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氦闪

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低质量恒星在不同阶段的核聚变反应。

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,大量的经由3氦过程成为 [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聚变过程也可能发生在白矮星表面发生,叫作“吸积”。

低质量恒星不能产生足够的引力压强启动正常的氦聚变。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,以量子力学压强支撑,而不是热压强支撑,来对抗引力坍缩;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,导致氦聚变(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强变得非常高,超过简并压强之前,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。氦聚变增加了温度,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聚变,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

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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,氢的聚变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聚变的水准,因此氦聚变反应不会开始。这导致核聚变产生的热压强已不足以对抗引力坍缩,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。这种简并压强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,直到可以点燃氦聚变反应的点(≈1×108 K),并开始氦聚变[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,氦聚变就会开始以3氦过程进行,温度会迅速上升,进一步提高氦聚变率,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,由于简并压强(纯粹是密度的函数)相对于热压强(与密度和温度的乘积成比例)更占主导作用,使总压强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强轻微增加,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中微子的能量损失,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-氧白矮星的碳聚变点火

白矮星联星

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当氢气从联星的伴星吸积到"白矮星"上时,氢气可以聚变成氦,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聚变的联星系统,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

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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。氦聚变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聚变成氦的反应。在累积到足够多的氦之后,氦聚变会被再次点燃,导致热脉冲,进而导致恒星暂时膨胀和变亮(因为重新开始的氦聚变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

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参考资料

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  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可免费查阅. 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.