헬륨 핵융합

질량태양의 65% 이상의 중심온도는 1억 4천만K이상에서 일어나는 핵융합으로 항성의 말년에 일어나는 핵융합으로 삼중 알파 과정이라고도 한다.

사실 질량의 45%가 넘어가면 헬륨 핵반응은 가능하지만, 외부의 외피가 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있는 온도와 압력을 제공해야 이 조건에 충족할 수 있으므로, 실제로는 항성의 초기 질량이 태양의 65% 이상은 되어야만 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있다.

헬륨핵융합온도에 민감한데 수소 핵융합은 온도가 2배 상승하면 4제곱에 비례하지만 헬륨 핵융합은 온도의 40배에 비례하여, 중심핵의 온도가 올라가면 더 빨리 고갈되게 된다.

1 과정[편집]

삼중 알파 과정은 다음 단계로 진행된다.

4He + 4He → 8Be - 93.5 KeV 8Be + 4He → 12C + 7.325 MeV

이 때 발생되는 에너지는 총 7.2735 MeV이다. 사실 삼중 알파 과정이 일어나는 헬륨핵의 밀도는 대단히 높아 700~1100kg/cm^3나 되므로 태양 중심핵의 최고 중심부 밀도인 162g/cm^3보다 5천배 이상 높다. 질량이 커다란 별의 경우 수소 핵융합의 활발함으로 인해 수소 중심핵의 밀도는 4g/cm^3밖에 되지 않는다. 따라서 핵반응은 수만배 이상 되어 핵연료가 훨씬 빨리 고갈되어야 하지만 실제 삼중 알파 과정 기간은 주계열 기간의 90분의 1이다.

이는 헬륨의 쿨롱힘이 수소보다 훨씬 강하기 때문에 나타나는 현상이지만, 더 중요한 것은 8Be이 있다. 8Be의 반감기는 6.171 * 10^-17초로 굉장히 짧다. 따라서 8Be은 생성되자 마자 다시 4He으로 붕괴된다.

하지만 헬륨으로 이루어진 중심핵의 밀도는 매우 높기 때문에 이중 약간의 8Be은 붕괴하기 전의 그 짧은 시간안에 핵융합이 일어나 12C를 형성하게 된다. 이렇게 해서 헬륨중심핵은 조금씩 12C가 쌓여간다. 헬륨핵 내부의 헬륨이 70%이상 고갈되면 헬륨 중심핵의 온도가 올라가며, 별은 밝아지게 된다. 이 기간에는 12C도 4He과 핵융합을 일으켜 16O를 형성하게 된다.

12C + 4He → 16O + 7.162 MeV

이렇게 해서 헬륨 핵융합은 12C와 16O를 형성하고, 헬륨이 고갈되면 작은 질량의 항성은 점근거성가지 단계로, 질량이 큰 별은 초거성의 단계를 밟게 된다.

2 태양의 삼중 알파 과정[편집]

우리 태양은 앞으로 76억 7천만후인년 후인 122억 3500만살부터 123억 4500만살까지 1억 1000만년간 헬륨 핵융합을 하게 된다. 122억 3500만살 태양은 내부에 축퇴된 헬륨핵에서 헬륨 플레쉬 현상이 일어난다. 헬륨 플레쉬란 축퇴된 내부핵에서 헬륨이 폭발적으로 폭발하는 현상이다. 헬륨 플레쉬로 많은 헬륨이 소모되면서 단 1.5초간의 짧은 시간동안 현재 태양이 내뿜는 에너지의 1000억배의 에너지를 내뿜는다. 이러면서 헬륨 중심핵의 축퇴 현상은 헬륨 플레쉬로 인해 생성된 에너지의 흡수, 재발산을 통해 서서히 풀리게 된다. 이후 중심핵은 안정적인 헬륨 핵반응이 일어나고 항성은 수축하게 된다.

헬륨 핵반응 시 태양의 밝기는 현재의 42배를 유지하며 제 2의 주계열 단계를 유지한다.

1억년 후인 123억 3500만살에도 태양의 밝기는 현재의 44배이니, 태양은 아주 안정된 단계를 보낸다. 하지만 이때부터 변화가 발생한다. 이미 중심핵의 헬륨이 70%이상 고갈된 상태이니 중심핵은 수축하여 더 뜨거워진다. 헬륨은 수소에 비해 온도변화에 10배나 민감하므로 중심핵의 온도가 올라가면 급격히 타오르게 된다. 불과 500만년만인 123억 4천만살에 태양의 밝기는 현재의 54배로 증가하고 500만년후, 헬륨핵융합이 끝나는 시점에 태양의 밝기는 현재의 110배에 도달한다.

이 1천만년간의 기간동안 헬륨 핵융합 과정에도 변화가 생긴다. 내부의 쌓인 탄소 중의 일부가 헬륨과 핵융합을 일으켜 산소를 형성하게 된다.

123억 4500만 살 중심핵에 헬륨이 고갈되고 산소와 탄소만이 쌓여 더욱 중심핵은 수축하고 태양은 현재 지름의 400배까지 커지고 8천배 이상 밝아지게 되는 점근거성가지 단계에 진입하게 된다.