는 한 가지 중요한 이점이 있습니다. 즉, 별의 핵에 헬륨-4 핵을 ​​운반하는 수소-1 핵 외에 다른 핵이 없으면 헬륨-4 삼중 충돌이 발생하기가 훨씬 더 쉽습니다.

이는 빅뱅 직후 무거운 핵이 형성되지 않았음에도 불구하고 우주 역사 전반에 걸쳐 별의 깊은 곳에서 무거운 핵이 형성되었음을 의미합니다. 더욱이, 현재와 미래에는 별의 핵에 무거운 핵이 형성될 것입니다. 그리고 탄소 핵뿐만 아니라 철을 포함한 다른 모든 거대한 핵도 이미 말했듯이 별의 정상적인 핵융합 과정의 끝입니다.

그러나 두 가지 질문이 남아 있습니다. 1) 별의 중심에서 발생한 무거운 핵이 지구와 우리 모두에서 발견되는 방식으로 어떻게 우주 전체에 퍼지나요? 2) 철 핵보다 더 큰 핵을 가진 원소들은 어떻게 형성됩니까? 결국, 가장 질량이 크고 안정적인 철핵은 26개의 양성자와 32개의 중성자로 구성된 철-58입니다. 하지만 지구에는 훨씬 더 무거운 핵이 있는데, 우라늄-238에는 양성자 92개와 중성자 146개가 있습니다.

먼저 첫 번째 질문부터 살펴보겠습니다. 우주 전체에 별 물질의 확산을 촉진하는 과정이 있습니까?

존재하다. 그리고 우리는 우리 태양을 연구함으로써 그 중 일부를 분명히 느낄 수 있습니다.

(필요한 예방 조치를 취하면) 육안으로 태양은 조용하고 특징이 없는 밝은 공처럼 보일 수 있지만 우리는 그것이 끊임없는 폭풍 상태에 있다는 것을 알고 있습니다. 깊은 곳의 엄청난 온도는 상층에서 대류 운동을 일으킵니다(물이 끓기 직전인 냄비처럼). 태양물질은 여기저기 끊임없이 솟아올라 표면을 깨뜨려 태양의 표면은 대류기둥인 '과립'으로 덮여 있다. (이러한 과립은 태양 표면 사진에서는 매우 작아 보이지만 실제로는 미국이나 유럽 국가 수준의 면적을 가지고 있습니다.)

대류 물질은 상승하면서 팽창하고 냉각되며, 일단 표면에 도달하면 새롭고 더 뜨거운 흐름을 만들기 위해 다시 아래로 내려가는 경향이 있습니다.

이 영원한 순환은 잠시도 멈추지 않고 핵에서 태양 표면으로 열을 전달하는 데 도움이 됩니다. 표면에서 에너지는 방사선의 형태로 우주로 방출됩니다. 에너지의 대부분은 우리가 볼 수 있고 지구상의 생명체 자체가 의존하는 빛입니다.

대류 과정은 때로는 방사선이 우주로 빠져나갈 뿐만 아니라 실제 태양 물질의 전체 더미가 버려지는 별 표면에서 특별한 사건으로 이어질 수 있습니다.

1842년 프랑스 남부와 이탈리아 북부에서 개기일식이 관측됐다. 그 당시 일식은 대개 대형 천문대에서 멀리 떨어진 지역에서 발생했고, 특수 장비를 가득 들고 장거리를 여행하는 것이 전혀 쉽지 않았기 때문에 자세히 연구되는 경우가 거의 없었습니다. 그러나 1842년의 일식이 서유럽의 천문학 중심지 근처를 지나갔고, 천문학자들은 장비를 가지고 모두 그곳에 모였습니다.

처음으로 태양 둘레 주위에 뜨거운 진홍빛 물체가 있다는 것이 발견되었으며, 태양 원반이 달에 의해 가려졌을 때 선명하게 보입니다. 그것은 태양 물질의 제트가 우주로 발사되는 것처럼 보였고, 이 불 같은 혀를 "홍염"이라고 불렀습니다.

한동안 천문학자들은 이 홍염이 달에 속한 것인지 태양에 속한 것인지에 대해 여전히 망설였지만, 1851년에 또 다른 일식이 일어났는데, 이번에는 스웨덴에서 관찰되었습니다. 그들과는 아무 상관이 없습니다.

그 이후로 돌출부는 정기적으로 연구되어 왔으며 이제 언제든지 적절한 도구를 사용하여 관찰할 수 있습니다. 이를 위해 개기 일식이 일어날 때까지 기다릴 필요가 없습니다. 일부 홍염은 강력한 호 모양으로 솟아올라 태양 표면 위 수만 킬로미터 높이에 도달합니다. 다른 것들은 1300km/s의 속도로 위쪽으로 폭발합니다. 홍염은 태양 표면에서 관찰되는 가장 놀라운 현상이지만 가장 큰 에너지를 전달하지는 않습니다.

1859년 영국의 천문학자 리처드 캐링턴(1826~1875)은 태양 표면에서 별 모양의 빛점이 번쩍이는 것을 발견했는데, 이 빛은 5분 동안 타다가 사라지는 현상을 발견했습니다. 이것은 우리가 현재 태양 플레어라고 부르는 현상을 목격한 최초의 기록입니다. Carrington 자신은 큰 운석이 태양에 떨어졌다고 생각했습니다.

캐링턴의 관찰은 1926년 미국 천문학자 조지 헤일(George Hale)이 분광헬리스코픽(spectroheliscope)을 발명할 때까지 주목을 받지 못했습니다. 이를 통해 특별한 파장의 빛으로 태양을 관찰하는 것이 가능해졌습니다. 태양 플레어는 특정 파장의 빛이 눈에 띄게 풍부하며, 태양을 이러한 파장에서 보면 플레어가 매우 밝게 보입니다.

이제 우리는 태양 플레어가 흔하고 흑점과 연관되어 있다는 것을 알고 있습니다. 태양에 점이 많으면 작은 플레어가 몇 시간마다 발생하고 더 큰 플레어는 몇 주마다 발생합니다.

태양 플레어는 태양 표면에서 발생하는 고에너지 폭발이며, 플레어가 발생하는 표면 영역은 주변의 다른 영역보다 훨씬 뜨겁습니다. 태양 표면의 1000분의 1을 덮는 플레어는 태양의 전체 표면이 보내는 것보다 더 많은 고에너지 방사선(자외선, X선, 감마선까지)을 보낼 수 있습니다.

홍염은 매우 인상적으로 보이며 며칠 동안 지속될 수 있지만 태양은 이를 통해 물질을 거의 잃지 않습니다. 플래시는 완전히 다른 문제입니다. 그것들은 눈에 잘 띄지 않고, 대부분은 단 몇 분만 지속되며, 가장 큰 것조차도 몇 시간 후에 완전히 사라지지만, 에너지가 너무 높아 물질을 우주로 발사합니다. 이 문제는 태양에게 영원히 사라졌습니다.

이 사실은 17년 동안 매일 태양을 관찰한 독일의 천문학자 사무엘 하인리히 슈바베(1789~1875)가 태양 표면의 흑점 수가 약 11년에 걸쳐 늘어나거나 줄어들었다고 보고한 1843년부터 이해되기 시작했습니다.

1852년에 영국의 물리학자 에드워드 사빈(1788-1883)은 지구 자기장의 교란(“자기 폭풍”)이 흑점 주기와 동시에 상승 및 하강한다는 사실을 발견했습니다.

처음에 이것은 단지 통계적인 진술이었습니다. 왜냐하면 아무도 그 연관성이 무엇인지 알지 못했기 때문입니다. 그러나 시간이 지나면서 태양 플레어의 에너지적 특성을 이해하기 시작하면서 연관성이 발견되었습니다. 태양 원반 중심 근처에서 거대한 태양 플레어가 발생한 지 이틀 후(그래서 지구를 직접 향하고 있었습니다), 지구의 나침반 바늘이 방향을 잃었고 북극광은 완전히 특이한 모습을 보였습니다.

이틀간의 기다림은 큰 의미로 가득 차 있었습니다. 이러한 효과가 태양 복사에 의해 발생했다면 발병과 그 결과 사이의 시간 간격은 8분이 됩니다. 태양 복사는 빛의 속도로 지구로 날아갑니다. 그러나 이틀의 지연은 "말썽꾼"이 이러한 효과를 일으키는 것이 무엇이든 약 300km/h의 속도로 태양에서 지구로 이동하고 있음을 의미했습니다. 물론 빠르기는 하지만 빛의 속도에는 비할 수 없습니다. 이것은 아원자 입자에서 기대할 수 있는 속도입니다. 태양 사건의 결과로 지구 방향으로 방출된 이 입자들은 전하를 운반했으며 지구를 통과하면서 이런 식으로 나침반 바늘과 북극광에 영향을 미쳤어야 했습니다. 태양에서 방출되는 아원자 입자에 대한 아이디어가 이해되고 수용되자 태양의 또 다른 특징이 분명해지기 시작했습니다.

태양이 개기 일식 상태에 있을 때, 간단한 눈으로 태양 주위, 중앙, 태양 대신 흐린 달의 검은 원반에 진주빛 빛을 볼 수 있습니다. 이 빛(또는 광도)은 태양 코로나이며, 이는 라틴어 코로나(왕관)(왕관이 빛나는 왕관 또는 후광으로 태양을 둘러싸는 것처럼)에서 그 이름을 얻었습니다.

앞서 언급한 1842년의 일식은 홍염에 대한 과학적 연구가 시작되는 계기가 되었습니다. 그런 다음 처음으로 왕관을 철저히 검사했습니다. 그것은 또한 달이 아닌 태양에 속한다는 것이 밝혀졌습니다. 1860년부터 사진과 이후의 분광학은 코로나를 연구하는 데 사용되었습니다.

1870년 스페인에서 일식이 일어나는 동안 미국의 천문학자 찰스 영(1834~1908)은 처음으로 코로나의 스펙트럼을 연구했습니다. 스펙트럼에서 그는 알려진 어떤 원소의 알려진 선의 위치와도 일치하지 않는 밝은 녹색 선을 발견했습니다. 다른 이상한 선들이 발견되었고 영은 그것이 어떤 새로운 원소를 나타낸다고 제안하고 그것을 "코로나"라고 불렀습니다.

이 "코로나"의 용도는 무엇입니까? 유일한 것은 일종의 스펙트럼 선이 있다는 것입니다. 그때까지는 원자 구조의 본질이 기술되지 않았습니다. 각 원자는 중심에 있는 무거운 핵과 주변에 있는 하나 이상의 가벼운 전자로 구성되어 있다는 것이 밝혀졌습니다. 원자에서 전자가 제거될 때마다 해당 원자에 의해 생성되는 스펙트럼 선이 변경됩니다. 화학자들은 2~3개의 전자를 잃은 원자의 스펙트럼을 알아낼 수 있었지만, 많은 수의 전자를 제거하고 이러한 조건에서 스펙트럼을 연구하는 기술은 아직 이용할 수 없었습니다.

1941년에 Bengt Edlen은 "코로나늄"이 전혀 새로운 원소가 아니라는 것을 보여줄 수 있었습니다. 공통 원소인 철, 니켈, 칼슘은 전자 12개를 빼앗아도 정확히 같은 선을 남깁니다. 이는 '코로늄'이 전자를 많이 잃은 일반적인 원소였다는 뜻이다.

이러한 큰 전자 부족은 예외적으로 높은 온도에 의해서만 발생할 수 있으며 Edlen은 태양 코로나의 온도가 100만~200만 도에 달해야 한다는 가설을 세웠습니다. 처음에 이것은 일반적인 불신에 부딪혔지만 결국 로켓 기술의 시대가 왔을 때 태양 코로나가 X-선을 방출한다는 것이 입증되었으며 이는 Edlen이 예측한 온도에서만 발생할 수 있습니다.

따라서 코로나는 태양 플레어에 의해 방출된 물질을 지속적으로 공급받는 태양의 외부 대기입니다. 코로나는 매우 얇아서 1입방센티미터에 10억 개 미만의 입자가 있을 정도로 매우 얇으며, 이는 해수면에서 지구 대기 밀도의 약 1조분의 1에 해당합니다.

사실 그것은 진짜 진공 상태입니다. 끊임없이 으르렁거리는 대류 흐름에서 발생하는 플레어, 자기장 및 엄청난 음파 진동에 의해 태양 표면에서 방출되는 에너지는 상대적으로 적은 수의 입자에 분산됩니다. 코로나에 포함된 모든 열은 작지만(무거운 부피를 감안할 때) 이러한 소수의 입자 각각이 보유하는 열의 양은 상당히 높으며 측정된 온도는 이 "입자당 열"을 나타냅니다.

코로나 입자는 태양 표면에서 방출된 개별 원자로, 고온으로 인해 전자의 대부분 또는 전부가 제거됩니다. 태양은 대부분 수소로 구성되어 있기 때문에 이러한 입자의 대부분은 수소 핵, 즉 양성자입니다. 정량적으로 수소 다음에는 헬륨 핵이 있습니다. 다른 모든 무거운 핵의 수는 완전히 무시할 수 있습니다. 그리고 일부 무거운 핵이 유명한 코로나늄 선을 유발하지만 흔적으로만 존재합니다.

코로나 입자는 태양으로부터 모든 방향으로 멀어집니다. 코로나는 퍼지면서 점점 더 많은 양을 차지하고 점점 더 희귀해집니다. 결과적으로, 그 빛은 점점 더 약해지며, 태양으로부터 어느 정도 거리가 가까워지면 완전히 사라집니다.

그러나 코로나가 관찰자의 눈에 완전히 사라질 때까지 약화된다는 사실이 그것이 우주로 향하는 입자 형태로 계속 존재하지 않는다는 것을 의미하지는 않습니다. 미국 물리학자 유진 파커(Eugene Parker, 1927년생)는 1959년에 이러한 빠른 입자를 태양풍이라고 불렀습니다.

팽창하는 태양풍은 인근 행성에 도달하여 훨씬 더 멀리 이동합니다. 로켓을 사용하여 수행된 테스트에 따르면 태양풍은 토성 궤도 너머에서도 감지될 수 있으며, 분명히 해왕성과 명왕성 궤도 너머에서도 감지될 것입니다.

즉, 태양 주위를 공전하는 모든 행성은 가장 넓은 대기 내에서 움직입니다. 그러나 이 대기는 매우 희박하여 행성의 움직임에 눈에 띄는 영향을 미치지 않습니다.

그러나 태양풍은 여러 가지 방법으로 나타날 수 없을 만큼 환상적이지는 않습니다. 태양풍 입자는 전기적으로 대전되어 있으며, 지구 자기장에 의해 포획된 이 입자는 오로라를 점화하고 나침반과 전자 장비를 혼동시키는 "밴 앨런 벨트"를 형성합니다. 태양 플레어는 일시적으로 태양풍을 강화하고 한동안 이러한 효과의 강도를 크게 증가시킵니다.

지구 근처에서 태양풍 입자는 400~700km/s의 속도로 휩쓸고 있으며, 1 cm 3 단위의 입자 수는 1에서 80까지 다양합니다. 이 입자가 지구 표면에 부딪히면 가장 해로운 영향을 미칠 것입니다. 모든 생명체는 다행히도 지구 자기장과 대기의 보호를 받습니다.

태양풍을 통해 태양이 잃어버린 물질의 양은 10억kg/s입니다. 인간의 기준으로는 엄청나게 많은 일이지만, 태양에게는 사소한 일에 불과합니다. 태양은 약 50억년 동안 주계열에 있었으며 앞으로 50억~60억년 동안 그 위에 머물게 될 것이다. 만약 이 기간 동안 태양이 현재의 속도로 바람에 의해 질량을 잃어가고 계속해서 질량을 잃게 된다면, 주계열성으로서 일생 동안 태양이 잃는 총 질량은 질량의 1/5이 될 것입니다.

그럼에도 불구하고 고체 별 질량의 1/5은 별 사이의 광대한 공간을 떠다니는 물질의 총 공급량에 추가되는 평균 양이 아닙니다. 이것은 물질이 어떻게 별에서 탈출하여 성간 가스의 일반적인 공급에 합류할 수 있는지에 대한 예일 뿐입니다.

우리 태양은 이런 의미에서 특이한 것이 아닙니다. 우리는 아직 붕괴되지 않은 모든 별이 항성풍을 보낸다고 믿을 만한 충분한 이유가 있습니다.

물론 태양을 연구하는 방식으로 별을 연구할 수는 없지만 몇 가지 일반화는 가능합니다. 예를 들어, 갑자기 밝기가 증가한 후 불규칙한 간격으로 빛이 하얗게 변하는 작고 차가운 적색 왜성이 있습니다. 이러한 향상은 몇 분에서 한 시간까지 지속되며 작은 별 표면의 섬광으로 착각할 수 있는 특징을 가지고 있습니다.

따라서 이 적색 왜성은 플레어 별이라고 불립니다.

태양 플레어보다 크기가 작은 플레어는 작은 별에 훨씬 더 눈에 띄는 영향을 미칩니다. 충분히 큰 플레어가 태양의 밝기를 1%만큼 증가시킬 수 있다면, 동일한 플레어는 희미한 별의 빛을 250배로 증폭시키기에 충분할 것입니다.

결과적으로, 적색왜성은 매우 인상적인 특성을 지닌 항성풍을 내보낸다는 것이 밝혀질 수도 있습니다.

일부 별은 비정상적으로 강한 항성풍을 보낼 가능성이 높습니다. 예를 들어, 적색 거성은 엄청나게 늘어난 구조를 가지고 있으며, 그 중 가장 큰 것은 직경이 태양보다 500배 더 큽니다. 따라서 거대한 적색 거성의 큰 질량은 중심에서 표면까지의 비정상적으로 먼 거리로 거의 균형을 이루지 못하기 때문에 표면 중력은 상대적으로 낮습니다. 게다가 적색거성들은 그 존재의 종말이 다가오고 있으며 붕괴로 끝날 것이다. 그러므로 그들은 극도로 격동적이다.

이로부터 표면 인력이 약함에도 불구하고 강력한 소용돌이가 별의 물질을 운반한다고 가정할 수 있습니다.

거대 적색 거성 베텔게우스는 천문학자들이 이에 대한 일부 데이터를 수집할 수 있을 만큼 우리와 가까이 있습니다. 예를 들어, 베텔게우스의 항성풍은 태양풍보다 10억 배 더 강한 것으로 생각됩니다. 베텔게우스의 질량이 태양 질량의 16배라는 점을 고려하더라도, 이 속도로 소비되는 이 질량은 (훨씬 더 일찍 붕괴되지 않는다면) 약 백만 년 안에 완전히 녹을 수 있습니다.

분명히 우리 별의 태양풍은 일반적으로 모든 항성풍의 평균 강도와 그리 멀지 않다고 가정할 수 있습니다. 우리 은하에 3000억 개의 별이 있다고 가정하면, 항성풍으로 손실된 총 질량은 3 X 1020kg/s와 같습니다.

이는 200년마다 태양 질량과 같은 양의 물질이 별을 성간 공간으로 떠난다는 것을 의미합니다. 우리 은하의 나이가 150억 년이고 이 기간 동안 태양풍이 동일하게 "불었다"고 가정하면, 별에서 우주로 이동한 물질의 총 질량은 우리 태양과 같은 별 7,500만 개의 질량과 같다는 것을 알 수 있습니다. 또는 은하 질량의 약 1/3입니다.

그러나 항성풍은 별의 표면층에서 발생하며, 이 층은 전부(또는 거의 전부) 수소와 헬륨으로 구성되어 있습니다. 따라서 항성풍은 완전히(또는 거의 전부) 동일한 수소와 헬륨을 포함하며 은하 혼합물에 무거운 핵을 도입하지 않습니다.

무거운 핵은 별의 중심에 형성되며, 항성 표면에서 멀리 떨어져 있어 항성풍이 형성되는 동안 움직이지 않습니다.

항성 구조의 상부 층에 무거운 핵의 흔적이 있을 때(우리 태양의 경우처럼) 항성풍에는 자연스럽게 이러한 소수의 핵이 포함됩니다. 무거운 핵은 처음에는 별의 내부에서 형성되지 않았지만 별이 이미 형성된 후에 그곳에 나타났습니다. 그것들은 우리가 찾아야 할 외부 소스의 작용으로 인해 발생했습니다.

항성풍이 무거운 핵이 별의 중심에서 우주 공간으로 이동하는 메커니즘이 아니라면, 별이 주계열을 떠날 때 발생하는 격렬한 사건을 살펴보겠습니다.

여기서 우리는 즉시 대부분의 별을 지워야 합니다.

기존 별의 약 75~80%는 태양보다 훨씬 작습니다. 그들은 얼마나 작은지에 따라 200억년에서 2000억년 동안 주계열성을 유지하는데, 이는 오늘날 존재하는 작은 별들 중 어떤 것도 주계열성을 떠난 적이 없다는 것을 의미합니다. 빅뱅 이후 첫 10억년 동안 우주의 새벽에 형성된 가장 오래된 것조차도 주계열을 떠나야 할 정도로 수소 연료를 다 써버릴 시간이 아직 없습니다.

더욱이, 작은 별이 주계열을 떠날 때 큰 팡파르도 없이 그렇게 합니다. 우리가 아는 한, 별이 작을수록 이 순서는 더 차분해집니다. 작은 별(일반적으로 모든 별과 마찬가지로)은 팽창하면서 적색거성으로 변하지만, 이 경우 팽창으로 인해 작은 적색거성이 형성됩니다. 아마도 다른 것보다 훨씬 더 오래 살며 더 크고 눈에 잘 띄며 결국 붕괴되어 어느 정도 조용히 백색 왜성으로 변할 것입니다. 물론 시리우스 B만큼 밀도가 높지는 않습니다.

작은 별의 깊은 곳에서 형성된 무거운 원소(주로 탄소, 질소, 산소)는 주계열이 존재하는 동안 중심핵에 남아 있으며, 별이 백색 왜성이 된 후에도 그곳에 남아 있게 됩니다. 어떤 경우에도 그들은 미미한 양 이상의 성간 가스 저장소에 들어 가지 않을 것입니다. 매우 드문 경우를 제외하고는 작은 별에서 생성된 무거운 원소가 해당 별에 무한정 남아 있습니다.

태양과 같은 질량을 가진 별(그리고 그 중 10~20%가 있음)은 붕괴하여 백색왜성으로 변하며, 주계열에 소요된 시간은 50억~150억년에 불과합니다. 약 100억년 동안 주계열에 있었어야 할 우리 태양은 불과 50억년 전에 형성되었기 때문에 여전히 주계열에 있다.

우리 태양보다 오래된 태양 같은 별들은 아마도 오래 전에 주계열을 떠났을 것입니다. 우리 우주 초기에 발생한 다른 유사한 별들에서도 같은 일이 일어났습니다. 태양과 같은 질량의 별은 작은 별보다 더 큰 적색 거성을 형성하며, 이 적색 거성은 백색 왜성이 되는 지점에 도달하면 이 별보다 더 격렬하게 붕괴됩니다. 붕괴 에너지는 별의 상층부를 날려 우주로 운반하여 앞서 설명한 유형의 행성상 성운을 형성합니다.

태양 모양의 별이 붕괴하는 동안 형성된 가스의 팽창 전하는 원래 질량의 10~20%를 포함할 수 있습니다. 그러나 이 물질은 별의 외부 영역에서 운반되며, 그러한 별이 붕괴 직전에 있을 때에도 이 영역은 본질적으로 수소와 헬륨의 혼합물에 지나지 않습니다.

붕괴 지점에서 별의 난류로 인해 내부의 무거운 핵이 표면으로 운반되어 가스 흐름의 일부로 우주로 던져지더라도 여전히 작고 거의 눈에 띄지 않는 일부입니다. 성간 가스 구름에 존재하는 무거운 핵.

그러나 우리는 백색 왜성이 어떻게 형성되는지에 대해서는 언급하지 않았으므로 적절한 질문은 다음과 같습니다. 백색 왜성이 끝을 의미하지 않고 우주에서 물질 분포의 요인으로 작용하는 특별한 경우에는 어떤 일이 발생합니까?

이 책의 앞부분에서 우리는 적색거성 단계에 접근하는 동반성을 희생하여 물질을 성장시킬 수 있는 가까운 쌍성계의 일부로서 백색 왜성에 대해 이야기했습니다. 때때로 백색 왜성 표면에 있는 이 물질의 일부는 핵반응에 휩싸이고 엄청난 에너지가 방출되어 핵융합 생성물을 우주로 강제로 던져 새로운 밝기로 타오르게 합니다.

그러나 백색왜성에 의해 만들어지는 물질은 대부분 부풀어오르는 적색거성의 바깥층에서 나온 수소와 헬륨이다. 핵융합 반응은 수소를 헬륨으로 전환시키며, 폭발 중에 우주로 날아가는 것은 헬륨 구름입니다.

이는 이 마지막 경우에 일부 무거운 핵이 동반성에서 나왔거나 합성 과정에서 형성되었다 하더라도 그 수가 너무 미미하여 성간 구름에 흩어져 있는 많은 무거운 핵을 설명할 수 없다는 것을 의미합니다.

우리에게 남은 것은 무엇입니까?

무거운 핵의 유일한 원천은 초신성이다.

앞서 설명했듯이 1형 초신성은 일반 신성이 발생하는 것과 동일한 토양에서 발생합니다. 백색 왜성은 적색 거성이 되려는 근처의 동반성으로부터 물질을 받습니다. 차이점은 여기서 백색 왜성은 찬드라세카르 질량 한계 근처에 있으므로 질량이 추가되면 결국 그 한계를 넘어설 것이라는 점입니다. 백색 왜성은 붕괴될 운명이다. 동시에 그 안에서 강력한 핵반응이 일어나 폭발하게 된다.

질량이 태양 질량의 1.4배에 해당하는 전체 구조는 먼지로 부서지고 팽창하는 가스 구름으로 변합니다.

한동안 우리는 그것을 초신성으로 관찰하지만, 처음 순간에 매우 강한 이 방사선은 점차 사라집니다. 남은 것은 성간 가스의 일반적인 배경과 합쳐질 때까지 수백만 년 동안 팽창하는 가스 구름뿐입니다.

백색 왜성이 폭발하면 엄청난 양의 탄소, 질소, 산소 및 네온(가장 일반적인 원소의 모든 무거운 핵)이 우주로 흩어집니다. 폭발 자체 중에 추가 핵반응이 일어나 네온보다 훨씬 무거운 소량의 핵이 형성됩니다. 물론 극소수의 백색 왜성만이 1형 초신성이 될 만큼 큰 동반별에 충분히 거대하고 가까이 있지만, 은하계의 140억 년 동안 그러한 폭발은 너무 많아서 설명할 수 없을 정도였습니다. 성간 가스에는 상당수의 무거운 핵이 존재합니다.

나머지 무거운 핵은 2형 초신성 진화의 결과로 성간 매체에 존재하며, 앞서 말했듯이 우리는 태양보다 10배, 20배, 심지어 60배 더 무거운 거대한 별에 대해 이야기하고 있습니다.

적색 거성 형태의 별이 존재하는 단계에서 핵 융합이 핵에서 발생하며 철 핵이 대량으로 형성되기 시작할 때까지 계속됩니다. 철의 형성은 핵융합이 더 이상 에너지 생산 장치로 존재할 수 없는 막다른 골목입니다. 따라서 별은 붕괴를 경험합니다.

별의 핵에는 철핵을 포함하여 더 무거운 핵이 연속적으로 더 깊은 층에 포함되어 있지만 별의 외부 영역에는 여전히 인상적인 양의 깨끗한 수소가 포함되어 있어 핵 반응을 일으키는 고온과 압력에 노출되지 않습니다.

거대 별의 붕괴는 너무 빨라서 온도와 압력이 모두 급격하고 격변적인 증가를 경험합니다. 지금까지 조용하게 존재했던 모든 수소(그리고 헬륨도)가 이제 한꺼번에 반응합니다. 그 결과는 우리가 지구에서 2형 초신성으로 관찰하는 거대한 폭발입니다.

이 경우 방출된 에너지는 철 핵보다 무거운 핵을 형성할 수 있는 핵 반응으로 들어갈 수 있고 실제로 진행됩니다. 이러한 핵 형성에는 에너지 유입이 필요하지만 초신성의 분노가 최고조에 달하면 에너지를 빌릴 필요가 없습니다... 이것이 우라늄 이상까지 핵 형성이 일어나는 방식입니다. 시간이 지남에 따라 붕괴되는 방사성(즉, 불안정한) 핵을 형성하기에 충분한 에너지가 있습니다.

우주에 존재하는 거의 모든 무거운 핵은 2형 초신성 폭발로 형성되었습니다.

물론, 2형 초신성을 생성할 만큼 거대한 별은 흔하지 않습니다. 백만 개 중 하나의 별, 어쩌면 그보다 더 적은 별만이 이를 위한 충분한 질량을 가지고 있습니다. 그러나 이것은 언뜻보기에 그렇게 드문 경우는 아닙니다.

따라서 우리 은하에는 잠재적인 2형 초신성이 될 수 있는 별이 수만 개 있습니다.

거대 별은 기껏해야 수백만 년 동안 주계열에 남아 있을 수 있기 때문에 우리는 왜 오래 전에 모두 폭발하여 사라지지 않았는지 궁금해할 권리가 있습니다. 사실 새로운 별은 항상 형성되며 그 중 일부는 질량이 매우 큰 별입니다. 현재 우리가 관찰하는 2형 초신성은 불과 몇 백만 년 전에 형성된 별에서 분출된 것입니다. 먼 미래에 일어날 2형 초신성은 현재 존재하지 않는 큰 별들의 폭발이 될 것이다. 아마도 초신성과 더 웅장한 것들이 나타날 것입니다. 비교적 최근까지 천문학자들은 태양보다 질량이 60배나 큰 별은 아마도 전혀 존재하지 않을 것이라고 확신했습니다. 그러한 별은 엄청난 중력에도 불구하고 핵에서 너무 많은 열을 발생시켜 즉시 폭발할 것이라고 믿어졌습니다.

즉, 그들은 결코 형성될 수도 없을 것입니다.

그러나 1980년대에 이러한 주장은 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 일부 측면을 고려하지 않았다는 것이 밝혀졌습니다. 천문학적 계산에서 이러한 측면을 고려하면 태양 직경의 100배, 태양 질량의 2000배에 달하는 별이 여전히 안정적일 수 있다는 것이 밝혀졌습니다. 게다가 여러 천문학적 관측을 통해 그러한 초대질량 별이 실제로 존재한다는 사실이 확인되었습니다.

당연히 초거대 별은 결국 붕괴되어 초신성으로 폭발했는데, 이는 일반 초신성보다 훨씬 더 많은 에너지를 생산하고 훨씬 오랜 시간 동안 지속되었습니다. 우리는 분명히 이러한 초폭발을 제3형 초신성으로 간주해야 합니다.

같은 시기에 소련의 천문학자 V.P. Utrobin은 그곳에서 자연계의 3형 초신성인 초신성을 발견하기 위해 지난 몇 년간의 천문학 기록을 회고적으로 연구하기로 결정하고, 1901년에 발견된 초신성은 은하계에서 발견된 것이라고 제안했다. 페르세우스야, 바로 그거야. 며칠 또는 몇 주 만에 최고 밝기에 도달하는 대신 이 초신성은 최대 밝기에 도달하는 데 1년이 걸렸으며 그 후 매우 천천히 희미해지며 다음 9년 동안 눈에 보이는 상태로 남아 있었습니다.

그것이 방출하는 총 에너지는 일반 초신성의 에너지보다 10배 더 컸습니다. 우리 시대에도 천문학자들은 이것이 환상적이라고 생각했고 분명히 당황했습니다.

그러한 초중항성은 극히 드물지만, 이들이 생성하는 무거운 핵의 수는 일반 초신성에서 생성되는 핵의 수보다 1000배 이상 많습니다. 이는 초무거운 별이 만든 성간 가스 구름에 무거운 핵이 미치는 영향이 매우 크다는 것을 의미합니다. 우리 은하계에는 존재하는 동안 온갖 종류의 초신성(그리고 크기 차이를 고려하여 비슷한 숫자)이 3억 번 폭발한 것으로 보이며, 이는 은하계의 중핵 보유량을 설명하기에 충분합니다. 성간 가스 , 일반 별의 외부 층 (그리고 우리 행성계 외에도 모든 행성에서).

이제 당신은 사실상 지구 전체와 우리 모두가 (태양을 제외한) 별의 깊은 곳에서 형성되고 초기 초신성 폭발 중에 우주 전체에 흩어진 원자로 거의 전적으로 구성되어 있음을 알 수 있습니다. 우리는 개별 원자를 가리키며 그것이 어느 별에서 태어났고 정확히 언제 우주로 던져졌는지 말할 수 없지만, 그것이 먼 별에서 태어나 먼 과거에 폭발의 결과로 우리에게 왔다는 것을 알고 있습니다.

따라서 우리와 우리의 세계는 별에서 왔을 뿐만 아니라 폭발하는 별에서도 왔습니다. 우리는 초신성에서 왔습니다!

노트:

지구에 가장 가까운 방사선 벨트의 안쪽 부분인 '밴 앨런 벨트'는 지구 대기권 상층부에서 나오는 중성자의 붕괴로 생성된 양성자와 전자에 의해 형성됩니다. 메모 에드.

핵분열 기반 원자력에 대한 미국 사회의 경계심으로 인해 수소 융합(열핵반응)에 대한 관심이 높아졌습니다. 이 기술은 원자의 특성을 활용하여 전기를 생산하는 대안으로 제안되었습니다. 이것은 이론적으로 좋은 아이디어입니다. 수소 융합은 핵분열보다 더 효율적으로 물질을 에너지로 변환하며 그 과정에서 방사성 폐기물이 생성되지 않습니다. 그러나 기능적인 열핵 원자로는 아직 만들어지지 않았습니다.

태양에서의 핵융합

물리학자들은 태양이 핵융합 반응을 통해 수소를 헬륨으로 전환한다고 믿습니다. '합성'이라는 용어는 '통일'을 의미합니다. 수소 융합에는 매우 높은 온도가 필요합니다. 태양의 엄청난 질량에 의해 생성된 강력한 중력은 태양핵을 압축된 상태로 지속적으로 유지합니다. 이러한 압축으로 인해 핵의 온도는 수소의 열핵융합이 일어날 수 있을 만큼 충분히 높아집니다.

태양광 수소 융합은 다단계 과정입니다. 첫째, 두 개의 수소 핵(두 개의 양성자)이 강하게 압축되어 반전자라고도 알려진 양전자를 방출합니다. 양전자는 전자와 질량은 같지만 음의 단위 전하보다는 양의 단위 전하를 띤다. 양전자 외에 수소 원자가 압축되면 중성미자가 방출되는데, 이는 전자와 유사하지만 전하가 없고 물질을 광범위하게 투과할 수 있는 입자입니다(즉, 중성미자(저에너지 중성미자) ) 물질과 매우 약하게 상호작용합니다. 물 속 일부 중성미자의 평균 자유 경로는 약 100광년입니다. 또한 태양에서 방출된 약 10개의 중성미자가 눈에 보이지 않고 매초마다 지구상의 모든 사람의 몸을 통과하는 것으로 알려져 있습니다. 결과.).

두 양성자의 합성은 단일 양전하의 손실을 동반합니다. 결과적으로 양성자 중 하나가 중성자가 됩니다. 이는 하나의 양성자와 하나의 중성자로 구성된 수소의 무거운 동위원소인 중수소(2H 또는 D로 표시)의 핵을 생성합니다.

중수소는 중수소라고도 알려져 있습니다. 중수소 핵은 다른 양성자와 결합하여 두 개의 양성자와 한 개의 중성자로 구성된 헬륨-3(He-3) 핵을 형성합니다. 이 경우 감마 방사선 빔이 방출됩니다. 다음으로, 위에서 설명한 과정을 두 번 독립적으로 반복한 결과 형성된 두 개의 헬륨-3 핵이 결합하여 두 개의 양성자와 두 개의 중성자로 구성된 헬륨-4(He-4) 핵을 형성합니다. 이 헬륨 동위원소는 공기보다 가벼운 풍선을 채우는 데 사용됩니다. 마지막 단계에서는 두 개의 양성자가 방출되어 융합 반응이 더욱 발전할 수 있습니다.

'태양 융합' 과정에서 생성된 물질의 총 질량은 원래 성분의 총 질량보다 약간 더 큽니다. 아인슈타인의 유명한 공식에 따르면 "잃어버린 부분"은 에너지로 변환됩니다.

여기서 E는 줄(J) 단위의 에너지이고, m은 킬로그램 단위의 "누락 질량"이며, c는 (진공에서) 299,792,458m/s와 동일한 빛의 속도입니다. 태양은 이런 방식으로 엄청난 양의 에너지를 생산합니다. 수소 핵이 엄청난 양으로 쉬지 않고 헬륨 핵으로 변환되기 때문입니다. 태양에는 수소 융합 과정이 수백만 년 동안 계속될 만큼 충분한 물질이 있습니다. 시간이 지나면 수소 공급이 끝나게 되지만, 우리 생애에는 이런 일이 일어나지 않을 것입니다.

이러한 질문에 답하려는 첫 번째 시도는 물리학자들이 에너지 보존 법칙을 공식화한 이후인 19세기 중반에 천문학자들에 의해 이루어졌습니다.

로버트 메이어(Robert Mayer)는 운석과 운석 입자가 표면에 끊임없이 충돌하기 때문에 태양이 빛난다고 제안했습니다. 이 가설은 기각되었습니다. 간단한 계산을 통해 태양의 광도를 현재 수준으로 유지하려면 매초 2 * 1015kg의 유성 물질이 그 위에 떨어져야 함을 보여주기 때문입니다. 1년 동안 이는 6*1022kg에 달하며 태양의 수명 동안 50억년 이상(3*1032kg)에 달합니다. 태양의 질량은 M = 2*1030kg이므로 50억 년이 넘는 시간 동안 태양 질량의 150배에 해당하는 물질이 태양에 떨어졌어야 합니다.

두 번째 가설은 19세기 중반 헬름홀츠(Helmholtz)와 켈빈(Kelvin)에 의해 표현되었습니다. 그들은 태양이 매년 60~70미터의 압축으로 인해 방출된다고 제안했습니다. 압축의 이유는 태양 입자의 상호 인력이므로 이 가설을 수축이라고 합니다. 이 가설에 따라 계산하면 태양의 나이는 2천만년을 넘지 않을 것입니다. 이는 지구 토양과 토양의 지질 샘플에 있는 원소의 방사성 붕괴를 분석하여 얻은 현대 데이터와 모순됩니다. 달.

태양 에너지의 가능한 원천에 관한 세 번째 가설은 20세기 초 James Jeans에 의해 표현되었습니다. 그는 태양의 깊은 곳에는 자연적으로 붕괴되어 에너지를 방출하는 무거운 방사성 원소가 포함되어 있다고 제안했습니다. 예를 들어, 우라늄이 토륨으로 변환된 다음 납으로 변환될 때 에너지 방출이 수반됩니다. 이 가설에 대한 후속 분석에서도 불일치가 나타났습니다. 우라늄만으로 구성된 별은 관측된 태양의 광도를 생성할 만큼 충분한 에너지를 방출하지 않습니다. 또한 우리 별보다 광도가 몇 배 더 큰 별도 있습니다. 그 별들이 더 많은 방사성 물질을 보유할 가능성은 거의 없습니다.

가장 가능성이 높은 가설은 별의 장에서 핵반응의 결과로 원소가 합성된다는 가설로 밝혀졌습니다.

1935년에 한스 베테(Hans Bethe)는 태양에너지의 원천이 수소를 헬륨으로 전환시키는 열핵반응일 수 있다는 가설을 세웠습니다. 베테가 1967년에 노벨상을 받은 것도 바로 이 때문이었습니다.

태양의 화학적 구성은 대부분의 다른 별의 화학적 구성과 거의 같습니다. 대략 75%는 수소, 25%는 헬륨, 1% 미만은 기타 모든 화학 원소(주로 탄소, 산소, 질소 등)입니다. 우주가 탄생한 직후에는 "무거운" 원소가 전혀 존재하지 않았습니다. 그들 모두, 즉 헬륨보다 무거운 원소, 심지어 많은 알파 입자도 열핵융합 과정에서 별의 수소가 "연소"되는 동안 형성되었습니다. 태양과 같은 별의 특징적인 수명은 100억 년입니다.

주요 에너지원은 양성자-양성자 순환입니다. 이는 약한 상호작용으로 인해 매우 느린 반응(특징 시간 7.9 * 109년)입니다. 그 본질은 헬륨 핵이 4개의 양성자로 형성된다는 것입니다. 이 경우 한 쌍의 양전자와 한 쌍의 중성미자가 방출되며, 26.7MeV의 에너지도 방출됩니다. 태양이 초당 방출하는 중성미자의 수는 태양의 광도에 의해서만 결정됩니다. 26.7MeV가 방출되면 2개의 중성미자가 생성되므로 중성미자 방출 속도는 1.8*1038 중성미자/s입니다.

이 이론의 직접적인 테스트는 태양 중성미자의 관찰입니다. 고에너지(붕소) 중성미자는 염소-아르곤 실험(데이비스 실험)에서 검출되며, 태양 표준모델의 이론치에 비해 중성미자가 부족한 모습을 일관되게 보여준다. pp 반응에서 직접 발생하는 저에너지 중성미자는 갈륨-게르마늄 실험(GALLEX(Gran Sasso)(이탈리아 - 독일) 및 SAGE(Baksan(러시아 - 미국)))에서 기록됩니다. 그들은 또한 "실종"되었습니다.

일부 가정에 따르면 중성미자의 정지 질량이 0이 아닌 경우 다양한 유형의 중성미자의 진동(변환)이 가능합니다(Mikheev – Smirnov – Wolfenstein 효과)(중성미자에는 전자, 뮤온 및 타우온 중성미자의 세 가지 유형이 있습니다) . 왜냐하면 다른 중성미자는 전자보다 물질과 상호 작용하는 단면적이 훨씬 작기 때문에 전체 천문학 데이터를 기반으로 구축된 태양의 표준 모델을 변경하지 않고도 관찰된 결함을 설명할 수 있습니다.

매초 태양은 약 6억 톤의 수소를 처리합니다. 핵연료 매장량은 향후 50억년 동안 지속될 것이며, 그 이후에는 점차 백색왜성으로 변할 것입니다.

태양의 중앙 부분이 수축하여 가열되고 외부 껍질로 전달된 열은 현대의 것과 비교하여 괴물 같은 크기로 팽창하게 됩니다. 태양은 너무 많이 팽창하여 수은, 금성을 흡수하고 소비할 것입니다. 연료”는 현재보다 100배 더 빠릅니다. 이것은 태양의 크기를 증가시킬 것입니다. 우리 별은 지구에서 태양까지의 거리와 비슷한 크기의 적색 거성이 될 것입니다! 지구상의 생명체는 사라지거나 외부 행성에서 피난처를 찾을 것입니다.

물론 새로운 단계로의 전환에는 약 1억~2억년이 걸리기 때문에 우리는 그러한 사건을 미리 알고 있을 것입니다. 태양 중앙 부분의 온도가 100,000,000K에 도달하면 헬륨도 타기 시작하여 무거운 원소로 변하고 태양은 복잡한 압축 및 팽창주기 단계에 들어갑니다. 마지막 단계에서 우리 별은 외부 껍질을 잃게 되며 중심 핵은 지구와 마찬가지로 엄청나게 높은 밀도와 크기를 갖게 됩니다. 몇십억 년이 더 지나면 태양은 식어 백색 왜성이 될 것입니다.