氦閃

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低質量恆星核心中的氦融合。

氦閃是0.8太陽質量M)至2.0M的低質量恆星核心,在紅巨星階段非常短暫的熱失控核融合,有大量的經由3氦過程成為[1](預測太陽在離開主序帶12億年後會經歷)。許多罕見的失控氦融合過程也可以在白矮星吸積的表面上進行。由於這些低質量恆星在核心的氫耗盡時,還無法進行氦融合反應來對抗重力,最終會因為氦是以量子力學的簡併狀態壓力在核心支援與對抗重力,而不是以熱壓力阻擋引力坍縮。這種氦在核心累積到一定的比例,便會進行很激烈的氦融合(燃燒)。這一擠壓的過程導致核心的溫度和密度增加,最後當核心的溫度達到1億K时,會以驚人的速率擴大與反抗重力,並使溫度下降(在主序帶階段因為有太多的氫,所以不會發生)。但簡併物質的基本特質是溫度變化不會影響體積,因此也不受流體靜力平衡的通過融合率的規則限制,非常高的密度加快了融合速率,導致失控的核反應,在持續幾分內釋放出相當於整個銀河的能量。這純粹是以天文物理的模型來描述,因為正常的低質量恆星,能量會被外層的大氣層吸收而未能發現與觀察到。這個過程結束時,物質被加熱到熱壓力再度成為主導,因此物質會膨脹和冷卻。據估計,核心的質量大約40%是電子簡併氦,和6%的核心轉換成碳[2]

紅巨星[编辑]

質量小於2.0M的恆星,在恆星演化紅巨星階段,因為核心的氫已經耗盡,留下富含氦的核心。而在殼層的氫繼續融合使核心的氦灰燼繼續累積,使核心的密度增加,但是溫度仍然沒有達到在質量更大的恆星進行氦融合所需要的。因此,從核融合產生的熱壓力不足以創造在大多數恆星中的流體靜力平衡和抵抗引力坍縮。這使得恆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併物質。這種簡併壓力最後足以阻止核心進一步的坍縮,但核心的其餘部分會繼續收縮並使得溫度繼續上升,直到到達這個點(≈1×108 K),使氦可以點燃並開始融合[3][4][5]

自然爆發的氦閃源自簡併物質。一旦溫度達到1億至2億K,氦核就會進行3氦過程,溫度迅速升高,進一步提高氦融合率,並且因為簡併物質是熱的良導體,擴大了反應區域。

然而,因為簡併壓力(純粹只是密度的函數)超越熱壓力(與密度和溫度成比例的)時,總壓力與溫度的關聯性很微弱。因此,戲劇化的增溫只是略微增加壓力,沒有穩定核心的膨脹冷卻。

這種失控的反應很快地(幾秒鐘)使恆星產生千億倍於正常恆星的能量,直到溫度再升高至熱壓力再次成為主導的力量,消除了簡併狀態。然後,核心可以膨脹並繼續穩定的燃燒剩餘的氦[6]

質量超過2.25 M的恆星,核心在未進入简并狀態時就開始燃燒核心的氦,所以沒有出現這種類型的氦閃。質量非常低的恆星(小於0.5M),核心永遠不會耴得足以點燃氦。簡併態的核心將繼續維持著,最後會成為氦白矮星

氦閃不是由表面輻射的電磁波直接觀測到的。閃光發生在核心的深處,淨效應是將是整個核心吸收了釋放的能量,離開簡併狀態成為非簡併物質。早些時候的計算表明,在某些情況下將有非分裂的質量損失[7],但是,後來將微中子的能量損失加入計算,顯示沒有這樣的直盎損失[8][9]

白矮星聯星[编辑]

當氫氣從白矮星的伴星吸積時,氫可以融合成氦的吸基率範圍很窄,但大多數系統的氫層都在簡併白矮星的內部發展。這些氫可以在靠近恆星表面的附近形成氫殼層。當氫的質量夠大時,失控的融合造成新星。 在一些聯星系統,在表面的氫融合,可以使大量的氦建立起不穩定的氦閃。在某些聯星系統,其伴星可能失去了大量的氫,並且捐贈富含氦的物質給緻密的恆星。注意可能會有類似閃電的中子星

殼層氦閃[编辑]

殼層氦閃是類似的現象,但沒有如此激烈,沒有失控的氦引燃,也沒有發生在簡併狀態。它們會週期性的出現在漸近巨星分支恆星核心的外層。這是在巨星階段的生命晚期,恆星已經耗盡了核心分可用的大部分氦燃料,它現在的核心是由碳、氧組成的氦核。氦在核心外的殼層繼續燃燒,但這薄薄的一層會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開始,在累積了足夠的氦之後,氦融合再被引燃,導致暫時變亮和擴大的脈衝星(這種變化會延遲數年,因為需要多年才能重引燃氦融合,和將能量傳送至表面[10]。)。這種脈衝可能會持續數百年,並且發生的週期可能是10,000年到100,000年[10]。 在閃過之後,氦融合繼續呈指數衰減約佔循環週期的40%將殼層消耗掉[10],熱脈衝可能會導致塵埃和氣體的流出,形成拱星殼層。

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning
  2. ^ The End Of The Sun
  3. ^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution 2. Springer. 2004: 62–5. ISBN 978-0387200897. 
  4. ^ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. Foundations of Astronomy 12. Cengage Learning. 2012: 249–51. ISBN 978-1133103769. 
  5. ^ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (编). Fundamental Astronomy 5. Springer. : 249. ISBN 978-3540341437. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash by Deupree, R. G.
  8. ^ A Reexamination of the Core Helium Flash by Deupree, R. G.
  9. ^ Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars by Mocák, M.
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 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. 

外部連結[编辑]