氦闪是什么

Question

如题所述

Answer 1

氦闪是什么

氦闪是在中等质量恒星的核心，或是白矮星表面堆积的氦突然开始的核聚变 。 它是简并态物质自然引发的爆炸。 当简并压力（纯粹只是密度的函数）超越热压力（与密度和温度成比例的）时，总压力与温度的关联性很微弱。

氦闪(helium flash)

一但温度达到一亿至二亿K，并且开始了氦元素的核聚变 ，温度就会快速的增高，这会进一步提升氦聚变的速率和反应区域，但不会增加压力，所以核心不会稳定的(和冷却)扩张。热失控的反应使恒星释出的能量很快的(只要几秒钟)超过正常恒星的一百万倍，直到增加的温度使热压力再度掌握优势，可以忽略掉简并压力。

对中等质量的恒星而言，重力塌缩造成恒星的核心密度很高，所以当核心的氢耗尽之后氦闪就会发生。在收缩期间，核心温度变得越来越高，直到外面的壳层向外膨胀，开始红巨星的阶段。当恒星因为重力继续收缩，最后成为简并态物质。简并使得恒星的温度升高，并且氦燃烧开始接近爆炸的结局。

当氢从伴星累积至白矮星后，氢通常会聚变成氦。这些氦在表面构成氦的壳层，而当氦的量足够多时，氦闪便可能发生，成为在热失控融合下的超新星。一般认为I型超新星就是氦闪的结果。

壳层氦闪是相似的氦燃烧，虽然不需要依靠简并态物质，但会在渐近巨星分支恒星核心之外的壳层周期性的发生。

两个He核聚变成的Be的原子核极不稳定，若在它衰变之前幸好与另外一个He融合，就能形成C。这个过程又称为3α反应。因燃烧过程较氢燃烧而言极短，氦燃烧过程被称为氦闪。

Answer 2

氦闪发生在0.8太阳质量（M）至2.0M的低质量恒星核心，在红巨星阶段，是非常短暂的失控热核聚变，有大量的氦经由两次电离过程成为碳（预测太阳在离开主序带12亿年后会发生）。[1]许多罕见的失控氦融合过程也可以在白矮星吸积的表面上进行。由于这些低质量恒星在核心的氢耗尽时，还无法进行氦融合反应来抵抗引力的作用，最终会因为氦是以量子力学的简并状态压力与引力平衡，而不是以热压力阻挡引力坍缩。这种氦在核心累积到一定的比例，便会进行很激烈的氦融合（燃烧）。这一挤压的过程导致核心的温度和密度增加，最后当核心的温度达到1亿K时，会以惊人的速率扩大与反抗重力，并使温度下降（在主序带阶段因为有太多的氢，所以不会发生）。

Answer 3

Answer 4

Answer 5

氦闪是什么？氦闪是一种强烈的天体活动，主要发生在恒星的主序星阶段末期。