Heliumflash
 | Den här artikeln behöver källhänvisningar för att kunna verifieras. (2024-02) Åtgärda genom att lägga till pålitliga källor (gärna som fotnoter). Uppgifter utan källhänvisning kan ifrågasättas och tas bort utan att det behöver diskuteras på diskussionssidan. |
En heliumflash är fusionsprocessen av helium i kärnan på en mindre stjärna som har en massa mindre än runt 2,25 solmassor, eller kanske på ytan på en vit dvärg eller som skalförbränning i större stjärnor i den asymptotiska jättegrenen.
Heliumflash i kärnan
I en stjärna som har en massa på mindre än 2,25 solmassor sker heliumflashen i kärnan när vätet tar slut och trycket inte längre kan stå emot en gravitationell kollaps. Kärnan börjar då kontrahera och blir då varmare och varmare tills det gör att de yttre lagren börjar expandera och den påbörjar sin röda superjätteperiod. När stjärnan fortsätter kontrahera i takt med gravitationen, kommer den till slut bli så kompakt att massan bli degenererad. Det här degenererande trycket kommer till slut bli tillräckligt för att hindra en fortsatt kollaps av det mest centrala materialet, medan resten av materialet i kärnan fortsätter att kontrahera och värmen fortsätter att stiga. När temperaturen når cirka 100 miljoner Kelvin kan heliumet börja fusioneras.
Den explosiva naturen hos en heliumflash beror på mängden degenererad massa. Trycket är inte längre beroende av temperaturen. När temperaturen når 100-200 miljoner Kelvin fortsätter heliumfusionen genom trippel-alfa-processen, eftersom degenererad materia leder värme effektivt. Temperaturen ökar snabbt, mängden helium som fusioneras ökar och detta gör att de delar där reaktionerna sker expanderar. Trots detta kommer dock inte volymen att öka och trycket kommer inte att minska, så det är ingen stabil avkylande expansion av kärnan. Den här skenande reaktionen ökar snabbt till 100 miljarder gånger stjärnans normala energiproduktion (i fem sekunder) tills den ökade temperaturen gör det termiska trycket dominant igen, och förhindrar förfallet/kollapsen. Kärnan kan sedan expandera och kylas ner och stabilt fortsätta förbränningen av helium.
Stjärnor med en massa mer än 2,25 solmassor börjar förbränningen av helium utan att deras kärna blir degenererad så de uppvisar inte den här typen av heliumflash.
En heliumflash kan inte observeras direkt på ytan genom elektromagnetisk strålning. Flashen sker i kärnan långt in i stjärnan, och effekten kommer att bli att all frisläppt energi kommer att absorberas av kärnan.
Heliumflash på ytan av en vit dvärg
När vätgas från en anslutande stjärna till en vit dvärg är ansamlad i den vita dvärgen, fusioneras vätgasen oftast till helium. Det här heliumet kan byggas upp och bilda ett skal nära stjärnans yta. När massan av heliumet blir tillräckligt stor, kan en heliumflash inträffa, med en skenande fusion som orsakar en nova.
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från tyskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: Tkgd2007, Licens: CC BY-SA 3.0
A new incarnation of Image:Question_book-3.svg, which was uploaded by user AzaToth. This file is available on the English version of Wikipedia under the filename en:Image:Question book-new.svg
Författare/Upphovsman: Illustration by contributor., Licens: CC BY 2.5
This diagram shows the primary evolutionary stages of a solar-mass star. The axes are scaled to show the logarithm of the stellar Luminosity (L) versus the surface Temperature (T). In this diagram the Sun currently has a log(L) of zero and lies along the diagonal, main-sequence line.
The star begins as a Bok globule (a) that contracts to form a condensing protostar. When it begins burning Hydrogen about 30 million years later, it stabilizes into a zero-age main sequence star. Thereafter it remains a main sequence star for about the next 10 billion years. The proportion of Helium at the core of this star steadily increases over this period, causing a gradual rise in luminosity.
As the Hydrogen at the core becomes exhausted, the star blossoms into a massive red giant (b). The star increases in luminosity, burning Hydrogen in a shell around a degenerate Helium core. Finally the Helium flash triggers Helium fusion to begin at the core.
One to two billion years after leaving the main sequence, the giant star now begins to experience a period of instability. The envelope is gently ejected (c), forming a planetary nebula and exposing the hot, compact core. Once Helium fusion has ceased, the star becomes a white dwarf (d) and slowly radiates away its remaining energy.