[科普中國(guó)]-氦閃

簡(jiǎn)介

氦閃是在中等質(zhì)量恒星的核心，或是白矮星表面堆積的氦突然開始的核聚變 。

它是簡(jiǎn)并態(tài)物質(zhì)自然引發(fā)的爆炸。 當(dāng)簡(jiǎn)并壓力（純粹只是密度的函數(shù)）超越熱壓力（與密度和溫度成比例的）時(shí)，總壓力與溫度的關(guān)聯(lián)性很微弱。

過程氦閃（helium flash）

一但溫度達(dá)到一億至二億K，并且開始了氦元素的核聚變 ，溫度就會(huì)快速的增高，這會(huì)進(jìn)一步提升氦聚變的速率和反應(yīng)區(qū)域，但不會(huì)增加壓力，所以核心不會(huì)穩(wěn)定的擴(kuò)張（和冷卻）。熱失控的反應(yīng)使恒星釋出的能量很快的（只要幾秒鐘）超過正常恒星的一百萬倍，直到增加的溫度使熱壓力再度掌握優(yōu)勢(shì)，可以忽略掉簡(jiǎn)并壓力。

對(duì)中等質(zhì)量的恒星而言，重力塌縮造成恒星的核心密度很高，所以當(dāng)核心的氫耗盡之后氦閃就會(huì)發(fā)生。在收縮期間，核心溫度變得越來越高，直到外面的殼層向外膨脹，開始紅巨星的階段。當(dāng)恒星因?yàn)橹亓^續(xù)收縮，最后成為簡(jiǎn)并態(tài)物質(zhì)。簡(jiǎn)并使得恒星的溫度升高，并且氦燃燒開始接近爆炸的結(jié)局。

當(dāng)氫從伴星累積至白矮星后，氫通常會(huì)聚變成氦。這些氦在表面構(gòu)成氦的殼層，而當(dāng)氦的量足夠多時(shí)，氦閃便可能發(fā)生，成為在熱失控融合下的超新星。一般認(rèn)為I型超新星就是氦閃的結(jié)果。

殼層氦閃是相似的氦燃燒，雖然不需要依靠簡(jiǎn)并態(tài)物質(zhì)，但會(huì)在漸近巨星分支恒星核心之外的殼層周期性的發(fā)生。

兩個(gè)4He核聚變成的8Be的原子核極不穩(wěn)定，若在它衰變之前幸好與另外一個(gè)4He融合，就能形成12C。這個(gè)過程又稱為3α反應(yīng)。因燃燒過程較氫燃燒而言極短，氦燃燒過程被稱為氦閃。

紅巨星質(zhì)量小于2.0M☉的恒星，在恒星演化的紅巨星階段，因?yàn)楹诵牡臍湟呀?jīng)耗盡，留下富含氦的核心。而在殼層的氫繼續(xù)融合使核心的氦灰燼繼續(xù)累積，使核心的密度增加，但是溫度仍然沒有達(dá)到在質(zhì)量更大的恒星進(jìn)行氦融合所需要的。因此，從核聚變產(chǎn)生的熱壓力不足以創(chuàng)造在大多數(shù)恒星中的流體靜力平衡和抵抗引力坍縮。這使得恒星增加單位體積的熱含量，造成溫度上升，直到壓縮足夠的氦在核心成為簡(jiǎn)并物質(zhì)。這種簡(jiǎn)并壓力最后足以阻止核心進(jìn)一步的坍縮，但核心的其余部分會(huì)繼續(xù)收縮并使得溫度繼續(xù)上升，直到到達(dá)這個(gè)點(diǎn)（≈1×10K），使氦可以點(diǎn)燃并開始融合。345

自然爆發(fā)的氦閃源自簡(jiǎn)并物質(zhì)。一旦溫度達(dá)到1億至2億K，氦核就會(huì)進(jìn)行3氦過程，溫度迅速升高，進(jìn)一步提高氦融合率，并且因?yàn)楹?jiǎn)并物質(zhì)是熱的良導(dǎo)體，擴(kuò)大了反應(yīng)區(qū)域。

然而，因?yàn)楹?jiǎn)并壓力（純粹只是密度的函數(shù)）超越熱壓力（與密度和溫度成比例的）時(shí)，總壓力與溫度的關(guān)聯(lián)性很微弱。因此，戲劇化的增溫只是略微增加壓力，沒有穩(wěn)定核心的膨脹冷卻。

這種失控的反應(yīng)很快地（幾秒鐘）使恒星產(chǎn)生千億倍于正常恒星的能量，直到溫度再升高至熱壓力再次成為主導(dǎo)的力量，消除了簡(jiǎn)并狀態(tài)。然后，核心可以膨脹并繼續(xù)穩(wěn)定的燃燒剩余的氦。6

質(zhì)量超過2.25M☉的恒星，核心在未進(jìn)入簡(jiǎn)并狀態(tài)時(shí)就開始燃燒核心的氦，所以沒有出現(xiàn)這種類型的氦閃。質(zhì)量非常低的恒星（小于0.5M☉），核心永遠(yuǎn)不會(huì)耴得足以點(diǎn)燃氦。簡(jiǎn)并態(tài)的核心將繼續(xù)維持著，最后會(huì)成為氦白矮星。

氦閃不是由表面輻射的電磁波直接觀測(cè)到的。閃光發(fā)生在核心的深處，凈效應(yīng)是將是整個(gè)核心吸收了釋放的能量，離開簡(jiǎn)并狀態(tài)成為非簡(jiǎn)并物質(zhì)。早些時(shí)候的計(jì)算表明，在某些情況下將有非分裂的質(zhì)量損失，7但是，后來將微中子的能量損失加入計(jì)算，顯示沒有這樣的直接損失。89

白矮星聯(lián)星當(dāng)氫氣從白矮星的伴星吸積時(shí)，氫可以融合成氦的吸基率范圍很窄，但大多數(shù)系統(tǒng)的氫層都在簡(jiǎn)并白矮星的內(nèi)部發(fā)展。這些氫可以在靠近恒星表面的附近形成氫殼層。當(dāng)氫的質(zhì)量夠大時(shí)，失控的融合造成新星。 在一些聯(lián)星系統(tǒng)，在表面的氫融合，可以使大量的氦建立起不穩(wěn)定的氦閃。在某些聯(lián)星系統(tǒng)，其伴星可能失去了大量的氫，并且捐贈(zèng)富含氦的物質(zhì)給致密的恒星。注意可能會(huì)有類似閃電的中子星。

殼層氦閃殼層氦閃是類似的現(xiàn)象，但沒有如此激烈，沒有失控的氦引燃，也沒有發(fā)生在簡(jiǎn)并狀態(tài)。它們會(huì)周期性的出現(xiàn)在漸近巨星分支恒星核心的外層。這是在巨星階段的生命晚期，恒星已經(jīng)耗盡了核心分可用的大部分氦燃料，它現(xiàn)在的核心是由碳、氧組成的氦核。氦在核心外的殼層繼續(xù)燃燒，但這薄薄的一層會(huì)隨著氦的枯竭而停止。這讓在氦層上一層的氫融合可以繼續(xù)開始，在累積了足夠的氦之后，氦融合再被引燃，導(dǎo)致暫時(shí)變亮和擴(kuò)大的脈沖星（這種變化會(huì)延遲數(shù)年，因?yàn)樾枰嗄瓴拍苤匾己と诤?，和將能量傳送至表面）。這種脈沖可能會(huì)持續(xù)數(shù)百年，并且發(fā)生的周期可能是10,000年到100,000年。 在閃過之后，氦融合繼續(xù)呈指數(shù)衰減約占循環(huán)周期的40%將殼層消耗掉，熱脈沖可能會(huì)導(dǎo)致塵埃和氣體的流出，形成拱星殼層。10