헬륨섬광

3. 헬륨 섬광의 메커니즘

헬륨 섬광은 항성 진화 과정에서 ''M''_☉의 약 2.25배 이하인 별들이 적색거성 단계에 이르렀을 때 중심핵에서 발생하는 폭발적인 헬륨 핵융합 현상이다.^[21][4] 이 현상의 근본적인 원인은 별 중심핵이 수소를 모두 소진한 뒤 중력에 의해 극도로 수축하여 축퇴 물질 상태가 되기 때문이다.^[22][23][24]

축퇴 물질은 일반적인 물질과 달리 온도가 급격히 상승해도 압력은 거의 변하지 않는 특성을 가진다. 따라서 중심핵 온도가 약 에 도달하여 삼중알파과정을 통해 헬륨 핵융합이 시작되면,^[4][5][6] 온도는 계속 치솟지만 핵은 팽창하여 스스로 냉각되지 못한다. 이로 인해 핵융합 반응 속도가 걷잡을 수 없이 빨라지는 폭주 반응이 일어나, 불과 몇 초 만에 엄청난 에너지가 방출된다.^[7][14]

이 폭발적인 에너지 방출은 결국 핵 내부의 온도를 극도로 높여 열압력이 축퇴압을 압도하게 만들고, 마침내 핵은 축퇴 상태에서 벗어나 팽창하고 냉각될 수 있게 된다. 이후 별은 안정적인 헬륨 연소 단계로 접어든다.^[25][7] 즉, 헬륨 섬광은 축퇴 물질이라는 특수한 상태에서 핵융합이 시작될 때 발생하는 일종의 열 폭주 현상이라 할 수 있다.

3. 1. 축퇴 물질

3. 2. 헬륨 섬광의 진행 과정

4. 헬륨 섬광의 관측 및 연구

헬륨섬광은 항성 내부 깊숙한 중심핵에서 발생하는 현상이기 때문에, 전자기 복사를 통해 별의 표면에서 직접적으로 관측하기는 어렵다.^{[27][28][16][17]} 섬광 과정에서 발생하는 막대한 에너지는 대부분 중심핵 자체에 흡수되어 핵 물질이 축퇴상태에서 벗어나 정역학적 평형을 회복하는 데 사용된다.^[25] 따라서 헬륨 섬광에 대한 연구는 주로 항성 진화 모델을 통한 이론적 계산이나 간접적인 관측 증거에 의존하여 이루어진다.

4. 1. 관측의 어려움

4. 2. 간접적인 관측 방법

5. 헬륨 섬광과 관련된 천체

헬륨 섬광은 특정 유형의 항성 진화 단계에서 중요한 역할을 하며, 주로 다음과 같은 천체들과 관련이 깊다.

• '''적색거성''': 태양질량의 약 2.25배 미만인 별들은 항성 진화 과정에서 적색거성 단계에 이르면 중심핵에서 수소 핵융합이 멈추고 헬륨으로 이루어진 핵이 남게 된다.^[20] 이 헬륨핵은 중력에 의해 계속 수축하며 온도가 상승하지만, 헬륨 핵융합을 시작하기에는 온도가 충분히 높지 않다. 결국 핵은 축퇴물질 상태가 된다.^[21][4] 축퇴압이 더 이상의 붕괴를 막지만, 온도는 계속 올라 약 1억 K에 도달하면 마침내 헬륨 핵융합이 폭발적으로 시작되는데, 이것이 '''중심핵 헬륨 섬광'''이다.^{[22][23][24][5][6]} 이 폭발적인 반응은 축퇴된 상태에서 발생하기 때문에 일어나며, 짧은 시간(수 초) 동안 별의 평소 에너지 생산량의 약 1,000억 배에 달하는 막대한 에너지를 방출하고 핵의 축퇴 상태를 해소시킨다.^[25][7][14] 헬륨 섬광 자체는 별 내부 깊숙한 곳에서 발생하여 외부에서 전자기파 복사로 직접 관측할 수는 없다.^{[26][27][28][8][9][10][15][16][17]}

• '''점근거성가지(AGB) 별''': 항성 진화의 후반 단계인 점근거성가지(AGB, Asymptotic Giant Branch) 별에서는 중심핵 바깥의 헬륨 껍질에서 주기적으로 '''껍질 헬륨 섬광'''이 발생한다. 이 별들은 중심핵에서 헬륨을 거의 소진하여 탄소와 산소로 이루어진 핵을 가지고 있다. 핵 주변의 얇은 껍질에서 헬륨 핵융합이 일어나다가 헬륨이 고갈되면 멈추고, 그 위 껍질에서 수소 핵융합이 시작된다. 수소 핵융합으로 인해 다시 헬륨이 충분히 쌓이면 헬륨 껍질 핵융합이 재점화되면서 열맥동(thermal pulse)을 일으킨다.^[19] 이는 중심핵 헬륨 섬광보다는 훨씬 덜 격렬하며 축퇴 물질 없이 발생하는 비폭주 핵융합 반응이다. 이 열맥동은 수백 년간 지속되고, 약 1만 년에서 10만 년 주기로 반복될 것으로 추정된다.^[29][18] 열맥동은 별의 밝기와 크기를 일시적으로 증가시키고, 별 주위로 가스와 먼지 껍질을 방출하게 할 수 있다.^[14]

• '''백색왜성''': 쌍성계를 이루는 백색왜성의 경우, 동반성으로부터 강착된 물질로 인해 헬륨 섬광이 발생할 수 있다. 동반성에서 흘러온 수소는 백색왜성 표면에 쌓여 껍질을 형성하고, 충분한 질량이 모이면 폭발적인 수소 핵융합을 일으켜 신성 현상을 보인다. 일부 시스템에서는 수소 핵융합으로 생성된 헬륨이 축적되거나, 동반성이 이미 헬륨이 풍부한 경우 직접 헬륨이 강착되어 불안정한 헬륨 섬광을 일으킬 수 있다. 사쿠라이의 천체는 이러한 헬륨 섬광을 겪고 있는 백색왜성의 한 예로 알려져 있다.^[3]

• '''중성자별''': 백색왜성과 유사하게, 쌍성계 내의 중성자별도 동반성으로부터 물질을 강착하여 표면에서 열핵 반응 폭발을 일으킬 수 있다. 헬륨이 강착되거나 수소 강착 후 핵융합으로 생성된 헬륨층이 점화될 경우, 이는 헬륨 섬광과 유사한 메커니즘으로 발생하며, 주로 X선 폭발의 형태로 관측된다.

참조

_[1] 서적 Stellar Structure and Evolution 2009-09
_[2] 웹사이트 The End Of The Sun http://faculty.wcas.[...]
_[3] 웹사이트 White Dwarf Resurrection http://www.eso.org/p[...] 2015-08-03
_[4] 서적 Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution https://archive.org/[...] Springer 2004
_[5] 서적 Foundations of Astronomy Cengage Learning 2012
_[6] 서적 Fundamental Astronomy https://archive.org/[...] Springer 2007-06-27
_[7] 저널 The core helium flash and surface abundance anomalies 1987
_[8] 저널 Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash
_[9] 저널 A Reexamination of the Core Helium Flash 1996-11-01
_[10] 학위논문 Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars Technische Universität München
_[11] 저널 The Hydrodynamics of the Helium Flash 1969
_[12] 저널 Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms 1993
_[13] 저널 Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables 1981
_[14] 저널 The core helium flash and surface abundance anomalies
_[15] 논문 Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash https://ui.adsabs.ha[...]
_[16] 논문 A Reexamination of the Core Helium Flash https://ui.adsabs.ha[...]
_[17] 논문 Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars https://ui.adsabs.ha[...]
_[18] 저널 Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables
_[19] 문서 한국천문학회 편 《천문학용어집》 213쪽 좌단 37째줄
_[20] 문서 수소 핵융합
_[21] 문서 최대 한계는 [[중원소 함량]]에 의존함
_[22] 서적 Foundations of Astronomy Cengage Learning
_[23] 서적 Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution Springer
_[24] 서적 Fundamental Astronomy https://archive.org/[...] Springer
_[25] 저널 The core helium flash and surface abundance anomalies
_[26] 논문 Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash http://adsabs.harvar[...]
_[27] 논문 A Reexamination of the Core Helium Flash http://adsabs.harvar[...]
_[28] 논문 Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars http://adsabs.harvar[...]
_[29] 저널 Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables