헬륨 섬광

헬륨 섬광 / 氦閃 / Helium flash

태양을 포함한 태양 질량 0.5배 ~ 2.25배 정도 되는 별의 중심핵은 축퇴 상태에 다다르고, 마침내 중심핵의 온도가 헬륨 핵융합의 개시 온도인 1억 K에 다다르게 된다. 핵의 중심부에서 헬륨 핵융합이 발생하고, 축퇴 기체는 그 압력이 온도에 영향을 받지 않아 팽창에 따른 온도 증가 억제가 일어나지 않기에 헬륨 핵융합의 폭발적인 에너지는 수분 내로 별 전체로 퍼진다. 헬륨 핵융합이 급격히 중심핵 전체로 퍼지는 바로 이 현상을 헬륨 섬광이라고 한다. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.

헬륨 섬광은 굉장히 강렬하지만, 축퇴상태에서 빠르게 빨려들어가지 않은 별의 대기 때문에 그 에너지가 대부분 별의 사이즈를 기존의 별의 대기권까지 팽창하는데 쓰이고, 별 밖으로 나오지 못하여, 별의 전체적인 절대광도가 순간적으로 증가하는 일은 일어나지 않는다. 헬륨 섬광 이후 별은 팽창을 멈추고 또 수축하기 시작한다. 수축하면서 또 올라가는 온도에 의해 마침내 껍질에서는 남은 수소의 핵융합이 조금씩 진행되고, 중심핵에서는 헬륨 핵 융합이 발생하는 안정된 단계에 들어서며, 별은 수평가지에 도달한다.

수평가지에서 헬륨 핵융합이 끝나고, 헬륨 핵까지 다 써버린 별은 또 다시 연료 고갈을 겪게 되면서, 주계열성을 떠날 때처럼 별의 껍질부분은 부풀기 시작한다. 이 단계를 점근거성가지라고 한다. 별의 위치는 H-R다이어그램에서 우측 상단으로 이동하고,[2] 팽창된 대기는 광도를 증가시킨다.