산소 연소 과정
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1. 개요
산소 연소 과정은 네온 연소 과정 이후, 1.5–2.6 x 109 K의 온도와 2.6–6.7 x 1012 kg·m−3의 밀도에서 시작되는 핵반응이다. 16O + 16O 융합 반응을 통해 규소, 인, 황 등의 다양한 원소를 생성하며, 반응 속도는 온도에 따라 달라진다. 산소 연소는 별의 진화 과정에서 중성미자 손실과 폭발성 연소, 쌍불안정성 초신성과 같은 현상과 관련이 있다.
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규소 연소 과정은 별의 진화 마지막 단계에서 약 27억~35억 켈빈의 온도에서 시작되는 핵융합 반응으로, 규소와 헬륨 원자핵이 결합하여 철, 니켈 등을 생성하며, 니켈-56은 철-56으로 붕괴하고, 약 하루 동안 지속된 후 중성자별 또는 블랙홀을 형성하며 II형 초신성 폭발을 일으킨다. - 항성물리학 - CNO 순환
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2. 핵반응
네온 연소 과정이 끝난 후, 산소 연소 과정이 시작된다. 이 과정은 1.5G~2.6G[1] 의 온도와 2.6G~6.7G[2] 의 밀도 범위에서 일어난다.
산소 연소 과정의 주요 반응은 산소-16(16O) 핵끼리의 융합이다. 산소 연소 과정의 주요 생성물은[3] 28Si, 32,33,34S, 35,37Cl, 36,38Ar, 39,41K, 및 40,42Ca이다. 이 중 28Si와 32S가 최종 조성의 90%를 차지한다.[3] 별의 중심부에 있는 산소 연료는 별의 질량과 다른 변수에 따라 0.01~5년 후에 고갈된다.[1][3]
산소 연소 과정은 알파 과정을 통해 진행되지 않는 별의 중심부에서 마지막으로 일어나는 핵반응이다. 산소 연소 과정이 끝나면 규소 연소 과정이 일어나 철을 생성하지만, 철은 더 이상 핵반응을 통해 에너지를 생성할 수 없다.
산소 연소층은 별의 바깥쪽으로 진행하면서 네온 층, 탄소 층, 헬륨 층, 수소 층 순서로 배열된다.
2. 1. 주요 반응식
산소-16(16O)과 산소-16의 융합은 다양한 반응 경로를 가질 수 있다. 주요 반응 경로는 다음과 같다:[3][4]| 반응식 | 생성물 | 에너지 방출량 (MeV) | 확률 |
|---|---|---|---|
| 16O + 16O | 28Si + 4He | 9.593 | 34% |
| 16O + 16O | 31P + 1H | 7.676 | 56% |
| 16O + 16O | 31S + n | 1.459 | 5% |
| 16O + 16O | 30Si + 21H | 0.381 | |
| 16O + 16O | 30P + 2H | -2.409 | 5% |
드물게 다음과 같은 반응도 일어난다:[5][6][7][8][9]
위 반응에서 1H는 양성자를, n은 중성자를, 4He는 알파 입자(헬륨-4 핵)를 나타낸다.
2. 2. 반응 조건
산소는 1.5G~2.6G[1] 의 온도 범위와 2.6G~6.7G[2] 의 밀도 범위에서 점화된다. 2×109 K 근처에서 산소 연소 반응 속도는 대략 2.8×10−12(''T''9/2)33[3][5] 이다. 여기서 ''T''9는 10억 켈빈 단위의 온도이다.3. 산소 연소 이전 단계
이중 마법수 핵으로 매우 안정적인 16O영어는 네온 연소 과정이 산소 연소 과정보다 먼저 일어나는 원인이 된다.[9] 네온은 산소에 비해 훨씬 불안정하기 때문에 16O영어 + 16O영어보다 낮은 온도에서 네온 연소가 발생한다.[9] 네온 연소 동안 산소와 마그네슘이 별의 중심부에 축적된다. 산소 연소가 시작될 때, 별 중심부의 산소는 헬륨 연소 과정 (4He영어(2α,γ)12C영어(α,γ)16O영어), 탄소 연소 과정 (12C영어(12C영어,α)20Ne영어, 12C영어(α,γ)16O영어), 그리고 네온 연소 과정 (20Ne영어(γ,α)16O영어)으로 인해 풍부하다. 12C영어(α,γ)16O영어 반응은 다량의 16O영어를 생성하기 때문에 산소 연소 과정 중 반응 속도에 상당한 영향을 미친다.[3]
4. 대류 경계 불꽃 및 중심 외곽 산소 점화
태양 질량의 9배에서 10.3배 사이의 질량을 가진 별에서는 산소가 중심이 아닌 외곽에서 핵융합을 시작한다.[8]
이러한 별에서는 네온 연소가 별의 핵이 아닌 대류 껍질에서 발생한다. 태양 질량 9.5배의 별을 예로 들면, 네온 연소는 중심에서 약 0.252 태양 질량(약 1560km) 떨어진 껍질에서 일어난다. 점화 순간부터 네온 대류 영역은 최대 에너지가 약 1036 W에 이르는 1.1 태양 질량까지 확장된다. 한 달 후에는 에너지가 약 1035 W로 감소하고 약 10년 동안 이 상태를 유지한다. 이 단계가 지나면 껍질의 네온이 고갈되어 별에 더 큰 압력이 가해진다. 이로 인해 껍질의 온도는 16억 K으로 높아진다. 이 때문에 네온 연소, 대류에 의해 경계가 지정된 불꽃 전선이 핵을 향해 이동한다. 불꽃의 움직임은 결국 산소 연소로 이어진다. 약 3년 후 불꽃의 온도는 약 18억 K에 도달하여 산소 연소 과정을 시작할 수 있게 한다. 이는 철핵이 생성되기 약 9.5년 전에 발생한다. 네온 연소의 시작과 마찬가지로, 중심에서 벗어난 산소 연소는 또 다른 섬광으로 시작된다. 그런 다음 대류적으로 연소하는 불꽃은 핵을 향해 진행함에 따라 네온과 산소 연소 모두에서 발생하는 반면, 산소 연소 껍질은 질량이 지속적으로 감소한다.[8]
5. 중성미자 손실
산소 연소 과정에서는 중성미자 방출로 인한 에너지 손실이 매우 중요하다.[7] 별이 중력에 대항하여 충분한 복사압을 유지하려면 산소는 이상의 고온에서 연소되어야 하기 때문이다.[7] 물질 밀도가 충분히 높을 때(ρ > )에는 두 개의 전자 포획 반응(중성미자를 생성한다)이 중요해진다.[7] 이러한 요인들 때문에, 무겁고 밀도가 높은 별에서 산소 연소의 시간 척도는 훨씬 짧다.[7]
6. 폭발성 산소 연소
산소 연소는 정역학적 조건뿐만 아니라 폭발적 조건에서도 일어날 수 있다. 폭발적 산소 연소는 정역학적 산소 연소와 비슷한 생성물을 만들지만, 광붕괴 반응이 더 많이 일어난다.[3] (3–4)×109 K의 온도 범위에서 광붕괴와 산소 융합은 비슷한 반응 속도로 일어난다.[3]
7. 쌍불안정성 초신성
매우 무거운 (태양 질량의 140~260배) 제3종성은 핵에서 산소 연소가 진행되는 동안 쌍생성으로 인해 불안정해질 수 있다. 이는 항성을 완전히 파괴하는 열핵 폭발로 이어진다.[2][6]
참조
[1]
논문
Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning
Arxiv.org
2004-07-21
[2]
논문
Evolution and nucleosynthesis of Very Massive Stars
2014-09-24
[3]
논문
The evolution of massive stars
2002-10
[4]
서적
Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis
1983
[5]
논문
Thermonuclear reaction rates
1988
[6]
논문
Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout
2011-06-20
[7]
서적
An Introduction to Modern Astrophysics
Pearson Addison-Wesley
2007
[8]
논문
The Remarkable Deaths of 9–10 Solar Mass Stars
2015-05
[9]
서적
High Energy Astrophysics
2011
[10]
서적
Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis
http://adsabs.harvar[...]
1983
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