氦闪的过程

Question

如题所述

Answer 1

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扩张（和冷却）。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4He核聚变成的8Be的原子核极不稳定，若在它衰变之前幸好与另外一个4He融合，就能形成12C。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。