주계열성의 에너지원 : 핵융합 반응에 의한 에너지
중력 수축에 의한 에너지만으로는 주계열성인 태양이 방출하는 엄청난 에너지를 설명할 수 없다. 그러면 별들이 빛을 내기 위해 사용하는 에너지는 어디에서 오는 것일까? 이러한 의문은 20세기 초 아인슈타인이 상대성 이론을 통해 질량과 에너지는 서로 전환된다는 질량-에너지 등가 원리를 발표함으로써 해결되었다.
질량-에너지 등가 원리에 따르면, 태양의 주요 구성 성분인 수소 원자 4개는 핵융합을 통해 헬륨 원자 1개로 바뀌는데, 이때 생성된 헬륨 원자 1개의 질량은 원래의 수소 원자 4개의 질량보다 약간 작으며, 이렇게 줄어든 질량 차이만큼 에너지로 전환된다.
핵융합 반응 후 줄어든 질량을 Δm이라고 하면 빛의 속도를 c라고 했을 때, 핵융합을 통해 만들어지는 에너지양 E는 다음과 같다.
* E = Δmc2
태양에서 현재 방출되는 에너지양을 앞의 식으로 계산하면, 태양이 수소 핵융합 반응을 통해 생산 가능한 에너지의 총량은 모두 100억 년 동안 쓸 수 있는 양이다. 따라서 태양의 현재 나이가 50억 년 정도이므로 앞으로도 50억 년 동안은 태양이 현재처럼 빛을 낼 수 있을 것이다.
* 태양의 수명
반응에 참여한 수소 질량에 대한 질량 결손 비율(%) =
현재 태양의 질량(2 × 1030kg) 중 수소 핵융합에 참여하고 있는 핵의 질량은 전체 질량의 10%, 광속을 3 × 108m/s라고 가정하고, 태양이 수소 핵융합으로 방출할 수 있는 총에너지를 계산하면
E = Δmc2 = 2 × 1030 × 0.1 × 0.007 × (3 × 108)2 = 1.26 × 1044J
태양의 내부에서 이러한 수소 핵융합 반응이 일어나기 위해서는 원자핵끼리의 반발력을 이길 수 있을 만큼 충분한 운동 에너지가 필요하므로 태양의 내부 온도가 1000만 K 이상이어야 한다. 따라서 중력 수축으로 원시별의 중심부 온도가 1000만 K 이상으로 높아져야만 수소 핵융합이 일어나기 시작하며, 원시별은 비로소 주계열성으로 빛을 내게 된다.
주계열성에서 일어나는 수소 핵융합 반응에는 수소 원자핵 4개가 융합하여 1개의 헬륨 원자핵을 만드는 양성자-양성자 연쇄 반응(p-p 반응)과, 탄소 원자를 포함한 별에서 수소 원자핵 4개의 핵융합 과정에 탄소가 촉매 작용을 하여 헬륨 원자핵을 만드는 탄소 순환 반응(CNO 순환 반응)이 있다. 별의 질량이 태양과 비슷하거나 태양보다 작은 별은 양성자-양성자 연쇄 반응이, 태양보다 질량이 커서 중심부 온도가 1500만K보다 높은 별에서는 탄소 순환 반응이 우세하게 나타난다.
* 핵반응의 온도 : 수소끼리 핵융합 반응이 일어나기 위해서는 두 핵 사이의 전기적 반발력을 견디고 핵력이 작용할 수 있는 가까운 거리까지 접근해야 하는데, 보통 온도가 1000만 K 이상에서나 가능하다.
또한, 질량이 큰 원자들은 핵 사이에 작용하는 반발력이 더 크기 때문에 핵융합이 일어나기 위해서는 온도가 더 높아야 한다.
관련문제
- 1. 주계열성의 에너지원이다.
- 2. 질량 결손의 양에 비례하여 에너지가 발생한다.
- 3. 수소 원자핵 4개가 결합하여 1개의 헬륨 원자핵을 생성하는 과정이다.
- 4. 별의 중심핵 온도가 1000 K 이상이 되면 수소 핵융합 반응이 일어난다.
- 5. 질량이 큰 별들은 양성자·양성자 반응보다 CNO 순환 반응이 더 우세하다.
- 정답
- 4
- 해설
- 수소 원자핵 4개가 헬륨 원자핵 1개를 만들 때 질량 결손이 생기는데, 이때 감소한 (질량 결손)_(광속의 제곱)에 비례하여 에너지가 생성된다. 이러한 수소 핵융합은 별의 중심부 온도가 1000만 K 이상이 되어야 일어난다. 질량이 큰 별들은 양성자·양성자 연쇄 반응보다 CNO 순환 반응이 더 우세하다.
- 정답
- 5
- 해설
- 핵자당 결합 에너지가 가장 큰 것은 철로, 별의 중심에서 핵융합으로 만들어질 수 있는 원자는 철까지이다. 철보다 원자량이 큰 원소는 핵융합 반응이 흡열 반응이므로 자연적으로 일어날 수 없다. 따라서 별의 중심에서 핵융합으로 만들어질 수 있는 원자는 철과, 철보다 원자량이 작은 원자들이다.