달 표토의 헬륨-3 함유량과 달의 나이
: 젊은 달의 반대 증거라는 주장에 대한 반론.
(Helium-3 capture in lunar regolith and the age of the moon)
헬륨(Helium, He)은 1세기 이상 태양물리학(solar physics) 연구에 중요한 위치를 차지해 왔으며, 또한 지구 내부에서의 붕괴속도를 알아보고자 하는 창조과학자들에게도 관심의 대상이다. 헬륨은 우주에 가장 흔한 원소들 중 하나며, 토륨(thorium)과 우라늄(uranium)의 방사성 붕괴 시에 생겨나는 알파 입자로서 지각에도 풍부히 존재한다. 줄스 얀센(Jules Janssen)과 노르만 로키어(Norman Lockyer)가 처음으로 그러나 서로 독립적으로, 1868년 8월 18일 일식이 진행되는 동안에 헬륨을 검출했다(그림 1). 두 사람 다 새로운 스펙트럼 선을 발견했으며, 로키어는 그리스의 태양신 ‘헬리오스(Helios)’를 따라 새롭게 발견한 원소의 이름을 지었다. 최근에 RATE 프로젝트에 의해서 지각에는 (지르콘 결정 내에서 방사성 동위원소 붕괴에 의해 생성된) 헬륨 핵(중성자 둘과 양성자 둘로 구성된 알파 입자)이 아직도 많다는 것이 밝혀졌다. 헬륨 핵이 많다는 사실로부터, RATE 팀의 일원인 러셀 험프리(Russell Humphreys)는 노아홍수 기간 동안에 핵붕괴 속도가 가속되었던 시기가 있었을 것이라고 제안했다.[1]
그림 1. (상) 1968년 8월 18일 캡틴 불록(Bullock)이 셀레베스 해(Celebes Sea)에서 찍은 춤추는 듯한 태양풍을 보여주는 일식 사진. (중) 코로나와 태양풍을 확실하게 보여주는 1999년 8월 11일 프랑스에서 찍은 일식 사진. (하) 2010년 10월 22일 미국 앨라배마주 매디슨에서 찍은 보름달. (Photo: Luc Viatour).
.
헬륨-3과 달의 표토
헬륨의 방사성 동위원소인 헬륨-3(He-3)는 헬륨-4(He-4)와는 다른 방법으로 생성된다. 수십억 년 동안 달에는 태양풍이 비오듯 쏟아져 내렸기 때문에, 달에는 He-3이 많이 있을 것이라고 주장되고 있다. 그리고 창조론자들이 주장하듯이 달의 나이가 젊다면, 달에는 너무 많은 He-3이 존재한다는 것이다.[2] 헬륨의 방사성 동위원소인 He-3는 양성자 하나와 중성자 두 개로 이루어진 (수소의 무거운 동위원소인) 삼중수소(tritium)의 방사성 붕괴에 의해서 생성된다. 베타 붕괴에 의해 삼중수소의 핵에 있는 중성자 하나가 전자를 방출하고 양성자로 변하여, 양성자 두 개와 중성자가 하나인 새로운 원자핵이 된다. 즉, 수소의 동위원소가 헬륨의 동위원소로 변환되는 것이다.
(
)이러한 방사성 붕괴의 반감기는 12.3년이다. 또한 He-3은 태양과 (양성자·중수소·알파 입자들 사이의 상호작용과 관련된) 태양의 코로나에서 일어나는 복잡한 핵 작용에 의해서 생성되는데, 강력한 태양 플레어가 발생할 때 플레어로부터 방사된다.[3] 지구 깊은 곳에서는 리튬-6의 방사성 붕괴에 의해 He-3이 생성된다.
RATE 팀은 핵붕괴 속도가 가속됐던 기간, 즉 창조주간 초기나 노아홍수 기간에 태양의 활동은 훨씬 더 왕성했을 것이라고 제안했다.
He-3은 비교적 드문 헬륨의 동위원소이지만, 달의 표토(表土, regolith)라 불리는 얇은 층의 달 표면의 흙에는 지구와 비교해서 He-3이 상당히 많이 존재한다는 것은 사실이다. 지구 내부의 천연가스정(gas well)에서 발견되는 He-3은 He-4의 만분의 일(1:10,000) 정도이다. (He-4가 풍부하다는 것이 낮은 비율의 원인이 될 수도 있다). 그러나 달의 표토에서는 28ppm의 He-4가, 태양 빛이 약한 극 지역에는 44ppb의 He-3이 존재하는 것으로(15.7:10,000) 추정되고 있다.[4] 그러나 태양빛에 강하게 노출된 지역에서는, 가스제거(degassing) 효과로 인해서 He-3의 농도가 1.4ppb 정도로 낮았다. (우주선 아폴로와 루나 미션이 다른 장소들에서 측정한 He-3의 평균 농도는 6.2ppb 였다). 태양빛이 직접 비치지 않는 달의 극 지역에는 He-3의 농도가 50ppb나 되는 곳도 있다는 연구결과도 있다.[5] 이것은 대략 (He-3과 He-4의 비율이) 1:20,000에서 1:560의 다양한 비율이다.
태양풍에 존재하는 He-3과 삼중수소
달의 표토에 존재하는 대부분의 He-3은 (양성자, 전자, 알파 입자, 이온들의 빠른 흐름인) 태양풍(solar wind)으로부터 유래한 것으로 생각된다. 달에는 자기장(磁氣場)과 대기(大氣)가 존재하지 않기 때문에 태양풍을 구성하는 입자들의 일부는 달 표면에 흡수된다. 지구에는 자기장과 대기 둘 다 존재하기 때문에 하전입자(荷電粒子)들이 자기권에 의해 편향되거나, 반알렌대(Van Allen belts)에 포획되어 우주공간으로 다시 돌아간다. 그러므로 태양풍에서 유래한 He-3이 달 표면을 때리는 것처럼, 지구 표면을 때리지는 않는다. 과거에 달에 약한 쌍극 자기장(dipolar magnetic field)이 존재했었다면, 하전입자들이 (춥기 때문에 헬륨을 잡아두는데 도움이 되는) 극 지역으로 이동하여 He-3가 축적되는데 도움이 되었을 것이다. 또한 헬륨은 일메나이트(ilmenite, 티탄철광, FeTiO3)라 불리는 무기화합물에 더욱 강하게 고착되는데, 그 이유는 일메나이트의 원자구조 때문이다. 그렇지만 강한 태양빛에 노출되어 있는 달의 표토는 헬륨의 동위원소(He-3)를 제대로 붙들어 둘 수가 없다.[6] He-3은 핵융합의 잠재적 용도로 인하여 매우 가치있는 것으로 생각되고 있다. 그래서 달에서 He-3을 채굴하거나 우주여행의 연료로 사용하는 것도 경제적 타당성이 있을지도 모른다.
He-4와는 다른 방법으로 생성되는, 달 표토에 풍부하게 존재하는 헬륨의 동위원소인 He-3가 젊은 달을 주장하는 창조과학자들에게 주요한 장애물일 이유는 없다.
그러나 달이 젊다면, 달에 너무 많은 량의 헬륨이 존재한다는 주장에 대해서 뭐라고 말해야 할까? 필자는 다음과 같은 설명을 할 수 있을 것으로 생각한다. 첫째, 달에 있던 많은 양의 H-3, He-3, He-4가 우주 공간으로 날아갔을 가능성이 있으며, 따라서 표토에서 그것들의 농도는 안정된 상태로 있을 가능성이 있다. 그러나 이것은 달의 극 지역 농도로만 추정된 수치임을 기억할 필요가 있다. 둘째, 태양으로부터 도달한 입자의 양은 태양 활동(코로나 구멍으로부터의 코로나 질량 방출과 고속 태양풍, 그리고 가끔 일어나는 고에너지 양성자 스트림이나 이온 스트림과 같은)의 강도에 따라 변할 수 있다. 강한 S3급 10MeV 고에너지 양성자 폭풍은 배경 준위에 비해 양성자 흐름을 1만 배 정도로 증가시킬 수 있고, 일 년에 한번 정도의 빈도로 며칠 동안 지속될 수 있다.[7] 이러한 태양 폭풍이나 코로나 질량 방출은 태양풍의 작용을 강화시키며, 동위원소의 비율을 변경시킨다. RATE 팀은 태양 활동이 고속 핵붕괴 기간, 즉, 창조주간의 초기나 노아홍수 기간 동안에는 훨씬 더 왕성했을 것이라고 추정한다.[8]
H-3으로부터 He-3으로의 붕괴 속도는 비교적 짧아 12.3년 정도이므로, 6,000여 년의 기간이면 태양풍에 의해서 달에 도착한 모든 삼중수소들이 He-3으로 변했을 것이라고 가정할 수 있다. 또한 태양의 코로나가 He-3의 농도에 직접적이고 의미있는 기여를 했다고 가정할 수 있다. 이러한 가정으로부터 (위에서 개략적으로 언급한 것과 같은 추가적인 유입이나 손실을 무시하고) 배경 태양풍에만 근거한 기본적인 계산 몇 가지를 해 볼 수 있다.
태양풍의 영향과 달 표토 농도의 비교
ACE 위성에서 관찰한 바에 의하면, 태양풍의 속도는 보통 450km/s, 또는 45,000,000cm/s 이며, 태양풍의 밀도는 평균적으로 입방 cm 당 양성자가 여섯 개다.[9] 따라서 1초에 달 표면 1㎠에 도달하는 양성자의 수는 270,000,000 개다. 태양풍 내의 알파입자 농도와 양성자 농도 비를 관찰한 바에 의하면, 수소 원자핵 수에 대한 He-4 원자핵의 수는 1/12~1/30 또는 3.3~8%의 값을 갖는다.[10] (역자 주; 수소 원자핵은 양성자와, He-4 원자핵은 알파 입자와 같다). 앵글린과 동료들이 제안한 삼중수소-양성자의 비(tritium-proton ratio)는 여러 번의 태양 플레어에 대한 평균값이 2×10^-5이다.[11] 중수소 수소의 비(deuterium hydrogen ratio)는 1/61,000 이다.[12] 시간의 경과에 따라 대부분의 삼중수소가 He-3으로 변한다는 가정과 더불어, 지구 궤도 부근의 태양풍에 대한 실질적인 값은 아니지만, 다른 연구자들이 제안한 우주 공간에서의 수소에 대한 삼중수소의 비는 10^-11이다.[13] 그러나 카메론(Cameron)은 태양계를 통틀어 He-4에 대한 He-3의 비를 1.6×10^-4로 제안했다.[14] 하지만, 라마티와 코즐로브스키(Ramaty and Kozlovsky)는 특정한 고에너지 태양 플레어 상황에서는, He-4에 대한 He-3의 비가 10^-2까지 증가한다고 주장했다.[3] 또한 수소에 대한 삼중수소의 비는 태양 플레어에 의해서 증가할 수 있지만, 태양 플레어와 He-4에 대한 He-3의 비와는 직접적인 상관관계가 없다. 파울러와 콜게이트(Fowler and Colgate)는 흔치 않은 태양 플레어에서 He-3의 농도는 He-4의 농도보다 8배 더 높다고 보고한 바도 있다.[15] ISEE-3((International Sun-Earth Explorer-3) 우주선에서 관찰한 결과는 태양풍의 He-4에 대한 He-3의 비가 비교적 높은 4.8×10^-4이라고 제안했다.[16]
그러나 필자의 생각에는 양성자 평균 밀도에 대한 H-3의 기여를 2×10^-5, He-3의 기여를 1/12×1.6×10^-4로 가정하는 것이 적절하다고 생각한다. 그러므로 달 표면에 도달하는 삼중수소(5,400/㎠.s)와 더불어, He-3이 매 1초마다 3,600여개(경우에 따라서는 225,000여개)의 He-3 입자가 달 표면 1㎠에 도달하는 것으로 추정할 수 있다. 비교적 안정적인 태양 활동을 가정하면, 달 표면에 도달하는 H-3와 He-3의 합이 9,000/㎠.s이 된다.
표토 광물인 일메나이트(FeTiO3)의 분자량은 152이고, 밀도는 2g/cm이다. 그래서 일메나이트 1g에는 3.96×10^21개의 분자가(아보가드로의 수 6.02214×10^23으로부터), 1cm에는 7.92×10^21개의 분자가 존재한다. 위에 언급한 사실로부터, He-3 농도를 가스제거 효과가 가장 약한 극 지역 표토의 농도(측정하지 않은 그리고 추정치 중 가장 큰 값)인 44ppb로 취하여 사용하고, 6,000년은 1.9×10^11초에 해당하므로, 달 표면 1cm에 도달하는 He-3과 삼중수소 이온을 합한 것이 매초 9,000이라면, 6,000년 동안에 약 1.71×10^15개의 이온이 달 표면에 도달할 것이다. 이 값은 달 표토 1㎤에 존재하는 He-3 추정치의 약 5배이다. 이 계산은 (양성자 흐름과 He-3/He-4 비를 근본적으로 높여주는) 강한 태양 플레어와 양성자 폭풍의 영향을 무시한 것인데, 양성자 플레어와 양성자 폭풍은 측정되지 않은 역사적 사건들이다. 아직 측정한 적이 없는 달의 극 지역 추정치의 정확성에 대해 의문을 제기할 수 있겠지만, 험프리가 자료를 해석하여 추론한 것처럼[17], 달에 약한 쌍극 자기장이 존재한 적이 있었다면, 하전입자들이 달의 극 지역으로 이동하여 축적되었을 것이다.
요 약
He-4와는 다른 방법으로 생성되는, 달 표토에 풍부하게 존재하는 헬륨의 동위원소인 He-3가 젊은 달을 주장하는 창조과학자들에게 주요한 장애물일 이유가 없을 뿐만 아니라, 실제로 달에서의 He-3의 농도는 6,000년 동안에 태양으로부터 유입되었을 법한 양보다도 훨씬 낮다. (태양플레어와 같은 부수적 요인들을 무시하고도) 태양풍의 평균값들과 추정치들을 사용하고, 우주로의 소실에 대해 최소값을 사용해서도, 달 표토에 He-3가 쌓여 현재의 농도가 되는 데에는 6,000년이라는 시간은 충분한 시간이라는 것이 발견된다. 또한 태양플레어와 에너지가 큰 입자의 방출과 같은 부수적 요인들도 주요한 역할을 했을 가능성이 높으며, 또한 과거에 얼마나 자주 발생했는지는 알 수 없다.
Related Articles
Moon dust and the age of the solar system
Helium evidence for a young world continues to confound critics
Radiometric dating and old ages in disarray
References
1. Humphreys, D.R., Young helium diffusion age of zircons supports accelerated nuclear decay; in: Vardiman, L., Snelling, A.A. and Chaffin, E.F. (Eds), Radioisotopes and the Age of the Earth, Volume II, Institute for Creation Research, El Cajon, CA, and Creation Research Society, Chino Valley, AZ, p. 25–100, 2005.
2. Spudis, P., Mining the Moon, review of Return to the Moon: Exploration, Enterprise, and Energy in the Human Settlement of Space, by Harrison H. Schmitt, Praxis Publishing, American Scientist, pp. xvi, 335, 2006, www.americanscientist.org/bookshelf/pub/mining-the-moon.
3. Ramaty, R. and Kozlovsky, B., Deuterium, tritium and helium-3 production in solar flares, The Astronomical J. 193:729–740, 1 Nov. 1974. Also see Frietas, R.A. Jr., Observable characteristics of extraterrestrial technological civilizations, J. British Interplanetary Society 38:106–112, 1985.
4. Slyuta, E.N., Abdrakhimov, A.M. and Galimov, E.M., The estimation of helium-3 probable reserves in lunar regolith, 38th Lunar and Planetary Science Conference, p. 2175, 12–16 March 2007; www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2175.pdf.
5. Cocks, F.H., 3He in permanently shadowed lunar polar surfaces, Icarus 206(2):778–779, 2010.
6. Johnson, J.R., Swindle, T.D. and Lucy, P.G., Estimated solar wind implanted helium-3 distribution on the moon, Geophysical Research Letters 26(30):385, 1999; www.agu.org/pubs/crossref/1999/1998GL900305.shtml.
7. NOAA SWPC, Space Weather Scale, 1 March 2005, www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/index.html#SolarRadiationStorms.
8. Vardiman, L., Snelling, A.A., Chaffin, E.F. (Eds), Radioisotopes and the Age of the Earth, vol. 1, Institute for Creation Research, El Cajon, CA, and Creation Research Society, Chino Valley, AZ, p. 374, 2000.
9. The Columbia Encyclopedia suggests 3–6 cm-3; see the ‘solar wind’, The Columbia Encyclopedia, 6th edn, Encyclopedia.com. 14 October 2012, www.encyclopedia.com/doc/1E1-solarwin.html. Kevelson and Russell suggest an average of 6.6 cm-3 with mean speed 450 km/s. Kivelson, M.G. and Russell, C.T., Introduction to Space Physics, Cambridge Univ. Press, New York, 1995. In coronal mass ejections the solar wind speed may exceed 1000km/s, with density increasing to 40 cm-3.
10. See ref. 9 in The Columbia Encyclopedia, 6th edn. Also Maksimovic, M., Bougeret, J.L., Perche, C., Steinberg, J.T., Lazarus, A.J., Vifias, A.F. and Fitzenreiter, F.J., Solar wind density intercomparisons on the WIND spacecraft using WAVES and SWE experiments, Geophysical Research Letters 25(8):1265–1268, 15 April 1998; wind.gsfc.nasa.gov/docs/Maksimovich_TNR-SWE_GRL1998.pdf.
11. Anglin, J.D., Dietrich, W.F. and Simpson, J.A., Deuterium and tritium from solar flares at ~ 10 MeV per nucleon, Ap. J. Letters 186:L41, 1973.
12. Trauger, J.T., Roesler, F.L., Cartleton, N.P. and Traub, W.A., Reported at the meeting of the division of Planetary Sciences, American Astronomical Society, Tucson, AZ, 1973.
13. Fireman, E.L., DeFelice, J. and D’Amico, J., The abundances of 3H and 14C in the solar wind, Earth Planet Sci. Lett. 32:185–190, 1976.
14. Cameron, A.G.W., Abundances of the elements in the solar system, Space Science Reviews 15:121–146, 1970.
15. Colgate, A.S. Audouze, J. and Fowler, W.A., Helium (3) rich solar flares, 15th International Cosmic Ray Conference, Provdiv, Bulgaria, 13–26 August 1977,www.osti.gov/accomplishments/documents/fullText/ACC0136.pdf
16. Wittenberg, LJ, Cameron, E.N., Kulcinski G.l., Ott, S.H., Santarius, J.F., Sviatoslavsky, G.I., Sviatoslavsky, I.N. and Thompson, H., A review of Helium-3 resources and acquisition for use as fusion fuel, Fusion Technology, Special Issue on DHe3 Fusion 21(4):2230–2253, October 1991; fti.neep.wisc.edu/pdf/wcsar9107-1.pdf. Reporting on Ogilvie, K.W., Coplan, M.A., Bochsler, P. and Geiss, J., Abundance ratios of 4He++/³He++ in the solar wind,’ J. Geophysical Research 85(A11):6021, 1980.
17. Humphreys, D.R., The creation of planetary magnetic fields, Creation Research Society Quarterly 21(3), December 1984, www.creationresearch.org/crsq/articles/21/21_3/21_3.html.
번역 - 홍기범
링크 - http://creation.com/helium-age-moon
출처 - Journal of Creation 27(1):5–7, April 2013
구분 - 4
옛 주소 - http://www.kacr.or.kr/library/itemview.asp?no=5999
참고 : 5798|5990|5865|5779|5756|4774|5693|5248|5685|5565|4090|3824|3716|3430|3424|2692
달 표토의 헬륨-3 함유량과 달의 나이
: 젊은 달의 반대 증거라는 주장에 대한 반론.
(Helium-3 capture in lunar regolith and the age of the moon)
헬륨(Helium, He)은 1세기 이상 태양물리학(solar physics) 연구에 중요한 위치를 차지해 왔으며, 또한 지구 내부에서의 붕괴속도를 알아보고자 하는 창조과학자들에게도 관심의 대상이다. 헬륨은 우주에 가장 흔한 원소들 중 하나며, 토륨(thorium)과 우라늄(uranium)의 방사성 붕괴 시에 생겨나는 알파 입자로서 지각에도 풍부히 존재한다. 줄스 얀센(Jules Janssen)과 노르만 로키어(Norman Lockyer)가 처음으로 그러나 서로 독립적으로, 1868년 8월 18일 일식이 진행되는 동안에 헬륨을 검출했다(그림 1). 두 사람 다 새로운 스펙트럼 선을 발견했으며, 로키어는 그리스의 태양신 ‘헬리오스(Helios)’를 따라 새롭게 발견한 원소의 이름을 지었다. 최근에 RATE 프로젝트에 의해서 지각에는 (지르콘 결정 내에서 방사성 동위원소 붕괴에 의해 생성된) 헬륨 핵(중성자 둘과 양성자 둘로 구성된 알파 입자)이 아직도 많다는 것이 밝혀졌다. 헬륨 핵이 많다는 사실로부터, RATE 팀의 일원인 러셀 험프리(Russell Humphreys)는 노아홍수 기간 동안에 핵붕괴 속도가 가속되었던 시기가 있었을 것이라고 제안했다.[1]
그림 1. (상) 1968년 8월 18일 캡틴 불록(Bullock)이 셀레베스 해(Celebes Sea)에서 찍은 춤추는 듯한 태양풍을 보여주는 일식 사진. (중) 코로나와 태양풍을 확실하게 보여주는 1999년 8월 11일 프랑스에서 찍은 일식 사진. (하) 2010년 10월 22일 미국 앨라배마주 매디슨에서 찍은 보름달. (Photo: Luc Viatour).
.
헬륨-3과 달의 표토
헬륨의 방사성 동위원소인 헬륨-3(He-3)는 헬륨-4(He-4)와는 다른 방법으로 생성된다. 수십억 년 동안 달에는 태양풍이 비오듯 쏟아져 내렸기 때문에, 달에는 He-3이 많이 있을 것이라고 주장되고 있다. 그리고 창조론자들이 주장하듯이 달의 나이가 젊다면, 달에는 너무 많은 He-3이 존재한다는 것이다.[2] 헬륨의 방사성 동위원소인 He-3는 양성자 하나와 중성자 두 개로 이루어진 (수소의 무거운 동위원소인) 삼중수소(tritium)의 방사성 붕괴에 의해서 생성된다. 베타 붕괴에 의해 삼중수소의 핵에 있는 중성자 하나가 전자를 방출하고 양성자로 변하여, 양성자 두 개와 중성자가 하나인 새로운 원자핵이 된다. 즉, 수소의 동위원소가 헬륨의 동위원소로 변환되는 것이다.
(
)이러한 방사성 붕괴의 반감기는 12.3년이다. 또한 He-3은 태양과 (양성자·중수소·알파 입자들 사이의 상호작용과 관련된) 태양의 코로나에서 일어나는 복잡한 핵 작용에 의해서 생성되는데, 강력한 태양 플레어가 발생할 때 플레어로부터 방사된다.[3] 지구 깊은 곳에서는 리튬-6의 방사성 붕괴에 의해 He-3이 생성된다.
He-3은 비교적 드문 헬륨의 동위원소이지만, 달의 표토(表土, regolith)라 불리는 얇은 층의 달 표면의 흙에는 지구와 비교해서 He-3이 상당히 많이 존재한다는 것은 사실이다. 지구 내부의 천연가스정(gas well)에서 발견되는 He-3은 He-4의 만분의 일(1:10,000) 정도이다. (He-4가 풍부하다는 것이 낮은 비율의 원인이 될 수도 있다). 그러나 달의 표토에서는 28ppm의 He-4가, 태양 빛이 약한 극 지역에는 44ppb의 He-3이 존재하는 것으로(15.7:10,000) 추정되고 있다.[4] 그러나 태양빛에 강하게 노출된 지역에서는, 가스제거(degassing) 효과로 인해서 He-3의 농도가 1.4ppb 정도로 낮았다. (우주선 아폴로와 루나 미션이 다른 장소들에서 측정한 He-3의 평균 농도는 6.2ppb 였다). 태양빛이 직접 비치지 않는 달의 극 지역에는 He-3의 농도가 50ppb나 되는 곳도 있다는 연구결과도 있다.[5] 이것은 대략 (He-3과 He-4의 비율이) 1:20,000에서 1:560의 다양한 비율이다.
태양풍에 존재하는 He-3과 삼중수소
달의 표토에 존재하는 대부분의 He-3은 (양성자, 전자, 알파 입자, 이온들의 빠른 흐름인) 태양풍(solar wind)으로부터 유래한 것으로 생각된다. 달에는 자기장(磁氣場)과 대기(大氣)가 존재하지 않기 때문에 태양풍을 구성하는 입자들의 일부는 달 표면에 흡수된다. 지구에는 자기장과 대기 둘 다 존재하기 때문에 하전입자(荷電粒子)들이 자기권에 의해 편향되거나, 반알렌대(Van Allen belts)에 포획되어 우주공간으로 다시 돌아간다. 그러므로 태양풍에서 유래한 He-3이 달 표면을 때리는 것처럼, 지구 표면을 때리지는 않는다. 과거에 달에 약한 쌍극 자기장(dipolar magnetic field)이 존재했었다면, 하전입자들이 (춥기 때문에 헬륨을 잡아두는데 도움이 되는) 극 지역으로 이동하여 He-3가 축적되는데 도움이 되었을 것이다. 또한 헬륨은 일메나이트(ilmenite, 티탄철광, FeTiO3)라 불리는 무기화합물에 더욱 강하게 고착되는데, 그 이유는 일메나이트의 원자구조 때문이다. 그렇지만 강한 태양빛에 노출되어 있는 달의 표토는 헬륨의 동위원소(He-3)를 제대로 붙들어 둘 수가 없다.[6] He-3은 핵융합의 잠재적 용도로 인하여 매우 가치있는 것으로 생각되고 있다. 그래서 달에서 He-3을 채굴하거나 우주여행의 연료로 사용하는 것도 경제적 타당성이 있을지도 모른다.
그러나 달이 젊다면, 달에 너무 많은 량의 헬륨이 존재한다는 주장에 대해서 뭐라고 말해야 할까? 필자는 다음과 같은 설명을 할 수 있을 것으로 생각한다. 첫째, 달에 있던 많은 양의 H-3, He-3, He-4가 우주 공간으로 날아갔을 가능성이 있으며, 따라서 표토에서 그것들의 농도는 안정된 상태로 있을 가능성이 있다. 그러나 이것은 달의 극 지역 농도로만 추정된 수치임을 기억할 필요가 있다. 둘째, 태양으로부터 도달한 입자의 양은 태양 활동(코로나 구멍으로부터의 코로나 질량 방출과 고속 태양풍, 그리고 가끔 일어나는 고에너지 양성자 스트림이나 이온 스트림과 같은)의 강도에 따라 변할 수 있다. 강한 S3급 10MeV 고에너지 양성자 폭풍은 배경 준위에 비해 양성자 흐름을 1만 배 정도로 증가시킬 수 있고, 일 년에 한번 정도의 빈도로 며칠 동안 지속될 수 있다.[7] 이러한 태양 폭풍이나 코로나 질량 방출은 태양풍의 작용을 강화시키며, 동위원소의 비율을 변경시킨다. RATE 팀은 태양 활동이 고속 핵붕괴 기간, 즉, 창조주간의 초기나 노아홍수 기간 동안에는 훨씬 더 왕성했을 것이라고 추정한다.[8]
H-3으로부터 He-3으로의 붕괴 속도는 비교적 짧아 12.3년 정도이므로, 6,000여 년의 기간이면 태양풍에 의해서 달에 도착한 모든 삼중수소들이 He-3으로 변했을 것이라고 가정할 수 있다. 또한 태양의 코로나가 He-3의 농도에 직접적이고 의미있는 기여를 했다고 가정할 수 있다. 이러한 가정으로부터 (위에서 개략적으로 언급한 것과 같은 추가적인 유입이나 손실을 무시하고) 배경 태양풍에만 근거한 기본적인 계산 몇 가지를 해 볼 수 있다.
태양풍의 영향과 달 표토 농도의 비교
ACE 위성에서 관찰한 바에 의하면, 태양풍의 속도는 보통 450km/s, 또는 45,000,000cm/s 이며, 태양풍의 밀도는 평균적으로 입방 cm 당 양성자가 여섯 개다.[9] 따라서 1초에 달 표면 1㎠에 도달하는 양성자의 수는 270,000,000 개다. 태양풍 내의 알파입자 농도와 양성자 농도 비를 관찰한 바에 의하면, 수소 원자핵 수에 대한 He-4 원자핵의 수는 1/12~1/30 또는 3.3~8%의 값을 갖는다.[10] (역자 주; 수소 원자핵은 양성자와, He-4 원자핵은 알파 입자와 같다). 앵글린과 동료들이 제안한 삼중수소-양성자의 비(tritium-proton ratio)는 여러 번의 태양 플레어에 대한 평균값이 2×10^-5이다.[11] 중수소 수소의 비(deuterium hydrogen ratio)는 1/61,000 이다.[12] 시간의 경과에 따라 대부분의 삼중수소가 He-3으로 변한다는 가정과 더불어, 지구 궤도 부근의 태양풍에 대한 실질적인 값은 아니지만, 다른 연구자들이 제안한 우주 공간에서의 수소에 대한 삼중수소의 비는 10^-11이다.[13] 그러나 카메론(Cameron)은 태양계를 통틀어 He-4에 대한 He-3의 비를 1.6×10^-4로 제안했다.[14] 하지만, 라마티와 코즐로브스키(Ramaty and Kozlovsky)는 특정한 고에너지 태양 플레어 상황에서는, He-4에 대한 He-3의 비가 10^-2까지 증가한다고 주장했다.[3] 또한 수소에 대한 삼중수소의 비는 태양 플레어에 의해서 증가할 수 있지만, 태양 플레어와 He-4에 대한 He-3의 비와는 직접적인 상관관계가 없다. 파울러와 콜게이트(Fowler and Colgate)는 흔치 않은 태양 플레어에서 He-3의 농도는 He-4의 농도보다 8배 더 높다고 보고한 바도 있다.[15] ISEE-3((International Sun-Earth Explorer-3) 우주선에서 관찰한 결과는 태양풍의 He-4에 대한 He-3의 비가 비교적 높은 4.8×10^-4이라고 제안했다.[16]
그러나 필자의 생각에는 양성자 평균 밀도에 대한 H-3의 기여를 2×10^-5, He-3의 기여를 1/12×1.6×10^-4로 가정하는 것이 적절하다고 생각한다. 그러므로 달 표면에 도달하는 삼중수소(5,400/㎠.s)와 더불어, He-3이 매 1초마다 3,600여개(경우에 따라서는 225,000여개)의 He-3 입자가 달 표면 1㎠에 도달하는 것으로 추정할 수 있다. 비교적 안정적인 태양 활동을 가정하면, 달 표면에 도달하는 H-3와 He-3의 합이 9,000/㎠.s이 된다.
표토 광물인 일메나이트(FeTiO3)의 분자량은 152이고, 밀도는 2g/cm이다. 그래서 일메나이트 1g에는 3.96×10^21개의 분자가(아보가드로의 수 6.02214×10^23으로부터), 1cm에는 7.92×10^21개의 분자가 존재한다. 위에 언급한 사실로부터, He-3 농도를 가스제거 효과가 가장 약한 극 지역 표토의 농도(측정하지 않은 그리고 추정치 중 가장 큰 값)인 44ppb로 취하여 사용하고, 6,000년은 1.9×10^11초에 해당하므로, 달 표면 1cm에 도달하는 He-3과 삼중수소 이온을 합한 것이 매초 9,000이라면, 6,000년 동안에 약 1.71×10^15개의 이온이 달 표면에 도달할 것이다. 이 값은 달 표토 1㎤에 존재하는 He-3 추정치의 약 5배이다. 이 계산은 (양성자 흐름과 He-3/He-4 비를 근본적으로 높여주는) 강한 태양 플레어와 양성자 폭풍의 영향을 무시한 것인데, 양성자 플레어와 양성자 폭풍은 측정되지 않은 역사적 사건들이다. 아직 측정한 적이 없는 달의 극 지역 추정치의 정확성에 대해 의문을 제기할 수 있겠지만, 험프리가 자료를 해석하여 추론한 것처럼[17], 달에 약한 쌍극 자기장이 존재한 적이 있었다면, 하전입자들이 달의 극 지역으로 이동하여 축적되었을 것이다.
요 약
He-4와는 다른 방법으로 생성되는, 달 표토에 풍부하게 존재하는 헬륨의 동위원소인 He-3가 젊은 달을 주장하는 창조과학자들에게 주요한 장애물일 이유가 없을 뿐만 아니라, 실제로 달에서의 He-3의 농도는 6,000년 동안에 태양으로부터 유입되었을 법한 양보다도 훨씬 낮다. (태양플레어와 같은 부수적 요인들을 무시하고도) 태양풍의 평균값들과 추정치들을 사용하고, 우주로의 소실에 대해 최소값을 사용해서도, 달 표토에 He-3가 쌓여 현재의 농도가 되는 데에는 6,000년이라는 시간은 충분한 시간이라는 것이 발견된다. 또한 태양플레어와 에너지가 큰 입자의 방출과 같은 부수적 요인들도 주요한 역할을 했을 가능성이 높으며, 또한 과거에 얼마나 자주 발생했는지는 알 수 없다.
Related Articles
Moon dust and the age of the solar system
Helium evidence for a young world continues to confound critics
Radiometric dating and old ages in disarray
References
1. Humphreys, D.R., Young helium diffusion age of zircons supports accelerated nuclear decay; in: Vardiman, L., Snelling, A.A. and Chaffin, E.F. (Eds), Radioisotopes and the Age of the Earth, Volume II, Institute for Creation Research, El Cajon, CA, and Creation Research Society, Chino Valley, AZ, p. 25–100, 2005.
2. Spudis, P., Mining the Moon, review of Return to the Moon: Exploration, Enterprise, and Energy in the Human Settlement of Space, by Harrison H. Schmitt, Praxis Publishing, American Scientist, pp. xvi, 335, 2006, www.americanscientist.org/bookshelf/pub/mining-the-moon.
3. Ramaty, R. and Kozlovsky, B., Deuterium, tritium and helium-3 production in solar flares, The Astronomical J. 193:729–740, 1 Nov. 1974. Also see Frietas, R.A. Jr., Observable characteristics of extraterrestrial technological civilizations, J. British Interplanetary Society 38:106–112, 1985.
4. Slyuta, E.N., Abdrakhimov, A.M. and Galimov, E.M., The estimation of helium-3 probable reserves in lunar regolith, 38th Lunar and Planetary Science Conference, p. 2175, 12–16 March 2007; www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2175.pdf.
5. Cocks, F.H., 3He in permanently shadowed lunar polar surfaces, Icarus 206(2):778–779, 2010.
6. Johnson, J.R., Swindle, T.D. and Lucy, P.G., Estimated solar wind implanted helium-3 distribution on the moon, Geophysical Research Letters 26(30):385, 1999; www.agu.org/pubs/crossref/1999/1998GL900305.shtml.
7. NOAA SWPC, Space Weather Scale, 1 March 2005, www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/index.html#SolarRadiationStorms.
8. Vardiman, L., Snelling, A.A., Chaffin, E.F. (Eds), Radioisotopes and the Age of the Earth, vol. 1, Institute for Creation Research, El Cajon, CA, and Creation Research Society, Chino Valley, AZ, p. 374, 2000.
9. The Columbia Encyclopedia suggests 3–6 cm-3; see the ‘solar wind’, The Columbia Encyclopedia, 6th edn, Encyclopedia.com. 14 October 2012, www.encyclopedia.com/doc/1E1-solarwin.html. Kevelson and Russell suggest an average of 6.6 cm-3 with mean speed 450 km/s. Kivelson, M.G. and Russell, C.T., Introduction to Space Physics, Cambridge Univ. Press, New York, 1995. In coronal mass ejections the solar wind speed may exceed 1000km/s, with density increasing to 40 cm-3.
10. See ref. 9 in The Columbia Encyclopedia, 6th edn. Also Maksimovic, M., Bougeret, J.L., Perche, C., Steinberg, J.T., Lazarus, A.J., Vifias, A.F. and Fitzenreiter, F.J., Solar wind density intercomparisons on the WIND spacecraft using WAVES and SWE experiments, Geophysical Research Letters 25(8):1265–1268, 15 April 1998; wind.gsfc.nasa.gov/docs/Maksimovich_TNR-SWE_GRL1998.pdf.
11. Anglin, J.D., Dietrich, W.F. and Simpson, J.A., Deuterium and tritium from solar flares at ~ 10 MeV per nucleon, Ap. J. Letters 186:L41, 1973.
12. Trauger, J.T., Roesler, F.L., Cartleton, N.P. and Traub, W.A., Reported at the meeting of the division of Planetary Sciences, American Astronomical Society, Tucson, AZ, 1973.
13. Fireman, E.L., DeFelice, J. and D’Amico, J., The abundances of 3H and 14C in the solar wind, Earth Planet Sci. Lett. 32:185–190, 1976.
14. Cameron, A.G.W., Abundances of the elements in the solar system, Space Science Reviews 15:121–146, 1970.
15. Colgate, A.S. Audouze, J. and Fowler, W.A., Helium (3) rich solar flares, 15th International Cosmic Ray Conference, Provdiv, Bulgaria, 13–26 August 1977,www.osti.gov/accomplishments/documents/fullText/ACC0136.pdf
16. Wittenberg, LJ, Cameron, E.N., Kulcinski G.l., Ott, S.H., Santarius, J.F., Sviatoslavsky, G.I., Sviatoslavsky, I.N. and Thompson, H., A review of Helium-3 resources and acquisition for use as fusion fuel, Fusion Technology, Special Issue on DHe3 Fusion 21(4):2230–2253, October 1991; fti.neep.wisc.edu/pdf/wcsar9107-1.pdf. Reporting on Ogilvie, K.W., Coplan, M.A., Bochsler, P. and Geiss, J., Abundance ratios of 4He++/³He++ in the solar wind,’ J. Geophysical Research 85(A11):6021, 1980.
17. Humphreys, D.R., The creation of planetary magnetic fields, Creation Research Society Quarterly 21(3), December 1984, www.creationresearch.org/crsq/articles/21/21_3/21_3.html.
번역 - 홍기범
링크 - http://creation.com/helium-age-moon
출처 - Journal of Creation 27(1):5–7, April 2013
구분 - 4
옛 주소 - http://www.kacr.or.kr/library/itemview.asp?no=5999
참고 : 5798|5990|5865|5779|5756|4774|5693|5248|5685|5565|4090|3824|3716|3430|3424|2692