檢視氦闪的原始碼

[[File:氦闪.jpeg|有框|右|<big>氦闪</big>[http://5b0988e595225.cdn.sohucs.com/images/20190401/59d3713a09aa46d8836696d24b6ddc1a.png 原图链接][https://www.sohu.com/a/305260507_120049657 来自 搜狐 的图片]]]

'''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]]，大量的氦经由3氦过程成为碳。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融合过程也可能发生在[[白矮星]]表面发生，叫作“吸积”。

低质量[[恒星]]不能产生足够的重力压力启动正常的氦融合。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]]压力支撑来对抗重力塌缩，而不是热压力来支撑。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，导致氦融合（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力变得非常高，超过简并压力之前，[[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。氦融合增加了温度，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融合，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速率相当于整个[[银河系]]的效率。

在正常状态下，低质量恒星的巨大能量释放，会导致核心大部分的脱离简并态，从而能够因热而膨胀<ref>[https://www.sohu.com/a/294686054_100222568 换一种思维方式解读《流浪地球》，你真的看懂了吗？]，搜狐，2019-02-14 </ref>。然而，消耗的[[能量]]与氦闪释放的总能量一样多，而且任何的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]]。