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- 태양
- 원자 : 핵융합, 핵분열
- 별의 연금술
- 태양은 매일 수조개의 핵폭탄을 ...

우주를 구성하는 수소 원자의 수를 10,000이라고 한다면 헬륨은 약 1,000개, 산소는 6개, 탄소는 1개 정도 존재하며, 다른 모든 원소를 합한 것은 1개 이하이다

인간의 몸을 구성하는 원자를 200개라고 하면 그 중 126개는 수소이고, 51개는 산소이며, 19개는 탄소, 3개는 질소이고, 나머지 다른 원소들은 모두 합쳐야 하나 정도다. 이 중 생명체를 만드는데 핵심적인 역할을 하는 원소는 탄소다. 탄소는 다른 원소와 다양하게 결합해서 단백질과 DNA를 만들어내고 이는 우리 몸의 필수적인 구성 성분이다.
원자는 변하지 않는다. 형태를 바꿔가며, 상태를 바꿔가며 이런저런 화합물 속에 들어갔다가 나올 뿐이다. 누군가의 몸속에 있었던 원자는 인간이 나고 자라고 죽고 문명이 성하고 쇠하고 꽃이 피고 지고 숲이 우거지고 새가 울다가 날아가 버리는 동안 언제나 같은 원자인 채로 남아서 세상을 떠돈다. 원자는 불멸의 존재다.
불멸의 원자라는 개념은 놀라울 만큼 일찍 인간의 문명 속에 나타났다. 약 2,400년 전 이오니아의 식민지였던 그리스 북동부의 허름한 바닷가 마을인 아브데라 출신의 데모크리토스는 우리 눈앞에 펼쳐진 세상은 근본적인 물질인 원자가 결합해서 만들어진 것이라는 세계관을 펼쳤다. 데모크리토스의 원자는 더 이상 나누어지지 않으며 사라지지도 않는 불멸의 존재이며, 이 세상은 빈 공간과 원자로 이루어졌다. 경험적인 지식과 논리적인 논증이 뚜렷이 구분되지도 않던 시대의 사변적인 추측은 2,000년이 흐른 뒤 전혀 다른 방식으로 발전한 과학에 의해서 놀랍게도 진실에 가깝다는 것이 드러났다. 18세기에 크게 발달한 화학의 지식을 통해서, 영국 맨체스터에서 살던 돌턴은 모든 화합물을 단순한 몇 개의 원소로 구성한다는 현대의 원자론을 발전시켰다. 지금 우리가 원자라고 부르는 것은 돌턴의 원자다. 이 세상의 모든 물질은 유한한 숫자의 원자가 여러 가지 방법으로 결합한 결과이며, 원자는 새로 만들어지지도, 소멸하지도 않는다.
적어도 자연 상태에서 돌턴의 원자는 물질의 기본이다. 몇몇 특별한 방사성 원소를 제외하면 원자는 저절로 다른 것으로 바뀌거나 사라지지 않는다. 실험실의 특수한 환경이 아니면 지구상에서 원자는 변하지도, 소멸하지도 않고 세상을 떠돈다. 세상에서는 별의 별 일이 다 일어나도, 폭풍이 불고 화산이 폭발해서 상전이 벽해가 되어도 원자는 그저 같은 원자일 뿐이다. 우주 공간에서도 마찬가지다. 어떤 원자가 우주 공간에 뿌려져도, 수십, 수백만 광년을 날아서 다른 항성계, 다른 은하에 가더라도 원자는 변하지 않는다. 원자는 사실상 불멸의 존재다.
20세기에 들어서 인간은 우주가 높은 에너지 상태의 한 점에서 시작해서 팽창하고 있다는 것을 알게 되었다. 이것이 빅뱅 우주론이다. 빅뱅 우주론에서는 빅뱅에 의해 우주가 탄생했고 물질과 시공간이 정의된다. 그러니까 원자가 태초부터 있었다는 말은 곧 빅뱅에 의해서 원자가 만들어졌다는 말이다. 핵물리학과 우주론으로 연구한 결과에 의하면 빅뱅의 약 1초 후 양성자와 중성자가 분리되었고 3분이 지날 무렵 최초의 수소와 헬륨이 만들어졌다. 그리고 약 20분이 지났을 무렵 우주는 충분히 식어서 핵반응이 끝났다. 그동안 지금 우주에 존재하는 대부분의 수소와 헬륨, 중수소, 리튬과 베릴륨 원자가 만들어졌다. 이 중 특히 헬륨의 양이 우주의 물질의 약 4분의 1에 달한다는 것은 빅뱅의 중요한 증거다. 빅뱅 외의 다른 방법으로는 이만큼의 헬륨을 만들어낼 수가 없기 때문이다. 그러나 붕소보다 무거운 원자는 빅뱅에서는 만들어질 수 없었다. 그러면 나머지 원자는 어떻게 생겨났을까?
지구에 가장 많은 원자는 지구 핵의 대부분을 차지하는 철이고 그다음은 산소, 그리고 규소다. 그러나 우주 전체에 가장 많은 원자는 수소다. 수소는 우주 전체에 있는 원자의 약 90퍼센트에 달한다. 그리고 나머지 10퍼센트는 거의 헬륨이다. 세 번째로 많은 원자인 산소도 0.06퍼센트에 불과하다. 태양을 비롯해서 우리가 보는 별은 대부분이 수소와 헬륨으로 되어 있다. 수소는 별들이 타오르는 연료다. 중력에 의해서 성간 물질이 뭉쳐져서 별을 만들고, 내부의 온도가 점점 올라가서 약 1000만 도에 이르면 별이 점화된다. 즉 수소가 타서 헬륨이 만들어지기 시작한다.. 밤하늘의 많은 별들 속에서는 지금도 계속 수소가 헬륨이 되는 핵융합이 일어나고 있고, 헬륨은 다시 탄소와 산소를 만든다. 더 무거운 별들 속에서는 네온과 마그네슘, 규소 등 점점 더 무거운 원자가 생겨나서 마침내 철과 니켈까지 만들어진다. 그보다 더 무거운 원자들은 중성자를 천천히 흡수해서 만들어지거나, 초신성이 폭발할 때와 같은 극단적인 환경에서 중성자나 양성자를 급격히 흡수하는 등의 과정을 통해서 만들어진다. 초신성은 은하 하나보다도 더 밝아서, 밝기가 태양의 무려 100억 배에 달한다. 태양보다 10배 이상 무거운 별은 중심부에서 핵융합을 마치면 중력에 의해서 급격하게 수축하고, 그렇게 되면 다시 온도가 급격하게 올라가서 짧은 시간동안 엄청난 핵반응을 통해서 많은 무거운 원자들을 만들고는 폭발한다. 이것이 초신성이다. 초신성은 워낙 밤하늘에서 눈에 띄는 존재라서 오래 전부터 동서양을 막론하고 초신성을 보았다는 관측 기록이 많이 남아있다. 그런 초신성이야말로 별 속에서 만들어진 원자를 우주에 퍼뜨리는 주역이다. 초신성이 폭발하면서 초신성에서 만들어진 물질은 완전히 우주 공간에 흩뿌려진다. 그 결과 은하와 은하 사이의 희박한 구름 같은 성간물질 속에도 무거운 원자들이 섞여든다. 또한 초신성의 충격파는 성간물질을 휘저어서 불균일하게 만든다. 그러면 초신성의 흔적인 풍부한 원자를 지닌 성간물질은 뭉쳐져서 새로운 별로 탄생한다. 그래서 새로 태어난 젊은 별들은 오래 된 별들보다 무거운 원소를 더 많이 가지고 있다. 오래된 별들을 관찰해보면 무거운 원소의 비율이 훨씬 적다. 예를 들면 은하가 막 탄생하던 100억 년 전에 생긴 별들에는 철이 태양의 천분의 1밖에 없다.
빅뱅에서 만들어진 수소와 헬륨과 그 밖의 원소로부터, 오래 전 우주가 아직 어릴 때 우리가 모르는 방법으로 첫 번째 별이 태어났다. 어린 우주에서 태어났던 별들은 무거운 원자를 거의 지니지 않았다. 별들은 스스로 핵반응을 통해 무거운 원자들을 만들고 죽어가면서 그것을 우주 공간에 뿌렸다. 아직 우리 은하가 태어나기도 전이었다. 그렇게 만들어진 원자는 이제 불멸의 존재로 드넓은 우주 공간 어디엔가 존재한다. 우주 공간에 흩어진 먼지나 여러 성간물질들 속에 무거운 원소가 점점 더 많이 함유된다. 그러다가 어느 순간 성간물질이 뭉쳐져서 새로운 별을 만들고, 그 별은 다시 죽어가면서 원자를 만들어서 내놓는다. 다음 세대의 별이 탄생하면 그 별은, 혹은 거기에 딸려 있는 행성은 앞서 죽어간 별들에서 만들어진 바로 그 원자로 만들어진다.


나머지 원자는 별이 만들었다

- 수소는 빅뱅이 만들었다
- He는 태양도 만든다
- 나머지 원자는 별이 죽으면서 만들어진다

우주에는 100여 가지의 원소들이 존재한다. 빅뱅 시점에서 우주는 존재하는 모든 원소를 생성할 수 있을 정도로 밀도가 높았고 충분히 뜨거웠지만, 급속한 팽창과 함께 빠르게 식어가서 몇몇 가벼운 원소들을 합성하는 데 그치고 말았다. 나머지 원소들은 언제 어디서 만들어졌는가?

우주에 존재하는 무거운 원소는 빅뱅으로 생성된 가벼운 원소들의 핵융합으로 만들어질 수 있다. 하지만 이를 위해서는 우주가 다시 뜨거워져야 한다. 우주는 빠르게 팽창하면서 식어 가는데 어디서 이런 일이 가능할 것인가? 정상상태 우주론을 주창했던 프레드 호일(Fred Hoyle)은 우주에서 이런 일이 가능한 곳은 별의 내부라고 보았다. 삼중 알파 과정을 통해서 별 속에서 탄소가 합성된다는 것을 밝혀낸 호일은 파울러(William Fowler), 버비지 부부 등과 함께 별의 각 단계에서의 온도와 압력에 따라 일어나는 원자핵반응에 의해 우주에 존재하는 모든 종류의 원자핵이 합성될 수 있음을 밝혔다. 각 단계에서 진행되는 주요 핵반응은 다음 표와 같다.
 
호일의 연구에 의하면 탄소는 알파입자(4-헬륨 핵)와 반응하여 더 큰 질량을 갖는 원자핵을 차례로 형성한다. 탄소가 반응하려면 6억K의 고온과 1cm3당 0.2톤으로 압축하는 초고압이 필요하다. 이 정도의 조건은 태양 질량의 4배 이상인 별에서 가능하다. 별은 핵융합으로 방출된 열에 의한 팽창으로, 자신의 질량 때문에 수축하려는 중력을 상쇄하여 모습을 유지한다. 핵합성이 언제 멈추느냐는 별의 질량에 따라 결정된다. 태양 질량의 8배 이상인 별에서는 연소가 계속 진행되어, 네온∙산소∙규소의 연소가 차례로 일어날 수 있다.

각 단계의 반응에서 연료를 모두 소진하면 별의 핵은 다시 수축하기 시작한다. 다음 핵반응이 시작될 수 있을 정도로 뜨거워질 때까지 수축이 계속된다. 원소가 무거워질수록 핵융합이 일어나려면 더 높은 온도가 필요하다. 그리고 온도가 높을수록 핵반응은 더 빨리 진행되므로 지속시간이 짧아진다. 수소가 모두 핵반응으로 소진되는데 1,000만 년이 걸리는 별은 헬륨이 연소하는 데는 100만 년이 걸리고, 탄소는 600년, 규소는 불과 하루도 걸리지 않는다.


항성에서 일어나는 핵융합은 철이 생성될 때까지 계속된다

무거운 별일수록 더 많은 원소를 생성하기는 하지만 항성 핵융합으로 우주의 모든 원소가 만들어지지는 않는다. 항성 핵융합에서 생성할 수 있는 최대 질량의 원소는 원자량이 56정도인 철(Fe)이다. 이렇게 철을 융합한 항성은 수소∙헬륨∙탄소+산소∙네온+산소∙규소, … 등으로 이루어진 양파껍질모양의 층 구조를 가지며 가장 중심에는 철의 핵이 있다. 위 그림은 이 항성의 내부 구조를 그린 것이다.

 
원자핵을 변환시키는 방법에는 두 가지 방법이 있다. 핵융합과 핵분열이 그것인데 이들은 서로 상반되는 과정이다. 핵융합은 수소나 헬륨과 같이 가벼운 원자핵들이 융합하여 보다 안정된 원자핵으로 변환하는 것이고, 핵분열은 우라늄(U)이나 라듐(Ra)과 같이 무거운 원자핵들이 분열하여 보다 안정된 원자핵으로 변환하는 것이다.

그리고 이 두 가지 열 핵반응의 종착점은 모두 철이다. 철은 열 핵반응의 종착점이 되는가? 열 핵반응은 모두 안정된 원자핵을 만드는 방향으로 진행된다. 안정된 원자핵은 결합에너지가 큰 원자핵이다. 핵자 사이에는 강한 핵력이 작용하기 때문에 어느 시점까지는 작은 원자핵이 큰 원자핵으로 변환되는 것이 더 효과적이다. 그러나 핵자당 결합에너지, 철 원자핵 이상이 되면 양성자들 사이의 전기적인 반발력이 커지기 때문에 결합에너지는 오히려 작아진다. 따라서 철보다 무거운 원자핵이 있다 해도 열 핵반응으로 붕괴하여 다시 철로 되돌아간다.

철 보다 무거운 원소는 어떻게 생성되었을까?

그러면 철보다 무거운 원소는 어떻게 만들어지는가? 이러한 핵을 만들려면 에너지를 투입하여 그 일부를 질량으로 전환해야 한다. 이들은 중성자 포획 과정으로 만들어진다. 중성자는 원자핵에서 질량만 차지하는 것으로 생각하기 쉽지만, 사실 중성자는 원자핵 융합에서 매우 중요한 역할을 하고 있다. 중성자는 전하를 띠지 않아 다른 입자들을 밀어내지 않기 때문에 쉽게 원자핵으로 들어가 다른 입자들과 결합할 수 있다. 그러나 중성자가 단순히 원자핵에 더해진다고 해서 새로운 원소가 만들어지는 것은 아니다. 이것은 단지 질량수만 다른 동위원소일 뿐이다. 하지만 어떤 원자핵들은 중성자를 받아들이면 불안정해진다. 그래서 중성자가 자발적으로 전자를 방출하고 양성자로 변환되어 새로운 원소가 만들어지게 된다.

중성자 포획 과정은 원자핵 주변의 중성자 밀도와 온도에 따라 느린 중성자 포획과정인 S(slow)-과정과 빠른 중성자 포획과정인 R(rapid)-과정이 있다. 이들은 항성 핵융합으로 만들어지지 않는 무거운 원소들을 절반 정도씩 만들어낸다. S-과정은 낮은 중성자 밀도와 낮은 온도를 지닌 방사성 물질의 중성자 포획 과정이고 R-과정은 반대로 높은 중성자 밀도와 높은 온도에서 일어나는 중성자 포획과정이다.


적색거성의 핵합성 : S-과정

질량이 큰 별은 수소의 핵융합 반응이 모두 끝나고 헬륨 핵융합 반응이 일어날 때 핵의 외곽부가 가열되어 팽창하면서 적색거성단계로 돌입한다. S-과정은 이와 같은 적색거성 내에서 일어나는 것으로 생각된다. S-과정은 항성 내에서 중성자를 흡수하는 과정에서 발생한다. 중성자를 흡수한 원자핵은 질량수가 하나 늘어난 불안정핵이 된다. 이어서 베타붕괴를 일으켜 원자번호가 증가한 새로운 원소의 핵이 만들어진다. 베타붕괴는 핵 내의 중성자가 전자를 방출하는 것으로 중성자가 양성자로 바뀌어 양성자가 하나 늘어나므로 원자번호가 증가한다.

잠시 후 같은 과정이 반복되어 다시 원자번호가 하나 증가한 더 무거운 원소가 만들어진다. 이와 같은 과정이 계속 반복되면서 주기율표상의 무거운 원소들이 차례로 만들어질 수 있다. 하지만 항성 안에 존재하는 중성자는 대단히 적기 때문에 이 반응을 통해서 원소가 만들어지는 데는 오랜 시간이 걸린다. 이러한 이유에서 이 과정을 ‘느린(slow) 과정’이라 부르는 것이다.

S-과정을 통해서 모든 원소가 만들어지지는 못한다. 그 이유는 원자핵 중에는 이른바 마법수라 부르는 매우 안정된 원자핵들이 존재하기 때문이다. 이 원자핵들은 중성자 흡수반응을 일으키는 충돌 단면적(Cross Section)이 작아서 S-과정이 일어날 확률이 아주 낮다. 이 때문에 이 원자핵이 형성되면 S-과정이 거의 중단되게 된다. 이런 이유 때문에 우주에는 마법수를 가진 원자핵들의 존재량이 많아진다. 그리고 납보다 무거운 원소들, 다시 말해 비스무트(81Bi)에서부터 우라늄(92U)까지의 원소들은 S-과정으로 만들어지지 못한다고 본다. S-과정이 일어나기 위해서는 안정핵이 필요한데 이들 원자핵은 모두 자연 방사성 원소로, 불안정하기 때문이다.


초신성에서 발생하는 핵합성 : R-과정

별의 중심부가 거의 모두 철로 전환되면 더는 열이 방출되지 않으므로 별은 중력 때문에 빠르게 수축하기 시작한다. 그리고 이 압력으로 전자와 원자핵이 압축되어 양성자가 전자를 흡수하여 중성자를 만들기 시작한다. 이와 같은 별의 수축은 별의 중심부를 초고밀도로 만든다. 그리고 별의 중심핵 바깥에 있던 물질이 중심으로 떨어져 내려 충돌하고, 중성자들로 바뀐 중심핵은 중성자들끼리의 반발력으로 물질을 바깥으로 되 튕겨내어 대폭발을 일으킨다. 이때 중심에서 대량으로 생성된 중성미자가 빛의 속도로 쏟아져 나오면서 폭발은 더욱 강력해진다. 별의 외곽 층은 빛의 속도의 1/10에 이르는 엄청난 속력으로 우주공간으로 날아간다. 이것이 초신성 폭발이다.
초신성은 폭발 시 발생하는 엄청난 양의 에너지 때문에 1,000억K에 이르는 초고온 상태에 이른다. 초신성은 100억 개의 별이 내는 에너지보다 더 많은 에너지를 방출한다. 초신성은 가장 극한 환경을 만들어내고 이때 일반적으로 일어날 수 없는 핵반응이 일어난다는 것이 호일의 연구로 밝혀졌다.

초신성에서는 R-과정에 의한 핵합성이 일어나는 것으로 생각된다. R-과정은 높은 온도에서 높은 밀도의 중성자 흐름이 있을 때 발생한다. 초신성이 되는 별의 중심 부근에서 많은 양의 중성자가 만들어지기 때문에 다량의 중성자들이 동시에 방출되고 베타붕괴를 통해 빠르게 중성자 흡수가 일어난다. 결과적으로 중성자 다수를 가진 불안정한 원자핵들이 만들어진다. 생성된 원자핵은 중성자 다수를 가지면서도 안정된 원자핵으로 매우 빠르게 붕괴하여 많은 원소가 생성된다. 초신성 온도는 매우 높아서 큰 에너지를 갖는 중성자가 많이 만들어지므로 우라늄과 같이 질량이 큰 원소들을 생성하기에 이상적인 조건을 가지고 있다.

하지만 아직 문제가 남아있다. R-과정이 발생하는 온도와 중성자의 양, 에너지 등이 밝혀졌지만, 초신성 폭발에서 이러한 상황이 어떻게 만들어지는가에 대해서는 아직 잘 모르고 있기 때문이다. R-과정이 일어나지 않으면 원소의 존재비와 우라늄의 존재를 설명할 수 없다. 이 때문에 어떤 연구자들은 초신성 폭발뿐 아니라 중성자별끼리의 충돌로 R-과정이 일어난다고 주장하기도 한다.