탄소 연소 과정

3. 반응 생성물

탄소 연소 과정의 주요 생성물은 산소, 네온, 나트륨, 마그네슘의 혼합물이다.^[3][5] 이 반응은 상호 작용하는 두 개의 탄소 원자핵이 결합하여 여기 상태의 마그네슘-24(²⁴Mg) 원자핵을 형성하고, 이것이 다음 다섯 가지 방법 중 하나로 붕괴되는 방식으로 이해할 수 있다.^[6]

• 첫 번째와 두 번째 반응은 강한 발열 반응이며, 가장 자주 일어난다.^[5]
• 세 번째 반응은 강한 흡열 반응으로, 탄소 연소의 고에너지 환경에서 가능하지만 발생 확률은 낮다.^[5] 이 반응에서 생성된 소량의 중성자는 s-과정에서 더 무거운 동위 원소를 형성하는 데 기여한다.^[7]
• 네 번째 반응은 전자기 상호 작용을 통해 감마선(γ) 광자를 생성하기 때문에 발생 확률이 매우 낮다.^[5] 하지만 이 반응으로 생성된 ²⁴Mg는 탄소 연소 과정이 끝날 때 핵에 남는 유일한 마그네슘이다.
• 마지막 반응은 세 개의 생성물이 관여하고 흡열 반응이기 때문에 매우 드물게 일어난다.^[5]

4. 중성미자 손실

중성미자 손실은 별의 탄소 연소 단계의 온도와 밀도에서 핵융합 과정에 중요한 요소가 되기 시작한다. 주요 반응에는 중성미자가 관여하지 않지만, 양성자-양성자 연쇄 반응과 같은 부반응에는 관여한다. 그러나 이러한 고온에서 중성미자의 주요 원천은 양자 이론에서 쌍생성으로 알려진 과정과 관련이 있다. 두 개의 전자의 정지 질량보다 큰 에너지를 가진 고에너지 감마선(질량-에너지 등가원리)은 별의 원자핵의 전자기장과 상호 작용하여 전자와 양전자의 입자-반입자 쌍이 될 수 있다.^[2]

일반적으로 양전자는 다른 전자와 빠르게 쌍소멸하여 두 개의 광자를 생성하며, 이 과정은 저온에서는 안전하게 무시할 수 있다. 그러나 약 10¹⁹개의 쌍생성 중 하나는^[2] 전자와 양전자의 약한 상호 작용으로 끝나며, 이는 전자와 양전자를 중성미자와 반중성미자 쌍으로 대체한다. 이들은 거의 빛의 속도로 이동하고 물질과 매우 약하게 상호 작용하기 때문에, 이러한 중성미자는 일반적으로 별에서 상호 작용 없이 빠져나가 질량-에너지를 운반한다. 이 에너지 손실은 탄소 핵융합에서 나오는 에너지 출력과 비슷하다.

이와 유사한 과정을 통한 중성미자 손실은 가장 질량이 큰 별의 진화에서 점점 더 중요한 역할을 한다. 이는 별이 이를 상쇄하기 위해 더 높은 온도에서 연료를 연소하도록 한다.^[2] 핵융합 과정은 온도에 매우 민감하므로 별은 정역학적 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 생성할 수 있지만, 연속적인 핵연료를 더욱 빠르게 소모하는 비용이 든다. 핵융합은 연료 핵이 무거워짐에 따라 단위 질량당 생성되는 에너지가 줄어들고, 별의 핵은 하나의 연료에서 다음 연료로 전환할 때 수축하고 가열되므로, 이 두 과정 모두 연속적인 핵융합 연소 연료의 수명을 크게 단축시킨다.

헬륨 연소 단계까지는 중성미자 손실이 무시할 만하다. 그러나 탄소 연소 단계부터는 중성미자 형태로 손실된 에너지로 인한 항성 수명 감소가 연료 변화와 핵 수축으로 인한 에너지 생산 증가와 거의 일치한다. 가장 질량이 큰 별에서 연료가 연속적으로 변화함에 따라 수명 감소는 중성미자 손실에 의해 지배된다. 예를 들어, 태양 질량의 25배에 달하는 별은 핵에서 10⁷년 동안 수소를, 10⁶년 동안 헬륨을, 그리고 단 10³년 동안만 탄소를 연소한다.^[10]

5. 항성 진화

삼중 알파 과정이 끝나면 별에는 탄소와 산소로 된 반응하지 않는 핵이 축적된다. 헬륨 밀도가 일정 수준 아래로 떨어지면 별의 핵은 중력 붕괴를 일으킨다. 부피 감소와 압력 증가로 핵이 탄소 연소 과정을 일으킬 조건이 되면, 핵 주위의 헬륨이 다시 핵융합을 일으킨다. 그 별은 부피가 팽창하여 적색 초거성이 된다.

탄소 연소 과정의 생성물(산소, 마그네슘, 네온)은 다시 새로운 반응하지 않는 핵에 축적된다. 시간이 지나면 탄소 밀도가 낮아져 핵은 냉각된다. 다시 네온 연소 과정이 일어나 핵은 가열되고, 탄소 연소가 외피층에서 다시 일어난다. 탄소층 주위의 헬륨과 헬륨층 외곽의 수소층이 핵융합을 일으킨다.

이 시점에서, 별의 질량이 태양의 8~11배 사이이면 별은 불안정해져 외피층이 항성풍에 의해 벗겨지고 산소-네온-마그네슘으로 된 백색 왜성의 핵이 남는다.

이 일련의 반응은 상호 작용하는 두 개의 탄소 원자핵이 결합하여 여기 상태의 마그네슘-24 원자핵을 형성한 다음 붕괴된다고 이해할 수 있다.^[6]

두 개의 탄소 원자핵의 질량-에너지 합이 마그네슘 원자핵의 여기 상태와 유사하다는 사실은 '공명'으로 알려져 있으며, 이러한 공명에 대한 실험적 및 이론적 연구는 여전히 연구 대상이다.^[9]

중성미자 손실은 별의 탄소 연소 단계의 온도와 밀도에서 핵융합 과정에 중요한 요소가 된다. 이러한 고온에서 중성미자의 주요 원천은 양자 이론에서 쌍생성으로 알려진 과정과 관련이 있다.

헬륨 연소 단계까지는 중성미자 손실이 무시할 만하지만, 탄소 연소 단계부터는 중성미자 형태로 손실된 에너지로 인한 항성 수명 감소가 연료 변화와 핵 수축으로 인한 에너지 생산 증가와 거의 일치한다. 태양 질량의 25배에 달하는 별은 핵에서 10⁷년 동안 수소를, 10⁶년 동안 헬륨을, 그리고 단 10³년 동안만 탄소를 연소한다.^[10]

헬륨 핵융합 과정 동안, 항성은 탄소와 산소가 풍부한 불활성 핵을 형성한다. 이 불활성 핵은 중력에 의해 결국 붕괴될 만큼 충분한 질량에 도달하는데, 이때 헬륨 연소는 점차 바깥쪽으로 이동한다. 불활성 핵의 부피 감소는 온도를 탄소 점화 온도까지 상승시킨다. 이는 핵 주변의 온도를 높이고 핵 주변의 껍질에서 헬륨이 연소될 수 있게 한다.^[11] 이 외부에는 수소를 연소하는 또 다른 껍질이 있다. 결과적으로 탄소 연소는 핵에서 에너지를 공급하여 항성의 역학적 평형을 회복시킨다. 그러나 이 균형은 오래 지속되지 않는다. 25 태양 질량의 항성에서는 이 과정이 겨우 600년 만에 핵 속의 대부분의 탄소를 소모한다. 이 과정의 지속 시간은 항성의 질량에 따라 크게 달라진다.^[12]

8~9 태양 질량 미만의 항성은 탄소를 연소할 만큼 충분히 높은 핵 온도에 도달하지 못하고, 껍질 헬륨 플래시가 외피를 부드럽게 방출하여 행성상 성운을 형성한 후 탄소-산소 백색왜성으로 생을 마감한다.^[3][14]

8~12 태양 질량의 항성에서는 탄소-산소 핵이 축퇴된 상태에 있으며, 탄소 점화는 수 밀리초 동안 지속되는 ''탄소 플래시''로 발생하여 항성 핵을 교란시킨다.^[13] 이 핵 연소의 후기 단계에서 항성은 강력한 항성풍을 생성하며, 외피를 빠르게 행성상 성운으로 방출하여 약 1.1 태양 질량의 산소-네온-마그네슘 백색왜성 핵을 남긴다.^[3] 핵은 탄소보다 무거운 원소의 추가적인 핵융합 연소를 위한 충분히 높은 온도에 도달하지 못한다.^[14]

12 태양 질량 이상의 항성은 비축퇴 핵에서 탄소 연소를 시작하며,^[13] 탄소 고갈 후 불활성 (산소, 네온, 마그네슘) 핵의 수축으로 온도가 충분히 상승하면 네온 연소 과정을 진행한다.^[14]

6. 추가 설명

탄소 연소 과정은 삼중 알파 과정이 끝날 때 시작된다. 삼중 알파 과정 동안 별에는 탄소와 산소로 된 반응하지 않는 핵이 축적된다. 헬륨 밀도가 일정 수준 아래로 떨어지면 별의 중력과 압력의 균형이 깨져 핵이 중력 붕괴를 일으킨다. 부피 감소와 압력 증가로 핵이 탄소 연소 과정을 일으킬 조건이 되면 핵 주위의 헬륨이 다시 핵융합을 일으킨다. (주계열성이 적색 거성이 될 때 일어나는 주변부 수소 연소와 유사하다.) 그 별은 부피가 팽창하여 적색 초거성이 된다.

탄소 연소 과정의 생성물(O, Mg, Ne)은 다시 새로 반응하지 않는 핵에 축적된다. 조금 지나면(1천 년 정도) 탄소 밀도는 탄소 연소가 지속될 수 있는 선 아래로 떨어진다. 이때 다시 핵은 냉각된다. 다시 네온 연소 과정이 일어나 핵은 가열된다. 이로 인해 탄소 연소가 외피층에서 다시 일어난다. 다시 탄소층 주위의 헬륨과 헬륨층 외곽의 수소층이 핵융합을 일으킨다.

이 시점에서, 별의 질량이 태양의 8~11배 사이이면 별은 불안정하여 외피층이 대규모의 항성풍에 의해 벗겨지고 산소-네온-마그네슘으로 된 백색 왜성의 핵이 남는다.

참조

_[1] 서적 Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://books.google[...] Cambridge University Press
_[2] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://archive.org/[...] University of Chicago Press
_[3] 학술지 Evolution of massive AGB stars. I. Carbon burning phase
_[4] 학술지 Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars 2006-12-00
_[5] 서적 Structure and evolution of single and binary stars https://books.google[...] Springer
_[6] 서적 Advanced Stellar Astrophysics https://books.google[...] Cambridge University Press
_[7] 서적
_[8] 서적
_[9] 학술지 ²⁴Mg(α,γ)²⁸Si resonance parameters at low α-particle energies 2008-05-00
_[10] 학술지 The Physics of Core-Collapse Supernovae 2006-01-12
_[11] 서적 An Introduction to Modern Stellar Astrophysics https://books.google[...] Pearson Addison-Wesley
_[12] 웹사이트 Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars http://www.opencours[...] GEM
_[13] 웹사이트 The Carbon Flash http://astro.psu.edu[...] 2015-02-07
_[14] 서적
_[15] 학술지 Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03
_[16] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis https://ui.adsabs.ha[...]
_[17] 학술지 Evolution of massive AGB stars. I. Carbon burning phase https://ui.adsabs.ha[...]
_[18] 학술지 Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars https://ui.adsabs.ha[...]
_[19] 서적 Advanced Stellar Astrophysics https://books.google[...] Cambridge University Press
_[20] 서적 Structure and Evolution of single and binary stars https://books.google[...] Kluwer
_[21] 학술지 Mg24(α,γ)Si28 resonance parameters at low α-particle energies https://ui.adsabs.ha[...]
_[22] 학술지 The Physics of Core-Collapse Supernovae http://adsabs.harvar[...] 2009-09-10
_[23] 서적 An introduction to Modern Stellar Astrophysics http://www.amazon.co[...] Addison-Wesley
_[24] 웹사이트 Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars http://www.opencours[...] GEM
_[25] 서적 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis http://adsabs.harvar[...]