문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 항성 (문단 편집) ==== 그 이상의 별 ==== [[철(원소)|철]]이 생성되기 시작하면 더 이상 핵융합으로 에너지를 생산할 수 없게 된다. 철은 가장 안정한 원자핵이며, 철 이상의 무거운 원소로 핵융합을 일으키려면 에너지를 흡수해야 하기 때문에 별 내부에서 철 이상의 무거운 원소로 향하는 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 이로 인해 별의 중심부에는 철로 이루어진 핵이 자리잡게 된다. 이 단계의 별은 철 중심핵 위로 [[규소]], [[마그네슘]], [[네온]], [[산소]], [[질소]], [[탄소]], [[헬륨]], [[수소]] 등의 핵융합층 껍질이 양파처럼 쌓여있는 구조를 가진다. 중심핵은 더이상 에너지원이 없으니 엄청난 압력을 받게 되는데, 이 압력은 축퇴된 전자들이 [[파울리의 배타원리]]에 의해 지탱해준다. 그러나 압력이 특정 한계를 넘어서게 되면 중심핵을 지탱해주던 전자들이 순간적으로 양성자와 결합해 중성자가 되어버리는 현상이 발생한다. 그 결과 중심부를 지탱해주던 압력이 사라지고 별은 자체 중력에 의해 급격히 [[중력붕괴]]를 일으키는데, 여기서 생긴 충격파가 별 전체를 날려 버린다. 이것이 [[초신성]] 폭발이다. 보통 태양과 중원소 함량이 비슷한 경우 태양의 12배~38배 사이에서 중성자별을 남긴다. 중원소 함량이 태양의 0.00104%(태양의 9만 5천분의 1) 이하라면 태양 질량의 8.9~25배가 된다. 중원소 함량이 태양의 1.5배를 넘어가면 태양 질량의 12.5~42배의 질량에서 중성자별을 남긴다. 즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 8.9배 이하가 되면 백색왜성으로 되며, 중원소 함량이 아무리 높아도 태양 질량의 14배 이상이 된다면 중성자별이 생성된다. 또한 태양과 비슷한 중원소 함량을 가진 별이고 태양 질량의 38배를 넘게 된다면 블랙홀로 변하게 된다. 중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 27배만 되어도 블랙홀이 될 수 있다. 다만 아무리 중원소 함량이 낮아도 태양 질량의 25배가 블랙홀이 될 수 있는 질량의 한계이다. 사실 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 40배 이하는 블랙홀이 되지 않는다. 하지만 실제로 중원소 함량이 아주 낮은 별의 경우 태양 질량의 25배만 넘어도 블랙홀이 되는데, 어떻게 블랙홀이 되냐하면… 중원소 함량이 낮은 별의 경우, 핵융합도 활발하고 질량 방출도 많지만 CNO순환이 더디고 양성자-양성자 연쇄 반응도 핵융합에 한몫을 하기에 중심핵과 복사층 하부 중심핵과 가까운 부위에서 핵융합이 주로 일어나므로 부푸는 정도가 작아지며 질량 방출의 정도도 줄어든다. 이렇게 항성의 중심부에 밀도도 높고 에너지 밀도도 높은 핵융합이 활발한 핵을 형성할 수 있다. 즉 핵융합의 범위가 복사층 상단에는 작게 일어나는지라 중심핵 부근에서 활발히 핵 반응이 일어나며 부푸는 정도가 작아 뜨거운 표면온도가 유지된다. 예를 들어 태양 만큼의 중원소 함량을 가진 100 태양질량의 별 표면온도는 51000K을 유지하지만, 중원소 함량이 태양의 1%인 경우 100 태양질량의 별은 60000K을 넘어간다. 그리고 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 반응의 핵융합이 친화적으로 이루어지는데, 양성자-양성자 연쇄 반응의 농도가 높아진다 하더라도 별의 핵반응이 낮아지는 건 결코 아니다. 태양의 100만분의 1의 중원소 함량 이상급을 가지고 있다면 핵융합의 빈도는 아무 문제가 없다. 오히려 태양의 절반의 중원소 함량에서 90만분의 1의 중원소 함량을 가진 별들의 핵반응은 중원소가 높은 별들의 핵반응보다 더 강하게 일어난다. 중심핵 부근에서 집중적으로 핵반응이 일어나는지라 복사층의 부푸는 정도가 작으니, 열이 많이 생성되어 핵반응이 더욱 활발해지는 것.[* 태양의 100배 정도되는 별의 경우 중원소 함량이 태양의 1.5배인 경우 중심부 온도는 5000만K인 반면, 중원소 함량이 태양의 1천분의 1인 경우 중심부 온도는 7000만K이나 되기 때문이다.] 덕분에 중원소 함량이 낮은 별이 같은 질량의 중원소 함량이 높은 별보다 표면온도도 더 뜨겁고 수명도 더 짧다. 다만 내부 핵반응의 특성상 외부 방출 질량이 낮아 블랙홀을 형성할 수 있는 핵을 만들 수 있게 되었다. 따라서 말기에 질량 방출을 덜 하여 자신의 질량을 많이 보존할 수 있다. 따라서 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 함량이 낮은 별들은 초기 초신성 폭발 때에는 중성자 별을 형성하고 초신성 폭발로 많은 물질이 외부로 방출되지만, 완전히 밀어내지 못하고 일부 물질이 남아 형성된 중성자 별에 낙하하며, 결국 질량 초과로 인해 중성자별이 붕괴하여 블랙홀로 변한다. 이때 블랙홀에 쌓인 물질에서 핵반응이 격렬히 일어나 [[감마선]]과 물질을 대량으로 내뿜은 초신성 폭발이 재차 일어나게 된다. 초기 초신성 폭발과 재차 초신성 폭발과의 시간 차이는 얼마 나지 않는다. 다만 재차 초신성 때는 자신의 남아 있던 모든 대량의 물질이 방출되지만 물질에서 일어나는 핵반응도 어마어마해 엄청난 감마선 폭발도 함께 일어난다. 태양 질량의 40배가 넘고 중원소 함량이 태양의 70% 이하라면 초신성 폭발 시 즉시 블랙홀로 붕괴된다. 이 정도 질량이라면 내부에 중성자별이 형성되었어도 버틸 수 있는 힘이 있으며, 중성자별에 물질이 낙하되고 블랙홀이 형성되어야만 초신성 폭발을 일으킬 수 있다. 하지만 태양 질량의 40배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 70%를 넘는다면 즉시 블랙홀이 형성되지 않고 위의 태양 질량의 25~40배를 가진, 중원소 함량이 낮은 항성의 내부에서 일어났던 것과 동일하게 일어난다. 그 이유는 중원소 함유량에 따른 항성 내부의 핵융합에 따른 변화이다. CNO순환은 온도와 질량에 민감하므로 중심핵에서 상당히 떨어진 복사층 상부 부근에서도 핵융합이 활발히 일어난다. 질량도 크면서 중원소 함유량이 높아지면 CNO 순환이 활발해지므로 복사층 상부에서도 핵융합을 할 수 있는 압력이 형성되고 온도도 유지되므로 이러한 현상이 발생하는 것이다. 이것은 중원소가 많이 포함되어 있어 CNO순환을 활발히 할 수 있기 때문이다. 결국 주계열임에도 불구하고 복사층이 부풀어 외피에 영향을 주어 별은 부풀게 되고, 표면온도가 뜨거우므로 계속해서 질량 방출이 강하게 일어나게 된다. 주계열을 마치고 내부에 헬륨핵이 형성되었을 때는 더 많은 에너지가 방출되기에 핵융합은 더 상단으로 이동하고, 또한 중심부의 뜨거운 열기가 표면까지 전달되니 더 많은 질량 방출이 일어나게 된다. 결국 초신성 폭발 시에는 핵이 중성자별로 붕괴될 때 남은 질량은 그 폭발력으로 인해 모두 다 날라가게 된다. 또한 태양보다 4배 이상의 중원소를 더 가지고 있는 경우는 질량이 아무리 크다 하더라도 블랙홀이 될 수 없는데 중원소가 풍부해 CNO순환이 활발히 일어나 내부에 뜨거운 열이 생성되어 스스로 부풀어 많은 질량 방출을 하게 된다.[* 참고로 태양 질량의 2.5배의 중원소를 가지고 있어도 태양 질량의 103배가 넘어야 블랙홀을 형성하고 3배의 경우는 태양 질량의 150배에서 블랙홀을 형성하는데 중원소 함량이 높아질수록 항성의 최대 질량 상한선도 낮아지므로 중원소가 태양의 3배까지가 거의 블랙홀이 될 수 있는 항성의 한계가 된다. 다만 성간물질이 많은 성운에서 항성의 최대 질량선 한계보다 대략 1.5배 이상 질량을 더 키운 별이 태어나기도 하므로 실질적 한계치는 태양 중원소의 4배로 잡는다.] 따라서 태양의 4배 이상의 중원소 함유량을 가지고 있는 별의 경우는 태양 질량의 200배가 넘는 질량을 가지고 있다 하더라도 중성자별을 형성하게 된다. 대신 중원소 함량이 태양의 3배 이상인 별들에서는 태양 질량의 13.5~30배에서는 일반 중성자별을, 태양 질량의 30배가 넘는다면 마그네타 중성자별을 남기게 된다. 미래에 우주에 중원소 함량이 높은 별들이 많이 태어날 텐데 질량이 큰 별의 경우는 마그네타 중성자별을 남기는 걸로 최후를 맞이하게 된다. 즉 중원소 함량이 높은 별과 낮은 별은 똑같은 핵융합을 하더라도 내부에서의 진행에 차이가 이러한 결과를 낳는다. 하지만 질량이 더 커지면 또 다른 결과를 낳게 된다. 질량이 태양의 90배가 넘게 되면 내부에 중원소들이 많이 형성되는데 특히 산소가 많이 형성된다. 탄소핵 시절까지는 압력이 낮아도 헬륨을 흡수해서 바로바로 산소를 형성하는지라 에너지가 안정적으로 공급되어 중심핵에 가해지는 압력이 작아 평형을 이루는데, 산소는 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵반응이 일어나지 않아 밀도가 매우 높아져도 핵반응이 일어나기가 쉽지 않다. 이게 질량이 태양의 40~90배 사이의 별이라면 그래도 압력이 적당히 눌려져 산소 핵반응도 맞춰져서 일어나 별이 그나마 버틸 수 있지만 태양의 90배 이상의 질량을 가진 별은 엄청난 압력과 밀도로 산소가 폭발적인 핵반응을 하여 마그네슘, 황, 규소로 융합한다. 여기서 별을 날려버릴 만큼 핵반응이 일어나 마치 하나의 항성이 탄생한 듯한 폭발이 일어나는데 이게 쌍 불안정성 초신성 폭발이다. 태양의 90~125배 사이의 별은 그래도 쌍 불안정성 초신성 폭발의 위력이 약해 별 전체가 폭발하지는 않는다. 물론 별의 질량의 상당수를 날려버리긴 하지만… 여기서 태양 중원소 함량의 2.4배 이하의 별들의 남은 질량은 블랙홀을 남길 만큼은 남게 되어 블랙홀로 붕괴된다. 대신 남기는 블랙홀의 질량은 태양 질량의 120배의 별이나 태양 질량의 60배의 별이나 남기는 블랙홀의 질량은 비슷한데 쌍 불안정성 초신성 폭발 시절에 많은 질량을 날려 나타나는 현상이다. (대략 태양 질량의 4배에 해당되는 블랙홀을 남긴다.) 태양의 130배가 넘게 되면 중심핵에서 헬륨이 핵반응을 활발히 하여 산소가 형성되는 비율이 극히 높아지는데 탄소 핵반응이 끝날 때쯤 산소 중심핵에 가해지는 압력이 엄청나게 된다. 중원소가 작은 별이기에 질량 보존도 잘 되어 있고 내부의 중심핵에 산소도 조밀하게 잘 모여 있으니 압력이 일정 범위를 초과하게 된다. 따라서 산소 중심핵이 핵반응을 폭발적으로 하게 되는데 핵반응을 통해 생긴 뜨거운 열이 그대로 전달되고 중심핵 바로 바깥의 복사층 하단과 중단에서 핵반응과 CNO순환을 폭발적으로 일으키면서 별을 확장시켜 열을 전달하며 복사층 상부까지 열이 전달되어 수소의 핵반응을 유도하게 되어 별전체가 핵반응의 아수라장이 되어버린다. 결국 별이 못 버티고 별 전체가 폭발하게 된다. 마치 하나의 커다란 별이 쌍으로 형성되는 듯한 폭발을 일으켜 쌍 불안정성 초신성 폭발이라 하는데 이 엄청난 폭발로 별 내부는 아무것도 남지 않게 된다. 하지만 쌍 불안정 초신성 폭발은 중원소 함량이 태양의 8만 7천분의 1 이하의 항성에서 일어난다. 특히 태양의 중원소 함량의 8만 7천분의 1~32만분의 1 사이의 항성은 질량이 태양의 1000배가 되더라도 쌍 불안정 초신성 폭발이 일어나 130~1000배의 거대한 별들이 전부 이러한 폭발을 하게 되는데, 어느 정도 있는 중원소들이 질량 방출을 시켜주면서, 내부의 산소가 폭발할 때 별 전체가 폭발할 수 있는 활로를 열어주기 때문이다. 대신 태양 중원소 함량의 8만 7천분의 1이상의 별들에서는 복사층 하부에서 일어나는 CNO순환이 핵에 가하는 압력을 어느 정도 상쇄시켜주므로 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나지만 별전체가 폭발하는 핵반응은 일어나지 않는다. 따라서 이러한 별은 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 비슷하다. 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. 다만 태양의 중원소 함량의 8만 7천분의 1~32만분의 1 사이의 항성은 질량이 260배를 초과하여 1000배가 되더라도 아무것도 안남는다. 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 안 남기는 초신성 폭발을 하였다. 틈만 나면 이러한 초신성 폭발을 했던지라 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, 페르뮴, 심지어 [[초악티늄족]]까지 뿌렸겠지만,[* 초신성에서 합성될 수 있는 원소의 상한선은 원자량 270 ~ 280정도로 추정된다. 이 범위에는 자발적 핵분열을 하는 동위 원소들이 흔하기 때문. 그러나 낮은 확률이지만 이 장벽을 넘어 [[안정성의 섬]](원자량 290 ~ 310)까지 도달할 가능성이 있을 수 있다.] 특히 지각의 구성 요소들인 규소, 칼슘, 황 등을 많이 뿌렸고, 철도 많이 뿌려 우주 성간 가스 내의 중원소 비율을 고르게 했다. 130억 년 전의 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 134억 년 전에서 100억 년 전까지 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 100억 년 전까지는 많이 생성되지만 그 이후는 서서히 줄어들게 되었고 지금도 이러한 별들이 곳곳에서 많이 생성되고는 있지만 초기 우주와 비교해서는 아주 적은 개체수일 뿐이다. 이러한 별들이 많이 태어난 덕분에 우주 성간 가스 내에 중원소들이 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있는 역할을 하게 된 아주 중요한 요소들이었다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기