헬륨 플래시

헬륨 플래시(Helium flash) 또는 헬륨 섬광은 2.25 태양질량 정도보다 작은 질량의 별들의 핵이나 강착 백색왜성의 표면에서 갑자기 헬륨 합성이 시작되는 것을 말한다. 이 현상은 큰 별의 바깥쪽 층에서 껍질 헬륨 플래시의 형태로 나타날 수도 있다. 헬륨 플래시는 헬륨이 축퇴되어 열에 의한 압력보다 양자 역학적 압력의 영향을 크게 받을 때 발생하는데, 더욱 가열되어 열에 의한 압력이 우세해진 뒤 물질이 확대되어 식으면 이는 중단된다.

핵 헬륨섬광

질량이 태양의 2.25배 정도 되는 별들에서는 핵에서 수소를 다 태워버렸을 때 핵 헬륨섬광이 일어나고, 가스압력이 중력붕괴를 버텨낼 수 없게 된다. 이것이 별을 수축하게 한다. 외부층이 확장되어 초기적색거성 단계로 도달하게 할 때까지 수축하면서 핵은 더 뜨거워진다. 별이 중력에 의해 계속 수축함에 따라 그것은 결국 축퇴물질이 되기에 충분한 압력을 받는다. 이 축퇴압은 마침내 맨 가운데에 있는 물질의 붕괴를 멈추게 한다. 핵의 남은 부분이 수축을 계속 하려하고 온도가 점점 올라가는데 이때 온도가 헬륨이 융합할 수 있는 온도 (~ 100×$10^6$K) 에 다다르게 되어 헬륨 연소가 일어난다.

헬륨 섬광의 폭발적인 성질은 축퇴물질에서 일어난다. 축퇴압(오직 밀도의 함수)이 열에 의한 압력(밀도와 온도가 균형잡힌)보다 압도적일 때 총 압력은 온도에만 미미하게 의존된다. 따라서, 온도가 1억~2억K정도에 다다르고 헬륨 융합이 Triple-alpha process를 시작하면 축퇴물질이 좋은 열 전도체이기 때문에 온도는 빠르게 상승해, 헬륨 융합 비율을 증가시키고 반응 영역을 확장시킨다. 그러나 부피가 늘어나거나 압력이 증가하지 않고, 그와같은 핵의 안정된 냉각 팽창 또한 없다. 이러한 순간적인 반응은 상승된 온도가 다시 열에 의한 압력이 우세하고 축퇴를 사라지게 할때까지 별의 일반적인 에너지 생산의 1000억 배에 다다를 정도로 빠르게 상승한다.(핵의 한 부분에서 헬륨 연소가 시작되면 단지 몇 분안에 핵 전체로 퍼진다.) 그 후 핵은 확장하여 차가워져 안정적으로 헬륨을 태울 수 있게 된다.

태양의 2.25배 이상인 별들은 중심이 축퇴되기 전에 헬륨을 태우기 때문에 이와 같은 종류의 헬륨섬광이 나타나지 않는다. 이 헬륨섬광은 직접적으로 관측가능하지 않는다는 것에 주목해야한다. 섬광은 수백만 km의 불투명한 가스에 의해 가려진, 별의 내부에서 깊은 영역에서 일어나기 때문이다.

이중 백색왜성에서의 핵 헬륨 섬광

수소가스가 이중 동반성으로부터 백색왜성으로 유착되어 들어갈 때 수소는 주로 융합하여 헬륨이 된다. 이 헬륨은 별의 표면 근처에 껍질의 형태로 만들어질 수 있다. 헬륨 질량이 충분히 커졌을때 헬륨 섬광이 일어날 수 있고 폭발적인 융합이 신성을 만든다.

껍질 헬륨 섬광

껍질 헬륨 섬광이 헬륨의 점화반응과 비슷하긴 하지만 축퇴물질에 의존하지는 않는다. 그것은 점근거성가지의 핵 바깥부분에 있는 껍질에서 주기적으로 일어난다. 점근거성은 별의 일생에서 거성단계의 후반부에 해당되며, 핵 내부의 헬륨이 대부분 연소된 상태에서 핵을 둘러싼 껍질에서 연소가 계속되는 상태이다. 이 헬륨 껍질은 물질을 그 위쪽까지 끌어올릴 만큼 크지 않아 팽창시킬 수 없다. 따라서, 반응하는 껍질의 냉각에 의한 팽창이 없어 온도는 급격히 상승한다. 이것은 열 맥동을 이끌어내고 급격하게 에너지가 방출되며 s-과정이 일어난다. 이 맥동은 몇 백년간 지속 될 것이고, 주기적으로 매 10,000~100,000년 동안 일어날 것이다. 열 맥동은 별이 가스와 먼지로 된 별 주위 껍질을 뿌리는 원인이 될 수 있다.