무거운 주계열별

질량이 태양의 1.4배 이상인 무거운 별들의 중심부 온도는 중력압으로 인하여 1천6백만°K 이상에 달하게 되며 이런 경우에는 가벼운 별의 중심부에서 일어나는 양성자-양성자반응 대신에 탄소와 질소와 산소가 촉매(觸媒, catalyzer) 역할을 하면서 수소와 융합하여 상호 변환을 거듭하다가 헬륨을 생성하는데 이를 일반적인 CNO순환과정이라고 한다. 그런데 별이 무거우면 무거울수록 중력압도 커지므로 별이 중력의 작용으로 붕괴되는 것을 막고 평형을 유지하기 위해서는 자신이 가지고 있는 핵연료를 그만큼 더 빨리 연소시킬 수밖에 없으며 따라서 별 표면으로부터 더 많은 열이 빠져나가게 되므로 밝기는 하지만 그만큼 단명할 수밖에 없다. 그래서 태양과 같은 크기의 별은 수명이 100억년정도 되지만 태양의 2배인 경우는 약 30억년, 5배인 경우는 약 7천만년, 10배인 경우는 약 1천만년, 25배인 경우에는 약 5백만 년이며 50배인 경우는 채 1백만 년도 되지 않는다. 주계열별로 진화할 수 있는 질량의 한계는 일반적으로 태양의 60배 정도인데 드물게는 태양의 100배 정도인 주계열별도 있다. 또 이런 별들은 중심핵에서 수소를 연료로 헬륨을 합성한다는 점에서는 주계열별로 보아야 하겠지만 크고 매우 밝아 푸른색을 띠기 때문에 이 별의 다음 단계인 청색거성과 구분하지 않고 같이 보기도 한다.

청색거성(靑色巨星, blue giant star), 청색초(超)거성(blue supergiant star)

CNO순환과정을 통하여 헬륨이 만들어져도 무거운 별의 경우에는 정수평형을 유지하는 중력압과 중심부의 온도가 충분히 높기 때문에 헬륨은 축퇴를 일으키지 않고 플라즈마 상태를 유지한다. 그러다가 헬륨이 충분히 합성되고 나면 수평가지별에서와 같이 수소핵융합층 안쪽에서 헬륨 핵들이 삼중알파반응을 통하여 탄소를 합성하게 되며 이러한 단계에 있는 별을 청색거성이라고 한다. 그러나 청색거성에서는 헬륨이 축퇴되어 있지 않기 때문에 수평가지별에서와는 달리 헬륨 섬광은 일어나지 않는다. 청색거성 중에서도 질량이 매우 큰 것은 청색초거성이라고도 한다.

적색초(超)거성(red supergiant star)과 여러 가지 백색왜성

청색거성에서 헬륨 핵융합이 계속 진행되면 중심핵에는 헬륨 핵융합으로 만들어진 비활성 탄소가 점점 더 많이 축적되고 헬륨 핵융합은 그 주위에서 일어나며 비활성 헬륨 층은 점점 더 엷어진다. 그러다가 핵융합이 차차 줄어들고 중심핵에 무거운 탄소가 증가하면서 중심핵을 유지시키고 있던 평형이 깨어지게 된다. 그래서 핵융합이 중단될 때가 가까워지면 핵융합이 진행되는 동안에는 플라즈마 상태로 있던 원자핵과 전자가 다시 결합하게 된다. 그리고 중력압으로 인해 중력붕괴가 다시 시작되어 중심핵이 수축되면서 온도가 다시 높아져 부피가 증가하고, 부피가 증가하면 온도가 다시 떨어져서 중력압이 증가하는 열적 평형상태가 유지된다.

이런 과정에서 탄소원자는 축퇴를 일으키게 되며 별의 중심핵이 완전히 축퇴되기 전까지는 위와 같은 열적 평형상태가 유지되나 완전히 축퇴되면 사정은 달라진다. 이제는 압력이 증가하면서 온도가 상승해도 부피가 증가하지 않기 때문에 온도가 낮아지는 것이 아니라 더 높아져서 중심핵에 쌓이게 된다. 그러다가 중심핵을 둘러싸고 있던 비활성 헬륨 층이 갑자기 수축한 중심핵의 표면으로 무너져 내리면서 압축되어 다시 핵융합을 시작한다. 이 열로 인하여 바깥부분에 있던 헬륨 층이 엄청나게 팽창하여 적색거성의 경우와 같이 별의 겉껍질을 만들며 이러한 별은 적색거성보다도 훨씬 더 크기 때문에 적색초거성이라고 한다. 그리고 겉껍질과 중심부 사이 역시 적색거성의 경우와 같이 거의 진공에 가까우며 대류로 인하여 맥동을 하게 된다.

별의 겉껍질을 만들며 다시 시작된 핵융합으로 인하여 만들어지는 탄소 핵이 중심핵에 자꾸 쌓이면 중심핵의 밀도가 높아져 축퇴된 중심핵의 가장 안쪽에서 작게나마 탄소 핵융합이 일어나게 된다. 축퇴된 탄소로 이루어진 중심핵은 별의 질량에 따라 탄소섬광을 일으키기도 하면서 온도가 6억°K이상까지 올라가고 탄소 핵은 헬륨 핵과 융합하여 양성자와 중성자가 각각 8개씩인 산소를 합성한다. 그 다음 단계로는 탄소 핵과 탄소 핵이 융합하거나 산소 핵과 헬륨 핵이 융합하여 양성자와 중성자가 각각 10개씩인 네온을 만들고 네온 핵은 다시 헬륨 핵과 융합하여 양성자와 중성자가 각각 12개씩인 마그네슘(magnesium/Mg)으로 융합된다. 그리고 이들 원소가 중심핵에서 축퇴되며 위와 비슷한 과정을 거쳐 이번에는 탄소 층이 겉껍질로 팽창하게 된다.

질량이 태양의 8배 이하인 경우에는 이 단계에서 겉껍질은 팽창하여 행성성운이 되었다가 우주공간에 흐트러지게 되고 중심핵은 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 이루어진 백색왜성이 된다. 그러나 별의 질량이 개략 태양의 8배 이상이고 12배 이하인 경우에는 중심핵의 온도가 15억°K까지 이르게 되고 산소와 네온이 다시 위와 비슷한 과정의 핵융합을 일으켜 마그네슘, 황(黃, sulfur/S), 실리콘(silicon/Si, 규소/硅素)을 합성하며 역시 위와 비슷한 과정을 거쳐 네온과 산소가 겉껍질이 되고 중심핵은 주로 마그네슘, 황, 실리콘으로 이루어진 백색왜성이 된다.

별의 질량이 개략 태양의 12배 이상인 경우에는 중심핵의 온도가 20억°K 이상이 되고 실리콘이 다시 핵융합을 일으켜 니켈(nickel/Ni)을 합성한다. 니켈은 양전자와 중성미자를 방출하며 코발트(cobalt/Co)로 붕괴되고 코발트는 다시 양전자와 중성미자를 방출하며 철(鐵, iron/Fe)로 붕괴된다. 그런데 앞서의 모든 핵융합 단계에서는 질량이 줄어들면서 이들이 열에너지로 바뀌었으나 철이 핵융합을 하기 위해서는 오히려 에너지가 소모되므로 이들이 더 무거운 원소로 합성되는 것은 불가능하며 따라서 철이 생성되는 것으로 모든 열핵융합 반응은 끝나게 된다.

이와 같이 별의 일생은 별의 질량에 따라 직접적인 영향을 받는데 질량이 태양의 개략 25배인 별은 다음과 같은 변화를 겪는다. 첫 번째 단계는 주계열별(또는 청색거성)로서 CNO순환과정에 의해 수소를 태워 헬륨을 융합하며 중심핵의 온도는 4천만°K 정도이고 수명은 5백만 년에서 1천만년 정도이다. 두 번째 단계는 청색거성으로서 삼중알파반응에 의해 헬륨을 연료로 하여 탄소와 산소를 융합하며 중심핵의 온도는 2억°K 정도이고 수명은 5십만 년에서 1백만 년 정도이다. 세 번째 단계는 적색초거성 1단계로서 탄소를 연료로 산소, 네온, 마그네슘을 생성하며 중심핵의 온도는 6억°K 정도이고 수명은 5백년에서 1천년 정도이다. 네 번째 단계는 적색초거성 2단계로서 산소와 네온을 연료로 마그네슘, 황, 실리콘을 생성하며 중심핵의 온도는 15억°K 정도이고 수명은 반년에서 1년 정도이다. 다섯 번째 단계는 적색초거성 3단계로서 실리콘으로 니켈을 융합하고 니켈은 코발트로, 코발트는 다시 철로 붕괴되며 중심핵의 온도는 20억°K 이상이고 수명은 겨우 하루 정도이다.

Ia형 초신성(超新星, supernova)폭발

쌍둥이별의 적어도 어느 한쪽이 청색(초)거성인 경우 이 별이 먼저 적색초거성이 되어 계속 팽창하는 겉껍질이 상대별과 점점 더 가까워지면서 중력이 더 큰 상대별에게 겉껍질을 이루고 있는 물질을 빼앗기게 된다. 이렇게 물질을 계속 빼앗긴 별은 백색왜성이 되고 계속 물질을 받아드린 상대별은 노화가 촉진되어 적색(초)거성의 길로 들어서게 된다. 그리고 이번에는 반대로 새로 적색거성이 된 별의 겉껍질을 이루고 있던 물질들이 백색왜성으로 끌려가게 된다. 이 때 백색왜성과 적색거성에서 끌려온 물질의 질량의 합이 태양의 1.4배인 찬드라세카 한계질량을 넘어서게 되면 신성폭발의 경우와 같이 폭발이 백색왜성의 표면에서 일어나는 것이 아니라 백색왜성 전체가 폭발하여 우주공간으로 흐트러지게 된다. 이를 Ia형 초신성폭발이라고 하며 최대 밝기는 태양의 100억 배에 달하여 소속 은하 전체를 밝힐 수 있을 정도이다. 그리고 태양 질량의 50~100%에 달하는 철과 태양 질량의 12~15%에 달하는 산소 및 기타 소량의 무거운 원소들을 우주공간에 쏟아 놓는다. 이것 역시 새로운 별로 오인되어 붙여진 이름이며 신성폭발보다 규모가 훨씬 더 커서 초(超)라는 글자가 더 붙게 된 것이다. 이 외에 Ib형과 Ic형도 있으나 아직 잘 알려지지 않고 있다.