무거운 별은 핵연료를 빨리 태워먹기 때문에 수명이 상대적으로 짧기에 진화 속도가 빠릅니다. 그리고 많은 에너지를 빠르게 태워먹는 덕에 광도, 표면 온도와 같은 물리량이 큰 편이예요. 늘 얘기했듯 H-R도에서 주계열성은 왼쪽 위에서 오른쪽 아래를 연결하는 대각선에 위치해있는데, 지난 [천체특강 7]에서 얘기했듯 H-R도 왼쪽 위로 갈수록 표면 온도가 높아지고 광도가 크다고 했죠? 그렇기에 무거운 별의 주계열성 단계를 H-R도에 표시하려면 왼쪽 위에 표시해야 합니다.

이 녀석도 핵에너지에 따라 생기는 압력과 중간으로 쪼그라드려는 중력이 평형을 이뤄 정역학 평형을 이루고 있죠.

지난 [천체특강9]에서도 언급했듯, 무거운 별은 CNO 사이클에 따라 핵융합이 일어나요.

교과서에도 있지만, 이걸 그림으로 나타내면

(이미지출처-한국천문연구원)

이렇습니다. 이런 복잡한 그림 때문에 이 핵반응이 뭐지? 싶으실 수 있는데 얘도 가벼운 별에서 일어나는 p-p 핵융합처럼 수소 핵융합 반응이예요.

다만 얘는 탄소 원자핵(C), 질소 원자핵(N), 산소 원자핵(O)가 촉매 역할을 해서 수소 핵융합 반응이 일어나면서 헬륨을 만들어내고, 핵에너지를 내면서 주계열성이 빛과 열을 내고 있습니다.

저 위 그림에서도 수소 원자핵에서 시작해 한바퀴 삐잉 도는 과정을 거쳐서 헬륨 원자핵까지 만들어지는 거 한번 찾아보세요.

(이미지출처-미국천문학회 천체핵물리분과)

온도가 높을수록 CNO 사이클의 효율이 좋아집니다.

이런 핵융합이 일어나는 곳은 별 안에서 어디일까요?

(이미지출처-nucastro)

왼쪽 그림을 보세요. 오른쪽 그림인 p-p 핵융합과 비교해보시면서.

[천체특강 9]를 열심히 공부했다면 p-p 반응이 뭔지 잘 아실겁니다. p-p 반응이 일어나는 가벼운 별이랑 비교해보면서 CNO사이클이 일어나는 무거운 별의 구조를 살펴보세요.

가벼운 별이랑 달리 중심에서 대류가 일어나고 가쪽에서 복사가 일어나네요. 게다가 복사가 일어나는 층이 두텁고. 핵융합 반응은 주계열성 단계일 때는 항상 중심핵에서 일어나니까, 무거운 별의 CNO 사이클은 중심부 대류핵에서 일어나네요.

이렇게 무거운 젊음을 불태운 무거운 주계열성도 서서히 때가 다 되어 주계열 단계를 벗어나 초거성 단계로 넘어갑니다.

가벼운 별의 거성때보다 더 무겁다고 초거성이예요. 반지름도 큰 편이고. 그래서 H-R도에 나타내면 왼쪽 위에서 오른쪽 위까지 분포해있습니다. 초거성 역시 마찬가지예요. 주계열성 단계가 끝날 때 중심핵에서 CNO사이클에 의한 수소 핵융합이 끝나면 우리가 앞에서 했던 별의 물리량에 따라 수축하면서 별의 온도가 다시 높아져서 헬륨 연소(헬륨 핵융합 반응)가 시작되고, 그렇게 다시 온도가 높아지면서 바깥쪽 껍질에서는 수소 핵융합 반응이 일어납니다.(이 층을 수소각이라고 해요)

이러면서 다시 핵융합 에너지에 의해 외부로 압력이 가해지면서 별의 반지름이 다시 점점 커져요. 특히 헬륨 핵융합에 의해 더 많은 에너지가 생기니까 별의 반지름 크기가 기존 주계열성때보다 더 커지게 되는거죠.

(여기까진 가벼운 별이랑 똑같네요)

이제 가벼운 별이랑 다른 점은, 헬륨 핵융합에서 끝나지 않는다는 점입니다. 나머지는 별 껍질층에서 핵융합이 일어난다는 거 까지 똑같아요.

헬륨 핵융합 이후 탄소핵이 생기면 껍질층에서 헬륨과 수소 핵융합이, 중심부에서 탄소 핵융합이 일어나고 이후 네온 핵융합, 산소 핵융합, 규소 핵융합까지 거쳐서 철 핵을 만들어냅니다. 철은 매우 안정해서 별 안에서는 더 이상 핵융합을 할 수 없어요.