헬륨 섬광

관련 문서: 수평가지

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주계열성 이후 항성의 진화

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<colbgcolor=#EDEDED,#000>

주계열
단계

초기 태양 질량에 따른 구분^*

<rowcolor=#000><nopad>

≤
0.25

<nopad>

≤
0.4

<nopad>

≤ 2.25
≤ 7.5

<nopad>

≤
9.25

≤
20

<bgcolor=#97B8FF>

≤
45

≤
130

<nopad>

≤
250

≤
10³

<nopad>

10³
≤

늙은 주계열성

초대질량 항성
(쿼시 별)

밀집성
단계와
그 후

헬륨 백색왜성^*

잔해 없음

흑색왜성^*·Ia형 초신성·헬륨 별^*

철 별^*

블랙홀

초대질량 블랙홀로 흡수

호킹 복사로 소멸

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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체

WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
*: 참고

1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.

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※ 다른 틀 둘러보기 :
주계열성의 종류 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화

천문학 관련 정보

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1. 개요2. 특징3. 이후 진화4. 관련 문서

헬륨 섬광 항성의 내부 모습(3번째)

1. 개요

헬륨 섬광 / 氦閃 / Helium flash

헬륨 섬광은 중심핵에서 다량의 헬륨-4가 짧은 시간동안 폭발적인 핵융합을 하면서 발생하는 현상으로, 적색거성 말기와 수평가지 사이에 발생하는 단계다.

태양을 포함한 태양 질량 0.5배 ~ 2.25배 정도 되는 별의 중심핵은 축퇴 상태에 다다르고, 마침내 중심핵의 온도가 헬륨 핵융합의 개시 온도인 1억 K에 다다르게 된다. 핵의 중심부에서 헬륨 핵융합이 발생하고, 축퇴 기체는 그 압력이 온도에 영향을 받지 않아 팽창에 따른 온도 증가 억제가 일어나지 않으며, 같은 온도라도 입자의 운동량 분포가 맥스웰-볼츠만 분포를 따르는 이상기체에 비해 전자가 갖는 운동량이 훨씬 크며 평균자유행로도 아주 길어 열전도율이 매우 높기 때문에 헬륨 핵융합의 폭발적인 에너지는 수분 내로 별 전체로 퍼진다. 헬륨 핵융합이 급격히 중심핵 전체로 퍼지는 바로 이 현상을 헬륨 섬광이라고 한다. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.

헬륨 백색왜성이 어떠한 이유로 태양 질량의 0.5배 이상이 되면 이 과정을 거칠 것으로 보인다. 적색거성으로부터 진화하는 위와 다르게 중심핵만 존재하기 때문에 헬륨 섬광이 일어나면 크기와 광도가 종전에 비해 폭발적으로 증가하게 되면서 말 그대로 플래시 상태가 된다. 이후에는 중심핵이 수축하면서 헬륨 별이 될 것이다.

2. 특징

헬륨 섬광은 굉장히 강렬하지만, 축퇴상태에서 빠르게 빨려들어가지 않은 별의 대기 때문에 그 에너지가 대부분 별의 사이즈를 기존의 별의 대기권까지 팽창하는데 쓰이고, 별 밖으로 나오지 못하여, 별의 전체적인 절대광도가 순간적으로 증가하는 일은 일어나지 않는다. 헬륨 섬광에 의해 핵의 온도가 크게 올라가면 고밀도 환경이어도 전자의 운동량 분포가 맥스웰-볼츠만 분포를 따르는 것이 가능하기 때문에 핵의 축퇴가 풀린다. 헬륨 섬광 이후 별은 팽창을 멈추고 또 수축하기 시작한다. 수축하면서 또 올라가는 온도에 의해 마침내 껍질에서는 남은 수소의 핵융합이 조금씩 진행되고, 중심핵에서는 헬륨 핵 융합이 발생하는 안정된 단계에 들어서며, 별은 수평가지에 도달한다.

3. 이후 진화

수평가지에서 헬륨 핵융합이 끝나고, 헬륨 핵까지 다 써버린 별은 또 다시 연료 고갈을 겪게 되면서, 주계열성을 떠날 때처럼 별의 껍질부분은 부풀기 시작한다. 이 단계를 점근거성가지라고 한다. 별의 위치는 H-R다이어그램에서 우측 상단으로 이동하고,[1] 팽창된 대기는 광도를 증가시킨다.

4. 관련 문서

[1] 전체적인 광도는 증가, 겉의 온도(K)는 하락

후주계열단계	청색왜성	준거성					볼프-레이에별^WL LBV
		거성^色*		초점근거성가지	(LBV) 초거성· 극대거성^色*
		적색거성	헬륨 섬광^* (O·B형 준왜성)
			수평가지별 (적색덩어리거성)
			점근거성가지 (OH/IR 별)
					(OH/IR 초·극대거성)	볼프-레이에별^WL
		행성상성운·PG 1159 별		초신성·극초신성				쌍불안정성 초신성	극초신성

헬륨 섬광

1. 개요

2. 특징

3. 이후 진화

4. 관련 문서

분류