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CNO순환은 온도에 민감하고 높은 온도에서는 탄소, 질소, 산소를 촉매로 쉽게 핵융합을 일으킬 수 있게 하여, 중심핵과 복사층 중단까지 핵융합을 하게 된다. 따라서 이들은 주계열 기간에도 외부가 부풀어 질량 방출을 많이 한다. 중원소 함량이 높은 별은 질량도 많이 방출하며 내부 핵 온도도 복사층이 부풀어 있으므로 비교적 낮다.(태양 질량의 100배의 별끼리 비교해보면 중원소 함량이 1.5배의 별의 중심핵 온도는 5400만K이지만, 중원소 함량이 태양의 0.01%이하급의 별의 중심핵의 온도는 7000만K이나 된다.) 하지만 중원소 함유량이 낮으면 CNO순환이 더디게 일어나므로, 복사층의 하단 부위에서도 핵융합의 빈도가 낮아지게 되며, 중심핵은 더 뜨거워져 내부에서 더 많은 핵융합을 일으킬 수 있게 된다. 그러면 외피도 덜 부풀게 되며 질량 방출도 덜 하게 된다. 이는 표면온도에도 차이가 나게 된다. 태양 질량의 100배의 별끼리 비교해보면 중원소 함량이 태양의 2배의 별의 표면온도는 49000K까지 떨어지지만, 중원소 함량이 태양의 0.01%이하급의 별의 표면온도는 61000K이나 된다. 결국 질량이 큰 별의 경우는 중원소 함량이 낮은 별일수록 복사층에서 작용하는 핵반응이 덜 작용하게 되므로, 풍선효과가 덜해지므로, 중심핵은 더욱 더 뜨거워지고 중심핵의 핵반응도 더 활발해져, 표면온도는 더 뜨거워지고, 질량 방출도 덜 해져, 말년에 남아 있는 질량이 더 많아지게 되어, 초신성 폭발시 더 큰 힘을 내야 남아 있는 질량을 밀어낼 수 있게 된다. 이러므로 중원소 함량이 낮을수록, 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있는 질량 하한선이 낮아질 수 있게 된다. 따라서 중원소 함유량이 낮은 태양 질량의 40.5배 이하의 별들은 초신성 폭발을 할 시에는 중성자별을 남기지만, 다만 초신성 폭발을 할시에 외부에 질량이 어느 정도 남아 있으므로 초신성 폭발시 모두 다 못 밀어내게 된다. 결국 남은 잉여 물질은 중성자별 표면에 떨어지고 재차 초신성 폭발 후 블랙홀로 붕괴하게 된다. 블랙홀로 붕괴하는 재차 초신성 폭발시 외부에 남은 잔여 질량을 모두 날리게 된다. 초신성 폭발과 재차 초신성 폭발의 시간차는 얼마나지 않아 거의 바로 일어나는 수준의 시간차이 밖에 나지는 않지만, 재차 초신성 폭발시에는 블랙홀로 붕괴하면서 엄청난 폭발이 일어나 외부의 남은 질량을 모두 방출하고 감마선을 대량 방출한다. 다만 태양 질량의 40.5배에 중원소 함량이 태양의 83% 이하의 항성들은 초신성 폭발 후 즉시 블랙홀로 붕괴한다. 하지만 태양 질량의 40.5배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 83%를 넘게 되면 즉시 블랙홀로 붕괴하지 않고, 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 25~40.5배 사이의 항성들과 동일한 방식으로 일어난다. 중원소 함량이 높아질수록 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있는 질량 상한선이 높아지게 된다. 이는 CNO순환이 바탕으로 되어 복사층 중단에서도 핵반응이 일어나, 풍선 효과가 커지므로, 중심핵의 핵반응도 약화되어, 결과적으로 표면온도도 낮아지지만 질량방출을 강해지기 때문이다. 결국 말년의 초신성 폭발시 자신의 외부에 남아 있던 질량들을 한껏 수월하게 날릴 수 있다. 결국 중원소 함량이 태양의 1.1765배를 넘어가면 질량이 아무리 커져도 중성자별을 남기게 된다. 대신 태양 중원소 함량의 1.1765배를 넘어가는 별의 경우 태양 질량의 13.5~30배는 일반 중성자별을, 태양 질량의 30배를 넘어가면 마그네타 중성자별을 남기게 된다. 미래 우주에는 중원소 함량이 더욱 더 풍부해지므로, 질량이 거대한 별은 마그네타 중성자별을 남기는 것으로 최후를 맞이하게 된다. 질량이 더 커지면 또 다른 결과를 나타나게 된다. 태양 질량의 90배가 넘어가는 별의 경우는 거대한 중심핵을 가지고 있으므로, 내부에 거대한 핵반응으로 중원소를 많이 형성하는데 특히 산소가 많이 형성한다. 온도가 뜨거워 다량의 산소가 많이 형성되는데, 산소는 쿨롱힘이 높아서 핵반응이 쉽게 일어나지 않으므로, 극도로 압축되어 결국 산소는 축퇴된다. 이후 더 압축되면 핵반응이 일어나는데, 이 질량대에서 산소의 핵반응이 일어나면 별의 외곽을 모두 날릴만한 엄청난 폭발이 일어나는데 태양 질량의 90~125배 사이의 별은 그래도 압력이 강하지 않아 별을 모두 날릴만한 엄청난 폭발을 일어나지 않고, 별의 외곽만 모두 날릴만한 폭발을 일으킨다. 이것을 쌍불안정성 초신성 폭발이라고 한다. 쌍불안정성 초신성 폭발은 폭발력이 워낙 쎄서 양쪽에 초신성 폭발의 흔적을 남기는데 마치 두개의 별이 한방에 폭발하는 것과 같아서 쌍불안정성 초신성 폭발이라고 불린다. 그리고 중심부는 블랙홀이나 마그네타 중성자별을 형성하는데, 태양 중원소 함량이 95% 이하는 블랙홀을 형성하고, 태양 중원소 함량의 95%가 넘어가면 마그네타 중성자별을 형성한다. 다만 태양 질량의 90배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이나, 태양 질량의 120배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이나, 태양 질량의 60배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이 모두 태양 질량의 4배의 블랙홀을 남기게 되는데, 이는 질량이 큰 별은 쌍불안정성 초신성 폭발시 자신의 질량의 상당부분을 외곽으로 날려버렸기 때문이다. (핵반응이 점점 강해지면서, 중원소 함량의 수치는 질량이 커질수록 오히려 내려간다. 태양 질량의 42배에서는 태양 중원소 함량의 1.17배에서도 블랙홀이 되었지만, 태양 질량의 48배에서는 태양 중원소 함량의 1.1배로 내려가며, 태양 질량의 55배만 되어도 태양 중원소와 동일하게 내려가야만 블랙홀이 되며, 태양 질량의 60배만 되도 태양 중원소 함량의 95%로 내려가게 된다. 이후에는 별로 차이가 나지 않는데 쌍 불안정성 초신성 폭발로 인한 질량 방출로 인해 질량이 큰 별이라 해도 별 차이가 나지 않아지기 때문이다. 태양 질량의 75배에서 최저치를 기록한 후 아주아주 서서히 올라가 285배 태양 질량까지 올라가야만 태양 중원소 함량을 회복한다.) 태양 질량의 125배를 넘어가면 헬륨 핵반응이 극도로 많이 일어나게 되므로, 탄소가 헬륨을 많이 흡수하므로, 산소가 엄청난 비율로 생성되고 많은 양이 쌓이게 된다. 이때 산소 극 내부는 초고압과 엄청나게 많은 질량이 산소가 쌓여 있지만 산소의 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵융합은 일어나지 않고 계속 쌓여만 간다. 결국 산소는 축퇴되며, 더욱 더 축퇴된다. 이후 조건이 되었을 때에는 더욱 더 축퇴된 산소가 엄청난 폭발이 일어나는데 별 전체를 날려버려 아무것도 남기지 않게 된다. 결국 이 질량대에서는 중성자별이던 블랙홀이던 아무것도 남기지 않고 모두 다 날려버리는 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어난다. 이러한 폭발이 일어나는 질량대는 태양 질량의 125배~260배의 질량대를 가진 항성에서 일어난다. 이러한 아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발은 엄청난 양의 중원소를 날리게 되며, 특히 태양 질량의 250배의 항성에서 일어난 쌍 불안정성 초신성 폭발은 백색왜성의 Ia형 초신성 폭발보다 15배나 더 강하게 일어나며, 지구 근처에 이러한 초신성 폭발이 80광년 떨어진 곳에서 일어났다면, 지구 오존층의 95%가 파괴되고 생명체는 모조리 멸종하게 된다. 하지만 이렇게 아무것도 남기지 않는 쌍 불안정성 초신성 폭발은 중원소 함량이 0.541%이하, 즉 태양의 32%이하의 별들에서 나타나는 현상이다. 중원소 함량이 0.541%를 넘으면 복사층 중단에서도 어느 정도 CNO순환이 일어나 질량 방출도 많이 일어나고 풍선 효과 덕분에 중심핵에 가하는 압력이 어느 정도 상쇄되므로, 쌍 불안정성 초신성 폭발이 일어나지만, 별 전체를 날려버릴 만큼의 폭발은 일어나지는 않는다. 이는 중심핵에 가하는 압력이 풍선효과로 어느 정도 상쇄되므로, 중원소 함량이 낮은 별보다 중심핵의 질량도 작아지므로, 중심핵에 쌓여 있는 산소의 양도 적게 되며, 중원소라는 불순물도 섞여 있으므로 순수 산소의 질량도 줄어들어 폭발 산소 핵융합이 일어날 시 폭발력이 낮아지는 원인이 된다. (아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발의 질량 하한선은 태양 중원소 함량의 10만분의 1은 태양 질량의 117.1배, 0.01%는 117.6배, 0.1%이하는 118.2배, 1%는 118.8배를 유지하지만 이후 중원소 함량의 증대에 따른 효과로 5%의 별에서는 태양 질량의 120.6배, 10%는 124.5배,15%는 128.6배, 20%는 132.8배, 25%는 138배, 32%는 154.7배이다. 참고로 중원소 제로부터 태양 중원소 함량의 100만분의 1이하의 종족 III 항성들은 태양 질량의 116.4배까지 줄어든다.) 따라서 중원소 함량이 자신의 0.541%, 즉 태양 중원소 함량의 32%가 넘어가는 이러한 별들은 계속 핵반응을 하여 일생을 이어나가다가 중심핵에서 철이 많이 쌓이게 되어 초신성 폭발 후 결국 블랙홀로 붕괴된다. 하지만 전에 쌍불안정성 초신성으로 질량을 많이 날렸으므로 마지막 일생을 마칠 때 초신성 폭발로 인해 자신의 질량을 한껏 수월하게 날리게 된다. 따라서 태양 질량의 200배에 중원소 함량이 태양의 50%인 별이 남기는 블랙홀의 질량은 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 55배에 해당하는 별이 남긴 블랙홀의 질량과 동일한 태양 질량의 4.3배에 해당하는 블랙홀을 남긴다. (물론 위의 설명처럼 중원소가 매우 풍부하면 중성자별을 남긴다.) 태양의 260배가 넘어가면 중원소 함량이 낮은 별도 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나더라도 별이 버틸 수 있는 질량이 있으므로 블랙홀을 남기게 된다. (아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발의 질량 상한선은 태양 중원소 함량의 1%는 263배, 20%는 275배, 32%는 290배이다. 종족 III의 별 태양 중원소 함량의 100만분의 1 이하의 별은 태양 질량의 261배이다. 즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 상한선은 태양 질량의 260배가 넘게 된다.) 중원소 함량이 태양의 32%의 별은 산소 핵반응의 폭발적인 반응과 위에서 일어나는 CNO 순환의 힘이 플러스 되어 290배의 질량에서도 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.) 하지만 태양 질량의 290배가 넘는 별는 블랙홀을 남기게 된다. (역시 중원소가 매우 풍부하면 위의 설명처럼 중성자별을 남긴다.) 쌍불안정성 초신성 폭발로 인해 태양 질량의 60~120배에서 태양 중원소의 95%만 되도 중성자별을 남기던 별들은 이후 서서히 올라가 태양 중원소와 동일점이 되었을시에는 태양 질량의 285배에서 중성자별을 남기고 태양의 중원소 함량의 1.1765배에 태양의 13.5배 이상의 질량을 가졌다면, 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다. (중원소 함량이 아주 풍부하면 태양 질량의 14배 이상에서 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다.) 태양 중원소 함량의 1.1765배 즉 항성이 이 수치의 중원소의 양을 넘으면 태양질량의 천배가 넘어도 중성자별이 된다. 하지만 밑에서 설명하겠지만 중원소 함량이 높은 별은 일정 질량 쌓이면 핵융합이 일어나므로 별이 커지기 쉽지 않다. 태양 만큼의 중원소를 가진 별의 경우 별의 상한 질량치가 태양 질량의 150배가 한계이다. 초기 우주에는 태양의 중원소 함량보다 거의 1천분의 1이하에서 100만분의 1까지의 종족 2의 별이 많이 생성되었다. 중원소 함량이 100만분의 1 이하의 중원소 제로인 종족 3의 별의 평균 질량이나 초기 우주에 살았던 별들의 질량은 태양의 130~200배로 평균 태양의 180배였기 때문에 아무것도 안남기는 초신성 폭발을 하였다. 틈만 나면 이러한 초신성 폭발을 하였기 때문에 우주는 초신성 폭발로 인해 나오는 중원소들이 급격히 퍼져 종족 3인 별은 초기 우주 이른 시기에 사라지게 되었다. 이들은 당연히 무거운 금, 백금과 방사성 동위체인 캘리포늄, 페르뮴까지 뿌렸겠지만, 특히 지각의 구성 요소들인 규소, 칼슘, 황 등을 많이 뿌렸고, 철도 많이 뿌려 우주 성간 가스 내의 중원소 비율을 고르게 했다. 130억년전의 초기 우주에는 이러한 별들이 대량 생성되었으며 이들이 폭발하면서 내놓은 중원소를 관측할 수 있다. (이러한 별들은 우주 최초인 별들인 항성 종족 3에서 종족 2 사이 시절인 134억년전에서 100억년전까지 대량 생성되었다. 지금도 이러한 별들이 생성되고 있지만 초기 우주 시절과 비교해서는 아주 극소수일 뿐.. 지금은 거의 적색왜성이 많이 생성되고 O 분광형인 별들은 아주 극소수만 생성되고 있기 때문에..) 이러한 별들은 100억년전까지는 많이 생성되지만 그 이후는 서서히 줄어들게 되었고 지금도 이러한 별들이 곳곳에서 많이 생성되고는 있지만 초기 우주와 비교해서는 아주 적은 개체수일 뿐이다. 이러한 별들이 많이 태어났기 때문에 덕분에 우주 성간 가스내에 중원소들은 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있는 역할을 하게 된 아주 중요한 요소들이었다. 요약: 리브레 위키에서의 모든 기여는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시-동일조건변경허락 3.0 라이선스로 배포됩니다(자세한 내용에 대해서는 리브레 위키:저작권 문서를 읽어주세요). 만약 여기에 동의하지 않는다면 문서를 저장하지 말아 주세요. 글이 직접 작성되었거나 호환되는 라이선스인지 확인해주세요. 리그베다 위키, 나무위키, 오리위키, 구스위키, 디시위키 및 CCL 미적용 사이트 등에서 글을 가져오실 때는 본인이 문서의 유일한 기여자여야 하고, 만약 본인이 문서의 유일한 기여자라는 증거가 없다면 그 문서는 불시에 삭제될 수 있습니다. 취소 편집 도움말 (새 창에서 열림) | () [] [[]] {{}} {{{}}} · <!-- --> · [[분류:]] · [[파일:]] · [[미디어:]] · #넘겨주기 [[]] · {{ㅊ|}} · <onlyinclude></onlyinclude> · <includeonly></includeonly> · <noinclude></noinclude> · <br /> · <ref></ref> · {{각주}} · {|class="wikitable" · |- · rowspan=""| · colspan=""| · |} {{lang|}} · {{llang||}} · {{인용문|}} · {{인용문2|}} · {{유튜브|}} · {{다음팟|}} · {{니코|}} · {{토막글}} {{삭제|}} · {{특정판삭제|}}(이유를 적지 않을 경우 기각될 가능성이 높습니다. 반드시 이유를 적어주세요.) {{#expr:}} · {{#if:}} · {{#ifeq:}} · {{#iferror:}} · {{#ifexist:}} · {{#switch:}} · {{#time:}} · {{#timel:}} · {{#titleparts:}} __NOTOC__ · __FORCETOC__ · __TOC__ · {{PAGENAME}} · {{SITENAME}} · {{localurl:}} · {{fullurl:}} · {{ns:}} –(대시) ‘’(작은따옴표) “”(큰따옴표) ·(가운뎃점) …(말줄임표) ‽(물음느낌표) 〈〉(홑화살괄호) 《》(겹화살괄호) ± − × ÷ ≈ ≠ ∓ ≤ ≥ ∞ ¬ ¹ ² ³ ⁿ ¼ ½ ¾ § € £ ₩ ¥ ¢ † ‡ • ← → ↔ ‰ °C µ(마이크로) Å °(도) ′(분) ″(초) Α α Β β Γ γ Δ δ Ε ε Ζ ζ Η η Θ θ Ι ι Κ κ Λ λ Μ μ(뮤) Ν ν Ξ ξ Ο ο Π π Ρ ρ Σ σ ς Τ τ Υ υ Φ φ Χ χ Ψ ψ Ω ω · Ά ά Έ έ Ή ή Ί ί Ό ό Ύ ύ Ώ ώ · Ϊ ϊ Ϋ ϋ · ΐ ΰ Æ æ Đ(D with stroke) đ Ð(eth) ð ı Ł ł Ø ø Œ œ ß Þ þ · Á á Ć ć É é Í í Ĺ ĺ Ḿ ḿ Ń ń Ó ó Ŕ ŕ Ś ś Ú ú Ý ý Ź ź · À à È è Ì ì Ǹ ǹ Ò ò Ù ù · İ Ż ż ·  â Ĉ ĉ Ê ê Ĝ ĝ Ĥ ĥ Î î Ĵ ĵ Ô ô Ŝ ŝ Û û · Ä ä Ë ë Ï ï Ö ö Ü ü Ÿ ÿ · ǘ ǜ ǚ ǖ · caron/háček: Ǎ ǎ Č č Ď ď Ě ě Ǐ ǐ Ľ ľ Ň ň Ǒ ǒ Ř ř Š š Ť ť Ǔ ǔ Ž ž · breve: Ă ă Ğ ğ Ŏ ŏ Ŭ ŭ · Ā ā Ē ē Ī ī Ō ō Ū ū · à ã Ñ ñ Õ õ · Å å Ů ů · Ą ą Ę ę · Ç ç Ş ş Ţ ţ · Ő ő Ű ű · Ș ș Ț ț