氦閃

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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聚變，大量的氦經由3氦過程成為碳。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，從而增加了核聚變的速率，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。

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紅巨星

質量低於2.0太陽質量的恆星，在紅巨星演化的階段，氫的核聚變隨着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。這導致核聚變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。

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占據主導地位的程度，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。

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，可能會有非核聚變的質量損失，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。

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

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