산소 연소 과정(oxygen burning process)은 천체물리학에서 초기 질량이 태양의 약 12배 이상인 매우 거대한 별의 핵에서 일어나는 핵융합 반응이다. 이 과정은 별이 내부의 가벼운 원소들을 모두 핵융합으로 소진한 후, 네온 연소 과정이 끝난 다음 단계에서 발생한다.
산소 연소 과정이 일어나기 위해서는 약 1.5×10⁹ K(약 15억 켈빈)의 초고온과 약 10¹⁰ kg/m³의 초고압이 필요하다. 산소 원자핵(¹⁶O)과 산소 원자핵 사이의 핵융합은 쿨롱 장벽이 매우 크기 때문에, 네온 핵융합보다 더 높은 온도에서 일어난다. 네온 핵융합이 알파 융합 과정(α 과정)을 수반하여 상대적으로 낮은 온도에서 먼저 진행되는 반면, 산소-산소 간의 직접 융합은 더 높은 에너지를 필요로 하므로 네온 연소 이후에 순차적으로 발생한다.
주요 핵반응식은 다음과 같다.
- ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He + 9.594 MeV
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹P + ¹H + 7.678 MeV
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n + 1.500 MeV
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³⁰Si + ²¹H + 0.381 MeV
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ
- ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁴Mg + ²⁴He
이 반응들을 통해 생성되는 주요 원소는 규소(Si), 황(S), 염소(Cl), 아르곤(Ar), 칼륨(K), 칼슘(Ca) 등이며, 이 중 규소와 황이 최종 조성의 약 90%를 차지한다. 산소 연소 과정은 별의 질량 및 기타 매개변수에 따라 약 0.01년에서 5년 사이의 기간 동안 지속되며, 이후 실리콘 연소 과정으로 이어진다. 실리콘 연소 과정은 철(Fe)을 생성하지만, 철은 핵융합을 통해 더 이상 에너지를 방출할 수 없어 별의 중심핵은 최종적으로 붕괴하게 된다.
산소 연소 과정은 정수압(정상 항성 진화) 조건뿐만 아니라 폭발적 조건(초신성)에서도 발생할 수 있다. 폭발성 산소 연소는 정수압 조건과 유사한 생성물을 내지만, 더 큰 광분해 반응을 수반한다는 차이가 있다. 또한 매우 거대한 종족 III 별의 경우, 산소 연소 과정 중 쌍생성(pair production)으로 인해 불안정해져 쌍불안정 초신성(pair-instability supernova)으로 이어질 수 있다.
이 개념은 항성 진화론과 핵합성(nucleosynthesis) 이론의 일부로, 1983년 Clayton의 《Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis》를 비롯한 여러 천체물리학 문헌에서 다루어지고 있다.
