氦閃

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低質量恆星在不同階段的核融合反應。

氦閃是低質量恆星(0.8~2.0太陽質量)在紅巨星階段非常短暫的熱失控核融合,大量的經由3氦過程成為 [1]。預測太陽在演化成紅巨星階段時,將在離開主序帶12億年後經歷氦閃。一種更為罕見的熱失控氫融合過程也可能發生在白矮星表面的吸積

低質量恆星不能產生足夠的重力壓力啟動正常的氦融合。當核心中的氫耗盡後,留在核心的氦會被壓實成簡併態物質,以量子力學壓力支撐來對抗重力塌縮,而不是熱壓力來支撐。這使核心的密度和溫度持續增加。當溫度達到一億K,就有足夠的熱,導致氦融合(或氦燃燒)在核心進行。然而,簡併態物質的一種基本性質是在熱壓力變得非常高,超過簡併壓力之前,溫度的變化不會產生體積的變化。在主序星階段,恆星以熱膨脹調節核心的溫度,但在簡併態物質的核心沒有這種機制。氦融合增加了溫度,從而增加了核融合的速率,進而使反應中的溫度失去控制,形成熱失控的核反應。這產生非常快速的氦融合,但只持續了幾分鐘,產生一個非常強烈的閃光。短暫的時間內釋放出能量的速率相當於整個銀河系的效率。

在正常狀態下,低質量恆星的巨大能量釋放,會導致核心大部分的脫離簡併態,從而能夠因熱而膨脹。然而,消耗的能量與氦閃釋放的總能量一樣多,而且任何的多餘能量都會被外層吸收。因此,氦閃大多無法經由觀測探測到,而只能經由天體物理模型描述。核心在膨脹之後開始冷卻,大約只要經歷10,000年的時間,光度和半徑都將只有原先的2%。據估計,電子簡併態的氦核心質量約為恆星質量的40%,而核心的6%被轉化成碳[2]

紅巨星[编辑]

櫻井之星是正在經歷氦閃的白矮星[3]

質量低於2.0太陽質量的恆星,在紅巨星演化的階段,氫的核融合隨著氫的枯竭而在核心中停止,留下富含氦的核心。然而,氫的融合在核心外圍的殼層中仍繼續進行,產生的氦會繼續累積到核心,使核心的密度增加。但不同於大質量恆星的是溫度始終不能達到氦融合的水準,因此氦融合反應不會開始。這導致核融合產生的熱壓力已不足以對抗重力塌縮,與創造出在大多數恆星中發現的流體靜力平衡。這將導致恆星開始收縮並使溫度升高,直到它最終被壓縮到足以使氫芯成為簡併態物質。這種簡併壓力終於足以阻止最中心物質的進一步塌陷,但核心的其它部分仍繼續收縮,溫度也繼續上升,直到可以點燃氦融合反應的點(≈1×108 K),並開始氦融合[4][5][6]

爆炸性的氦閃源於簡併態物質中。一旦溫度達到1億至2億K,氦融合就會開始使用3氦過程進行,溫度會迅速上升,進一步提高氦融合率,而因為簡併態物質是很好的熱傳導體,會使反應區域擴大。

然而,由於簡併壓力(純粹是密度的函數)是主導熱壓(與密度和溫度的乘積成比例),使總壓力與溫度的依賴度相當薄弱。因此,溫度的急遽升高只會導致壓力輕微增加,因此核心不會穩定的膨脹來降溫。

這種失控的反應速率在幾秒鐘內就能攀升至正常能量產量的1,000億倍左右,但要直到溫度升高到熱壓再次佔據主導地位的程度,簡併態物質才會被消除。 然後,核心可以膨脹而冷卻,氦的燃燒也會穩定與持續進行[7]

質量大於太陽2.25倍的恆星,核心可以達到燃燒氦所需要的溫度,而其核心不會成為簡併態物質,因此不會展現出這種類型的氦閃。質量非常低的恆星(不到0.5太陽質量),核心度永遠不會熱到可以點燃氦燃料的溫度,因此,簡併態物質的核心會繼續收縮,最終會成為一顆氦白矮星

氦閃不能通過在恆星表面輻射的電磁波觀測到。因為氦閃發生在恆星核心的深處,淨效應是所有釋放的能量被整個核心吸收,並使簡併態物質恢復成一般的物質。早期的計算顯示,在某些情況下,可能會有非核融合的質量損失[8],但後來的恆星模型考慮到微中子的能量損失,表明沒有這樣的質量損失[9][10]

在1太陽質量的恆星,估計氦閃會釋放約5×1041 J的能量[11],或約Ia超新星釋放能量1.5×1044 J的0.3% [12],它的引發類似於碳-氧白矮星的碳融合點火

白矮星聯星[编辑]

當氫氣從聯星的伴星吸積到"白矮星"上時,氫氣可以融合成氦,產生範圍較狹隘的吸積率,但大部分的氫氣在簡併態物質的白矮星內部形成一層氫氣,這種氫可以在恆星表面形成氫氣殼。當氫氣的直量足夠多時,失控的核融合會造成新星。在少數一些氫在表面融合的聯星系統,積累的氦質量可以不穩定的燃燒產生氦閃。在某些聯星系統,伴星可能已經失去大部分的氫,並將富含氦的物質捐贈給至秘型的主星。請注意中子星也會出現類似的閃光[來源請求]

殼層氦閃[编辑]

殼層氦閃是有點類似但沒有那麼劇烈,發生在非簡併態物質的非失控氦燃燒事件。這是在恆星生命後期的巨星階段,在漸近巨星分支恆星的殼層中定期發生。恆星已經耗掉核心中大部分的氦,現在的核心由碳和氧組成。氦融合繼續在核心周圍的薄殼中進行,但會隨著氦的耗盡而結束;同時在氦殼層上方的氫殼層也會進行氫融合成氦的反應。在累積到足夠多的氦之後,氦融合會被再次點燃,導致熱脈衝,進而導致恆星暫時膨脹和變亮(因為重新開始的氦融合產生的能量到達表可能需要數年的時間,所以光度的脈衝會延遲)。認為這種脈衝可能每10,000年至100,000年發生一次,每次可能會持續數百年[13]。 在閃耀之後,氦閃的迴圈可能會使氦殼層中的氦以指數每次衰減40%[13],熱脈衝可能會導致恆星發展出氣體和塵埃的拱星殼層 [來源請求]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning
  2. Taylor, David. The End Of The Sun. North Western. 
  3. White Dwarf Resurrection. [3 August 2015]. 
  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. doi:10.1086/177976.  已忽略未知参数|citeseerx= (帮助)
  10. Mocák, M. Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars (PhD. Thesis). 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.