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氦闪

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氦闪是低质量恒星（0.8～2.0太阳质量）在红巨星阶段非常短暂的热失控核聚变，大量的氦经由3氦过程成为碳 [1]。预测太阳在演化成红巨星阶段时，将在离开主序带12亿年后经历氦闪。另一种更为罕见的热失控氢融合过程也可能发生在白矮星表面发生，叫作“吸积”。

低质量恒星在不同阶段的核聚变反应。

低质量恒星不能产生足够的重力压力启动正常的氦融合。当核心中的氢耗尽后，留在核心的氦会被压实成简并态物质，以量子力学压力支撑，而不是热压力支撑，来对抗重力塌缩；这使核心的密度和温度持续增加。当温度达到一亿K，就有足够的热，导致氦融合（或氦燃烧）在核心进行。然而，简并态物质的一种基本性质是在热压力变得非常高，超过简并压力之前，温度的变化不会产生体积的变化。在主序星阶段，恒星以热膨胀调节核心的温度，但在简并态物质的核心没有这种机制。氦融合增加了温度，从而增加了核聚变的速率，进而使反应中的温度失去控制，形成热失控的核反应。这产生非常快速的氦融合，但只持续了几分钟，产生一个非常强烈的闪光。短暂的时间内释放出能量的功率相当于整个银河系的功率。

在正常状态下，低质量恒星的巨大能量释放，会导致核心的大部分脱离简并态，从而能够因热而膨胀。然而，消耗的能量与氦闪释放的总能量一样多，而且任何多余能量都会被外层吸收。因此，氦闪大多无法经由观测探测到，而只能经由天体物理模型描述。核心在膨胀之后开始冷却，大约只要经历10,000年的时间，光度和半径都将只有原先的2%。据估计，电子简并态的氦核心质量约为恒星质量的40%，而核心的6%被转化成碳[2]。

红巨星 编辑

 
樱井之星是正在经历氦闪的白矮星[3]。

质量低于2.0太阳质量的恒星，在红巨星演化的阶段，氢的核聚变随着氢的枯竭而在核心中停止，留下富含氦的核心。然而，氢的融合在核心外围的壳层中仍继续进行，产生的氦会继续累积到核心，使核心的密度增加。但不同于大质量恒星的是温度始终不能达到氦融合的水准，因此氦融合反应不会开始。这导致核聚变产生的热压力已不足以对抗重力塌缩，与创造出在大多数恒星中发现的流体静力平衡。这将导致恒星开始收缩并使温度升高，直到它最终被压缩到足以使氦芯成为简并态物质。这种简并压力终于足以阻止最中心物质的进一步塌陷，但核心的其它部分仍继续收缩，温度也继续上升，直到可以点燃氦融合反应的点（≈1×108 K），并开始氦融合[4][5][6]。

爆炸性的氦闪源于简并态物质中。一旦温度达到1亿至2亿K，氦融合就会开始以3氦过程进行，温度会迅速上升，进一步提高氦融合率，而因为简并态物质是很好的热传导体，会使反应区域扩大。

然而，由于简并压力（纯粹是密度的函数）相对于热压力（与密度和温度的乘积成比例）更占主导作用，使总压力与温度的依赖度相当薄弱。因此，温度的急遽升高只会导致压力轻微增加，因此核心不会以稳定的膨胀来降温。

这种失控的反应速率在几秒钟内就能攀升至正常能量产量的1,000亿倍左右，但要直到温度升高到热压再次占据主导地位的程度，简并态物质才会被消除。 然后，核心可以膨胀而冷却，氦的燃烧也会稳定与持续进行[7]。

质量大于太阳2.25倍的恒星，核心可以达到燃烧氦所需要的温度，而其核心不会成为简并态物质，因此不会展现出这种类型的氦闪。质量非常低的恒星（不到0.5太阳质量），核心温度永远不会热到可以点燃氦燃料的温度，因此，简并态物质的核心会继续收缩，最终会成为一颗氦白矮星。

氦闪不能通过在恒星表面辐射的电磁波观测到。因为氦闪发生在恒星核心的深处，净效应是所有释放的能量被整个核心吸收，并使简并态物质恢复成一般的物质。早期的计算显示，在某些情况下，可能会有非核聚变的质量损失[8]，但后来的恒星模型考虑到微中子的能量损失，表明没有这样的质量损失[9][10]。

在1太阳质量的恒星，估计氦闪会释放约5×1041 J的能量[11]，或约Ia超新星释放能量1.5×1044 J的0.3% [12]，它的引发类似于碳-氧白矮星的碳融合点火。

白矮星联星 编辑

当氢气从联星的伴星吸积到"白矮星"上时，氢气可以融合成氦，产生范围较狭隘的吸积率，但大部分的氢气在简并态物质的白矮星内部形成一层氢气，这种氢可以在恒星表面形成氢气壳。当氢气的质量足够多时，失控的核聚变会造成新星。在少数一些氢在表面融合的联星系统，积累的氦质量可以不稳定的燃烧产生氦闪。在某些联星系统，伴星可能已经失去大部分的氢，并将富含氦的物质捐赠给致密型的主星。请注意中子星也会出现类似的闪光[来源请求]。

壳层氦闪 编辑

壳层氦闪是有点类似但没有那么剧烈，发生在非简并态物质的非失控氦燃烧事件。这是在恒星生命后期的巨星阶段，在渐近巨星分支恒星的壳层中定期发生。恒星已经耗掉核心中大部分的氦，现在的核心由碳和氧组成。氦融合继续在核心周围的薄壳中进行，但会随着氦的耗尽而结束；同时在氦壳层上方的氢壳层也会进行氢融合成氦的反应。在累积到足够多的氦之后，氦融合会被再次点燃，导致热脉冲，进而导致恒星暂时膨胀和变亮（因为重新开始的氦融合产生的能量到达表面可能需要数年的时间，所以光度的脉冲会延迟）。通常认为这种脉冲可能每10,000年至100,000年发生一次，每次可能会持续数百年[13]。 在闪耀之后，氦闪的循环可能会使氦壳层中的氦以指数每次衰减40%[13]，热脉冲可能会导致恒星发展出气体和尘埃的拱星壳层 [来源请求]。

相关条目 编辑

参考资料 编辑

  1. ^ Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning (PDF). [2015-07-12]. （原始内容 (PDF)存档于2014-10-13）. 
  2. ^ Taylor, David. The End Of The Sun. North Western. [2015-07-12]. （原始内容存档于2019-05-22）. 
  3. ^ White Dwarf Resurrection. [3 August 2015]. （原始内容存档于2019-04-28）. 
  4. ^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution 2. Springer. 2004: 62–5. ISBN 978-0387200897. 
  5. ^ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. Foundations of Astronomy 12. Cengage Learning. 2012: 249–51. ISBN 978-1133103769. 
  6. ^ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (编). Fundamental Astronomy 5. Springer. 2007-06-27: 249. ISBN 978-3540341437. 
  7. ^ Deupree, R. G.; R. K. Wallace. The core helium flash and surface abundance anomalies. Astrophysical Journal. 1987, 317: 724–732. Bibcode:1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319. 
  8. ^ Deupree, R. G. Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash. The Astrophysical Journal. 1984, 282: 274. Bibcode:1984ApJ...282..274D. doi:10.1086/162200. 
  9. ^ Deupree, R. G. A Reexamination of the Core Helium Flash. The Astrophysical Journal. 1996-11-01, 471 (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ...471..377D. CiteSeerX 10.1.1.31.44  . doi:10.1086/177976. 
  10. ^ Mocák, M. Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars (学位论文). Technische Universität München. 2009. Bibcode:2009PhDT.........2M. 
  11. ^ Edwards, A. C. The Hydrodynamics of the Helium Flash. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1969, 146 (4): 445–472. Bibcode:1969MNRAS.146..445E. doi:10.1093/mnras/146.4.445. 
  12. ^ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms. Astronomy and Astrophysics. 1993, 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K. 
  13. ^ 13.0 13.1 Wood, P. R.; D. M. Zarro. Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables. Astrophysical Journal. 1981, 247 (Part 1): 247. Bibcode:1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032. 
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