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氦閃

九月 15, 2023

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，大量的氦經由3氦過程成為碳 [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。另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發生，叫作「吸積」。

低質量恆星在不同階段的核融合反應。

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，而不是熱壓力支撐，來對抗重力塌縮；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功率相當於整個銀河系。

在正常狀態下，低質量恆星的巨大能量釋放，會導致核心的大部分脫離簡併態，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氦芯成為簡併態物質。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，氦融合就會開始以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）相对于熱壓力（與密度和溫度的乘積成比例）更占主导作用，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，因此核心不會以穩定的膨脹來降溫。

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），核心温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。當氫氣的质量足夠多時，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緻密型的主星。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面可能需要數年的時間，所以光度的脈衝會延遲）。通常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. ^ (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]. （原始内容于2019-05-22）. 
  3. ^ White Dwarf Resurrection. [3 August 2015]. （原始内容于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  . 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. 

九月 15, 2023
氦閃, 此條目需要精通或熟悉相关主题的编者参与及协助编辑, 2018年2月25日, 請邀請適合的人士改善本条目, 更多的細節與詳情請參见討論頁, 此條目翻譯品質不佳, 2016年10月24日, 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言, 也可能使用了機器翻譯, 請協助翻譯本條目或重新編寫, 并注意避免翻译腔的问题, 明顯拙劣的翻譯請改掛, href, template, html, class, redirect, title, template, href, wikipedia, html, class, redirect. 此條目需要精通或熟悉相关主题的编者参与及协助编辑 2018年2月25日 請邀請適合的人士改善本条目 更多的細節與詳情請參见討論頁 此條目翻譯品質不佳 2016年10月24日 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言 也可能使用了機器翻譯 請協助翻譯本條目或重新編寫 并注意避免翻译腔的问题 明顯拙劣的翻譯請改掛 a href Template D html class mw redirect title Template D d a a href Wikipedia CSD html G13 class mw redirect title Wikipedia CSD G13 a 提交刪除 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 大量的氦經由3氦過程成為碳 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 另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發生 叫作 吸積 低質量恆星在不同階段的核融合反應 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 而不是熱壓力支撐 來對抗重力塌縮 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功率相當於整個銀河系 在正常狀態下 低質量恆星的巨大能量釋放 會導致核心的大部分脫離簡併態 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 目录 1 紅巨星 2 白矮星聯星 3 殼層氦閃 4 相關條目 5 參考資料紅巨星 编辑 nbsp 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氦芯成為簡併態物質 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 7008100000000000000 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 氦融合就會開始以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 相对于熱壓力 與密度和溫度的乘積成比例 更占主导作用 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 因此核心不會以穩定的膨脹來降溫 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 核心温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7041500000000000000 5 1041 J 的能量 11 或約Ia超新星釋放能量7044150000000000000 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 當氫氣的质量足夠多時 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緻密型的主星 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面可能需要數年的時間 所以光度的脈衝會延遲 通常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 编辑碳引爆參考資料 编辑 Chapter 9 Post main sequence evolution through helium burning PDF 2015 07 12 原始内容 PDF 存档于2014 10 13 Taylor David The End Of The Sun North Western 2015 07 12 原始内容存档于2019 05 22 White Dwarf Resurrection 3 August 2015 原始内容存档于2019 04 28 Hansen Carl J Kawaler Steven D Trimble Virginia Stellar Interiors Physical Principles Structure and Evolution 2 Springer 2004 62 5 ISBN 978 0387200897 Seeds Michael A Backman Dana E Foundations of Astronomy 12 Cengage Learning 2012 249 51 ISBN 978 1133103769 Karttunen Hannu Kroger Pekka Oja Heikki Poutanen Markku Donner Karl Johan 编 Fundamental Astronomy 5 Springer 2007 06 27 249 ISBN 978 3540341437 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 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 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 nbsp doi 10 1086 177976 Mocak M Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low mass stars 学位论文 Technische Universitat Munchen 2009 Bibcode 2009PhDT 2M 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 Khokhlov A Muller E Hoflich P Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms Astronomy and Astrophysics 1993 270 1 2 223 248 Bibcode 1993A amp A 270 223K 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 取自 https zh wikipedia org w index php title 氦閃 amp oldid 75692505, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

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