氦閃

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氦過程成爲碳 。 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 。 另一種更爲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啓動正常的氦融合 。 當核心中的氫耗盡後 ， 留在覈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 ） 在覈心進行 。 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爲恆星質量的40 % ， 而核心的6 % 被轉化成碳 。