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”。
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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]。