Helium flash (original) (raw)
El flaix de l'heli és una reacció nuclear de fusió descontrolada que té lloc en el nucli d'estrelles de baixa massa (entre 0,5 i 2, 25 masses solars) o en la superfície d'una nana blanca que està absorbint matèria. El flaix de l'heli té lloc en aquestes condicions pel fet que en les condicions existents per la seva generació l'heli està en forma degenerada, quedant protegit de col·lapse per la gravetat per efectes quàntics, de manera que en augmentar la temperatura el gas no s'expandeix i refreda com prediu la llei dels gasos ideals (pressió tèrmica), no regulant així la velocitat de fusió. El flaix s'acaba quan el gas s'escalfa fins al punt que els efectes predits per la pressió tèrmica tornen a dominar sobre els quàntics.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | El flaix de l'heli és una reacció nuclear de fusió descontrolada que té lloc en el nucli d'estrelles de baixa massa (entre 0,5 i 2, 25 masses solars) o en la superfície d'una nana blanca que està absorbint matèria. El flaix de l'heli té lloc en aquestes condicions pel fet que en les condicions existents per la seva generació l'heli està en forma degenerada, quedant protegit de col·lapse per la gravetat per efectes quàntics, de manera que en augmentar la temperatura el gas no s'expandeix i refreda com prediu la llei dels gasos ideals (pressió tèrmica), no regulant així la velocitat de fusió. El flaix s'acaba quan el gas s'escalfa fins al punt que els efectes predits per la pressió tèrmica tornen a dominar sobre els quàntics. (ca) وميض الهيليوم عبارة عن اندماج نووي حراري وجيز للغاية وقصير الكميات من الهيليوم في الكربون، من خلال عملية ألفا الثلاثية في نوى النجوم ذات الكتل المنخفضة (بين 0.8 كتلة شمسية (M☉) و2.0 M☉)) خلال مرحلة العملاق الأحمر الخاصة بهم (من المتوقع أن تشهد الشمس ومضة خلال 1.2 مليار سنة بعد أن تترك تسلسلها الرئيسي). يمكن أيضاً أن تحدث عملية اندماج هيليوم–بشكل نادر على سطح النجوم القزمة البيضاء. لا تنتج النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من ضغط الجاذبية لبدء اندماج الهيليوم الطبيعي. نظراً إلى استنفاذ الهيدروجين الموجود في نوى النجوم، يتم بدلاً من ذلك ضغط جزء من الهيليوم المتخلف في المواد المتحللة، مدعوماً ضد الانهيار الثقالي عن طريق الضغط الميكانيكي الكمومي بدلاً من الضغط الحراري. هذا يزيد من كثافة ودرجة حرارة النواة حتى تصل إلى 100 مليون كالفن، وهي درجة حرارة عالية بما فيه الكفاية للتسبب بانصهار الهيليوم أو «حرق الهيليوم» في النواة. وعلى الرغم من كل ما سبق، فإن الجودة الأساسية للمادة المتدهورة هي أن التغيرات في درجة الحرارة لا تؤدي إلى تغيير في حجم المادة حتى يصبح الضغط الحراري مرتفعاً للغاية بحيث يتجاوز ضغط التنكس. في النجوم التسلسلية الرئيسية، ينظم التمدد الحراري درجة الحرارة الأساسية، لكن هذا لا يحدث في النوى المتدهورة. يزيد انصهار الهيليوم درجة الحرارة مما يزيد معدل الانصهار وبالتالي ستزداد درجة الحرارة كرد فعل. ينتج عن هذا كله وميضاً نتيجة انصهار الهيليوم المكثف جداً والذي يدوم لبضع دقائق فقط، ولكنه يبعث الطاقة لفترة وجيزة بمعدل يساوي مجرد درب التبانة بأكملها. في حالة النجوم ذات الكتل المنخفضة الطبيعية، يتسبب الإطلاق الهائل للطاقة في خروج جزء كبير من النواة عن التدهور مما يسمح لها بالتمدد حرارياً؛ ومع ذلك، تستهلك قدراً كبيراً من الطاقة المستهلكة من إجمالي الطاقة المنبعثة من وميض الهيليوم. يتم امتصاص الطاقة الزائدة في الطبقات العلوية للنجم. بالتالي، فإن وميض الهيليوم غير قابل للكشف بشكل عام ويتم توصيفه فقط من خلال النماذج الفلكية الفيزيائية. بعد توسع النواة وتبريدها، يبرد سطح النجم ويتقلص بسرعة في أقل من 10.000 عام حتّى يصبح 2% تقريباً من نصف قطره ووميضه السابقين. تشير التقديرات إلى أن نواة الهيليوم الالكترونية المتحللة تزن نحو 40% من الكتلة النجمية وأن 6% من النواة تتحول إلى كربون. (ar) Heliový záblesk je název pro náhlé zažehnutí heliové fúze v jádru hvězd, jejichž hmotnost nepřesahuje 2,25 násobek hmotnosti Slunce . K heliovému záblesku také může dojít na povrchu bílých trpaslíků, je-li jejich materiál doplňován z jiné hvězdy. (cs) Ein Helium-Blitz (englisch helium flash) ist die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess (Heliumbrennen). Dies kann geschehen im Kern von Sternen mittlerer Masse (bis zu 2,2 Sonnenmassen), an der Oberfläche weißer Zwerge oder als Schalenbrennen bei Sternen auf dem Asymptotischen Riesenast. (de) El flash del helio es una muy breve fusión descontrolada donde grandes cantidades de helio se convierten a carbono por el proceso triple-alfa. Tiene lugar en el núcleo de estrellas de baja masa (entre 0,5 y 2,25 masas solares) en su fase de gigante roja (se estima que el Sol experimentará un flash de helio 1200 millones de años después de que salga de la fase secuencia principal) en la superficie de una enana blanca que está absorbiendo materia. El flash del helio tiene lugar en estas condiciones debido a que en las condiciones existentes para su generación el helio está en forma de materia degenerada, estando protegido de colapsar por la gravedad por efectos cúanticos, de modo que al aumentar la temperatura el gas no se expande y enfría como predice la ley de los gases ideales (presión térmica), no regulándose así la velocidad de fusión. El flash se acaba en unos minutos cuando el gas se calienta hasta el punto de que los efectos predichos por la presión térmica vuelven a dominar sobre los cuánticos. Se estima que el núcleo contiene 40 % de la masa de la estrella y que en los minutos que dura el flash se convierta 6 % del helio en el núcleo a carbono. (es) A helium flash is a very brief thermal runaway nuclear fusion of large quantities of helium into carbon through the triple-alpha process in the core of low mass stars (between 0.8 solar masses (M☉) and 2.0 M☉) during their red giant phase (the Sun is predicted to experience a flash 1.2 billion years after it leaves the main sequence). A much rarer runaway helium fusion process can also occur on the surface of accreting white dwarf stars. Low-mass stars do not produce enough gravitational pressure to initiate normal helium fusion. As the hydrogen in the core is exhausted, some of the helium left behind is instead compacted into degenerate matter, supported against gravitational collapse by quantum mechanical pressure rather than thermal pressure. This increases the density and temperature of the core until it reaches approximately 100 million kelvin, which is hot enough to cause helium fusion (or "helium burning") in the core. However, a fundamental quality of degenerate matter is that increases in temperature do not produce an increase in volume of the matter until the thermal pressure becomes so very high that it exceeds degeneracy pressure. In main sequence stars, thermal expansion regulates the core temperature, but in degenerate cores, this does not occur. Helium fusion increases the temperature, which increases the fusion rate, which further increases the temperature in a runaway reaction. This produces a flash of very intense helium fusion that lasts only a few thousand years (instantaneous on astronomical scales), but briefly emits energy at a rate comparable to the entire Milky Way galaxy. In the case of normal low-mass stars, the vast energy release causes much of the core to come out of degeneracy, allowing it to thermally expand, however, consuming as much energy as the total energy released by the helium flash, and any left-over energy is absorbed into the star's upper layers. Thus the helium flash is mostly undetectable to observation, and is described solely by astrophysical models. After the core's expansion and cooling, the star's surface rapidly cools and contracts in as little as 10,000 years until it is roughly 2% of its former radius and luminosity. It is estimated that the electron-degenerate helium core weighs about 40% of the star mass and that 6% of the core is converted into carbon. (en) Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. Ce phénomène ne dure que quelques secondes à peine, la zone de fusion nucléaire se propageant dans toute la masse du cœur d'hélium dégénéré, qui est de l'ordre de 0,5 M☉, produisant une puissance 1011 fois supérieure à la puissance nominale de l'étoile, c'est-à-dire autant qu'une galaxie tout entière. Le flash prend fin lorsque l'énergie thermique dégagée devient supérieure à l'énergie de Fermi, et qu'ainsi l'état dégénéré du cœur de l'étoile laisse place à l'état gazeux classique. Cette énergie dégagée demeure invisible en surface car entièrement absorbée par le plasma de l'étoile, dont la surface s'échauffe cependant tout en conservant une luminosité globale à peu près constante, ce qui la fait se déplacer horizontalement vers la gauche sur le diagramme HR, le long de ce qu'on appelle pour cette raison la branche horizontale. (fr) 헬륨섬광(영어: Helium flash)은 약 0.5 M☉ 이상에서 2.25 M☉ 미만의 질량을 가지는 별의 핵이나 강착 중인 백색왜성의 표면에서 일어나는 헬륨융합의 폭주이다. 헬륨섬광은 헬륨이 열압력보다 양자역학적 압력이 중력에 의한 붕괴를 저지하고 있는 상태인 축퇴상태일 때 발생한다. 따라서 융합 중인 물질의 온도의 증가는 별을 팽창시켜 냉각시키는 역할을 할 수 없고, 융합 속도에 대한 규칙성이 없다. 매우 높은 밀도 또한 융합 속도를 증가시킨다. 이어서 폭발적인 핵반응은 우리은하 전체와 맞먹을 만한 에너지를 단 수 초만에 방출한다. 일반적으로 질량이 작은 별의 경우에서, 그 에너지는 별에 의해 흡수되어 외부에서는 보이지 않는다. 그 과정은 물질이 가열되어 열압력이 우세해지는 시점에 끝나며, 별은 팽창하여 냉각된다. 헬륨섬광은 관측으로 감지할 수 없기 때문에 천체물리학적 모형에 의해 기술된다. (ko) Il flash dell'elio è una fase dell'evoluzione stellare che si verifica al termine della permanenza nel ramo delle giganti rosse per masse superiori alle 0,5 masse solari, e che porta la stella nella fase di ramo orizzontale. (it) ヘリウムフラッシュ（英: helium flash）とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。 (ja) Błysk helowy – proces, zachodzący w jądrze gwiazdy o masie od 0,8 do 2,3 masy Słońca, na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel, w procesie 3-α. Zjawisko to rozpoczyna się w temperaturze T > 108 K i gęstości plazmy ρ = 104 – 105 g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii. (pl) Een heliumflits is een uiterst korte, zeer intense kernreactie van grote hoeveelheden helium naar koolstof met het triple-alfaproces, vaak in een sterkern. Dit gebeurt meestal in sterren van 0,8 tot 2,0 zonnemassa (M☉). Het speelt zich dan af tijdens de rode-reuslevensfase, op de rode reuzentak. Ook onze Zon zal naar verwachting, 1,2 miljard jaar na haar vertrek van de hoofdreeks, een heliumflits ondergaan. Heliumflitsen komen ook periodiek voor in sterlagen van sterren op de asymptotische reuzentak. Een nog zeldzamer verschijnsel is een intense heliumflits aan het oppervlak van een accreterende witte dwerg. Minder massieve sterren produceren niet voldoende interne druk om met zwaartekracht kernfusie van helium te starten. Deze sterren branden door alle waterstof in de sterkern heen, waarna er helium overblijft, wat door kwantummechanische druk wordt samengeperst tot ontaarde materie. Dit samenpersen zal de temperatuur in de ontaarde sterkern steeds verder doen stijgen totdat de benodigde 100 miljoen kelvin bereikt wordt, wat dan wel voldoende is om heliumkernfusie te beginnen. Een fundamentele eigenschap van ontaarde materie is dat ze niet in volume toeneemt als de temperatuur stijgt. Normaal gesproken zal in de sterkern van hoofdreekssterren een hydrostatisch evenwicht de temperatuur reguleren, maar in een kern van ontaarde materie vindt dit niet plaats. De druk van temperatuur stijgt in de ster totdat deze de degeneratieve tegendruk overstijgt. Wanneer het juiste punt eenmaal bereikt is en heliumkernfusie begint, zal de fusie de temperatuur verder omhoog laten schieten, wat op zijn beurt weer heliumkernfusie versterkt. Er vindt een op hol geslagen reactie plaats. Dit creëert een flits van uiterst intensieve heliumkernfusie die slechts een paar minuten duurt; in deze korte periode wordt er even veel energie uitgestraald als in de gehele Melkweg tezamen. In een gewone ster van niet te veel massa zal de gigantische energie die vrijkomt bij een heliumflits een groot deel van de sterkern uit de ontaarde toestand halen. Nu kan de kern weer door hitte uitzetten. Deze transformatie absorbeert nagenoeg het totaal van energie uit de heliumflits; enig restant zal door de buitenste sterlagen geabsorbeerd worden. Hierdoor is een heliumflits niet te observeren; ze wordt alleen aangetoond in astrofysische berekeningen. Nadat de sterkern is uitgezet zal het steroppervlak vlug afkoelen en ineenkrimpen: in slechts tienduizend jaar is de ster nog maar 2% van de radius en lichtkracht. Men schat de massa van de elektron-gedegenerateerde heliumkern op 40% van de stermassa; 6% van de sterkern wordt omgezet in koolstof. (nl) O flash de hélio é a fusão fora de controle do hélio no núcleo de uma estrela de baixa massa - inferior a 2,25, e maior que 0,5 massas solares, ou na superfície de uma estrela anã branca em acreção. O flash de hélio também pode ocorrer nas camadas mais externas ao núcleo de estrelas maiores, em flashes da camada de hélio. Um flash de hélio ocorre nessas condições porque o hélio se encontra na forma de matéria degenerada, o que quer dizer que ele é sustentado contra a gravidade pela pressão de degenerescência, e não pela pressão térmica. Assim, um aumento na temperatura do material sendo fundido não provoca uma expansão, o que por sua vez levaria ao resfriamento, e não há regulação da taxa de fusão. O processo termina quando o material é aquecido até o ponto em que a pressão térmica passa a ser novamente dominante, provocando finalmente a expansão e o resfriamento do material. (pt) 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. (sv) Ге́лиевая вспы́шка — взрывообразное начало ядерного горения гелия в звезде. Она возникает, если область, где происходит горение гелия, не может быстро охлаждаться при увеличении температуры, и тогда нагрев приводит к увеличению скорости ядерных реакций, что приводит к ещё большему нагреву вещества. Гелиевая вспышка оказывает влияние на химический состав звезды, и, в некоторых случаях, на её структуру. Обычно под гелиевой вспышкой подразумевают начало горения гелия в ядрах звёзд ветви красных гигантов, вещество которых находится в состоянии вырожденного газа, но гелиевые вспышки другого типа могут происходить в других объектах, например, в слоевых источниках звёзд асимптотической ветви гигантов или в белых карликах. (ru) Спа́лах ге́лієвого ядра́ — вибухоподібний початок термоядерної реакції перетворення гелію на вуглець, що відбувається у вироджених ядрах зір із масою від 0,5 до 2,25 M☉ на вершині відгалуження червоних гігантів. (uk) 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 。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，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。 (zh) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Helium_flash.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageID | 507854 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 12871 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1112584982 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Carbon dbr:Quantum_mechanics dbr:Degenerate_matter dbr:Nova dbr:X-ray_burster dbc:Nucleosynthesis dbr:Gravity dbr:The_Wandering_Earth dbr:Liu_Cixin dbr:Main_sequence dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:White_dwarf dbr:Helium dbc:Helium dbr:Nuclear_fusion dbr:Carbon_detonation dbr:Gravitational_collapse dbr:Red_giant dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Hydrostatic_equilibrium dbc:Astrophysics dbc:Stellar_evolution dbr:Accretion_(astrophysics) dbr:Kelvin dbr:Sun dbr:Thermal_conduction dbc:Exotic_matter dbr:Solar_mass dbr:Ideal_gas_law dbr:Milky_Way dbr:Type_Ia_supernova dbr:Thermal_runaway dbr:Triple-alpha_process dbr:File:Helium_flash.svg dbr:File:White_Dwarf_Resurrection.jpg |
| dbp:c | 流浪地球 (en) |
| dbp:labels | no (en) |
| dbp:p | Liúlàng dìqiú (en) |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Anchor dbt:Citation_needed dbt:Short_description dbt:Solar_mass dbt:Val dbt:Zh dbt:White_dwarf dbt:Star |
| dcterms:subject | dbc:Nucleosynthesis dbc:Helium dbc:Astrophysics dbc:Stellar_evolution dbc:Exotic_matter |
| rdfs:comment | El flaix de l'heli és una reacció nuclear de fusió descontrolada que té lloc en el nucli d'estrelles de baixa massa (entre 0,5 i 2, 25 masses solars) o en la superfície d'una nana blanca que està absorbint matèria. El flaix de l'heli té lloc en aquestes condicions pel fet que en les condicions existents per la seva generació l'heli està en forma degenerada, quedant protegit de col·lapse per la gravetat per efectes quàntics, de manera que en augmentar la temperatura el gas no s'expandeix i refreda com prediu la llei dels gasos ideals (pressió tèrmica), no regulant així la velocitat de fusió. El flaix s'acaba quan el gas s'escalfa fins al punt que els efectes predits per la pressió tèrmica tornen a dominar sobre els quàntics. (ca) Heliový záblesk je název pro náhlé zažehnutí heliové fúze v jádru hvězd, jejichž hmotnost nepřesahuje 2,25 násobek hmotnosti Slunce . K heliovému záblesku také může dojít na povrchu bílých trpaslíků, je-li jejich materiál doplňován z jiné hvězdy. (cs) Ein Helium-Blitz (englisch helium flash) ist die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess (Heliumbrennen). Dies kann geschehen im Kern von Sternen mittlerer Masse (bis zu 2,2 Sonnenmassen), an der Oberfläche weißer Zwerge oder als Schalenbrennen bei Sternen auf dem Asymptotischen Riesenast. (de) 헬륨섬광(영어: Helium flash)은 약 0.5 M☉ 이상에서 2.25 M☉ 미만의 질량을 가지는 별의 핵이나 강착 중인 백색왜성의 표면에서 일어나는 헬륨융합의 폭주이다. 헬륨섬광은 헬륨이 열압력보다 양자역학적 압력이 중력에 의한 붕괴를 저지하고 있는 상태인 축퇴상태일 때 발생한다. 따라서 융합 중인 물질의 온도의 증가는 별을 팽창시켜 냉각시키는 역할을 할 수 없고, 융합 속도에 대한 규칙성이 없다. 매우 높은 밀도 또한 융합 속도를 증가시킨다. 이어서 폭발적인 핵반응은 우리은하 전체와 맞먹을 만한 에너지를 단 수 초만에 방출한다. 일반적으로 질량이 작은 별의 경우에서, 그 에너지는 별에 의해 흡수되어 외부에서는 보이지 않는다. 그 과정은 물질이 가열되어 열압력이 우세해지는 시점에 끝나며, 별은 팽창하여 냉각된다. 헬륨섬광은 관측으로 감지할 수 없기 때문에 천체물리학적 모형에 의해 기술된다. (ko) Il flash dell'elio è una fase dell'evoluzione stellare che si verifica al termine della permanenza nel ramo delle giganti rosse per masse superiori alle 0,5 masse solari, e che porta la stella nella fase di ramo orizzontale. (it) ヘリウムフラッシュ（英: helium flash）とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。 (ja) Błysk helowy – proces, zachodzący w jądrze gwiazdy o masie od 0,8 do 2,3 masy Słońca, na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel, w procesie 3-α. Zjawisko to rozpoczyna się w temperaturze T > 108 K i gęstości plazmy ρ = 104 – 105 g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii. (pl) 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. (sv) Спа́лах ге́лієвого ядра́ — вибухоподібний початок термоядерної реакції перетворення гелію на вуглець, що відбувається у вироджених ядрах зір із масою від 0,5 до 2,25 M☉ на вершині відгалуження червоних гігантів. (uk) وميض الهيليوم عبارة عن اندماج نووي حراري وجيز للغاية وقصير الكميات من الهيليوم في الكربون، من خلال عملية ألفا الثلاثية في نوى النجوم ذات الكتل المنخفضة (بين 0.8 كتلة شمسية (M☉) و2.0 M☉)) خلال مرحلة العملاق الأحمر الخاصة بهم (من المتوقع أن تشهد الشمس ومضة خلال 1.2 مليار سنة بعد أن تترك تسلسلها الرئيسي). يمكن أيضاً أن تحدث عملية اندماج هيليوم–بشكل نادر على سطح النجوم القزمة البيضاء. (ar) A helium flash is a very brief thermal runaway nuclear fusion of large quantities of helium into carbon through the triple-alpha process in the core of low mass stars (between 0.8 solar masses (M☉) and 2.0 M☉) during their red giant phase (the Sun is predicted to experience a flash 1.2 billion years after it leaves the main sequence). A much rarer runaway helium fusion process can also occur on the surface of accreting white dwarf stars. (en) El flash del helio es una muy breve fusión descontrolada donde grandes cantidades de helio se convierten a carbono por el proceso triple-alfa. Tiene lugar en el núcleo de estrellas de baja masa (entre 0,5 y 2,25 masas solares) en su fase de gigante roja (se estima que el Sol experimentará un flash de helio 1200 millones de años después de que salga de la fase secuencia principal) en la superficie de una enana blanca que está absorbiendo materia. El flash del helio tiene lugar en estas condiciones debido a que en las condiciones existentes para su generación el helio está en forma de materia degenerada, estando protegido de colapsar por la gravedad por efectos cúanticos, de modo que al aumentar la temperatura el gas no se expande y enfría como predice la ley de los gases ideales (presión té (es) Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. (fr) Een heliumflits is een uiterst korte, zeer intense kernreactie van grote hoeveelheden helium naar koolstof met het triple-alfaproces, vaak in een sterkern. Dit gebeurt meestal in sterren van 0,8 tot 2,0 zonnemassa (M☉). Het speelt zich dan af tijdens de rode-reuslevensfase, op de rode reuzentak. Ook onze Zon zal naar verwachting, 1,2 miljard jaar na haar vertrek van de hoofdreeks, een heliumflits ondergaan. Heliumflitsen komen ook periodiek voor in sterlagen van sterren op de asymptotische reuzentak. Een nog zeldzamer verschijnsel is een intense heliumflits aan het oppervlak van een accreterende witte dwerg. (nl) O flash de hélio é a fusão fora de controle do hélio no núcleo de uma estrela de baixa massa - inferior a 2,25, e maior que 0,5 massas solares, ou na superfície de uma estrela anã branca em acreção. O flash de hélio também pode ocorrer nas camadas mais externas ao núcleo de estrelas maiores, em flashes da camada de hélio. Um flash de hélio ocorre nessas condições porque o hélio se encontra na forma de matéria degenerada, o que quer dizer que ele é sustentado contra a gravidade pela pressão de degenerescência, e não pela pressão térmica. Assim, um aumento na temperatura do material sendo fundido não provoca uma expansão, o que por sua vez levaria ao resfriamento, e não há regulação da taxa de fusão. O processo termina quando o material é aquecido até o ponto em que a pressão térmica passa a (pt) 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 。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，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速率相當於整個銀河系的效率。 (zh) Ге́лиевая вспы́шка — взрывообразное начало ядерного горения гелия в звезде. Она возникает, если область, где происходит горение гелия, не может быстро охлаждаться при увеличении температуры, и тогда нагрев приводит к увеличению скорости ядерных реакций, что приводит к ещё большему нагреву вещества. Гелиевая вспышка оказывает влияние на химический состав звезды, и, в некоторых случаях, на её структуру. (ru) |
| rdfs:label | وميض هيليوم (ar) Flaix de l'heli (ca) Heliový záblesk (cs) Helium-Blitz (de) Flash del helio (es) Flash de l'hélium (fr) Helium flash (en) Flash dell'elio (it) ヘリウムフラッシュ (ja) 헬륨섬광 (ko) Heliumflits (nl) Błysk helowy (pl) Flash de hélio (pt) Гелиевая вспышка (ru) Heliumflash (sv) Спалах гелієвого ядра (uk) 氦閃 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:Helium flash wikidata:Helium flash dbpedia-ar:Helium flash http://bn.dbpedia.org/resource/হিলিয়াম_ঝলক dbpedia-ca:Helium flash dbpedia-cs:Helium flash dbpedia-de:Helium flash dbpedia-es:Helium flash dbpedia-fa:Helium flash dbpedia-fi:Helium flash dbpedia-fr:Helium flash dbpedia-he:Helium flash dbpedia-hr:Helium flash dbpedia-it:Helium flash dbpedia-ja:Helium flash dbpedia-ko:Helium flash http://ml.dbpedia.org/resource/ഹീലിയം_ഫ്ലാഷ് dbpedia-nl:Helium flash dbpedia-pl:Helium flash dbpedia-pt:Helium flash dbpedia-ru:Helium flash http://si.dbpedia.org/resource/Helium_flash dbpedia-sk:Helium flash dbpedia-sv:Helium flash dbpedia-tr:Helium flash dbpedia-uk:Helium flash dbpedia-zh:Helium flash https://global.dbpedia.org/id/52SUu |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Helium_flash?oldid=1112584982&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Helium_flash.svg wiki-commons:Special:FilePath/White_Dwarf_Resurrection.jpg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Helium_flash |
| is dbo:wikiPageDisambiguates of | dbr:Helium_(disambiguation) |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Core_Helium_Flash dbr:He_flash dbr:Helium_shell_flash dbr:Shell_helium_flash |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Stellar_mass_loss dbr:Core_Helium_Flash dbr:Beta_Ceti dbr:Beta_Fornacis dbr:Ursa_Minor dbr:V391_Pegasi dbr:V838_Monocerotis dbr:Degenerate_matter dbr:Deuterium_fusion dbr:Index_of_physics_articles_(H) dbr:Helium_(disambiguation) dbr:Nova dbr:14_Canis_Minoris dbr:Sakurai's_Object dbr:Yellow_supergiant dbr:CoRoT dbr:Moment_of_inertia_factor dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Stingray_Nebula dbr:Horizontal_branch dbr:CH_Cygni dbr:G-type_main-sequence_star dbr:Red_clump dbr:56_Andromedae dbr:Alpha_Crateris dbr:FG_Sagittae dbr:Fornax dbr:Carbon-burning_process dbr:Carbon_detonation dbr:Carbon_star dbr:Formation_and_evolution_of_the_Solar_System dbr:Graphical_timeline_of_the_universe dbr:Stellar_core dbr:Red_giant dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Hydrogen-deficient_star dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Arcturus dbr:Chi_Cygni dbr:LS_IV-14_116 dbr:La_Superba dbr:Blue_loop dbr:Sun dbr:TX_Piscium dbr:T_Ursae_Minoris dbr:Tip_of_the_red-giant_branch dbr:Martin_Schwarzschild dbr:R_Aquilae dbr:R_Centauri dbr:R_Coronae_Borealis dbr:R_Hydrae dbr:Red-giant_branch dbr:S-type_star dbr:Thermal_runaway dbr:Timeline_of_the_far_future dbr:Giant_star dbr:Outline_of_astronomy dbr:Triple-alpha_process dbr:Super-AGB_star dbr:He_flash dbr:Helium_shell_flash dbr:Shell_helium_flash |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Helium_flash |
