低質量恆星在不同階段的核融合反應。
**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功率相當於整個銀河系。

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。

紅巨星
---

 櫻井之星是正在經歷氦閃的白矮星。
質量低於2.0太陽質量的恆星，在紅巨星演化的階段，氫的核融合隨著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。這導致核融合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氦芯成為簡併態物質。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（7008100000000000000♠≈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，氦融合就會開始以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）相对于熱壓力（與密度和溫度的乘積成比例）更占主导作用，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，因此核心不會以穩定的膨脹來降溫。

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佔據主導地位的程度，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），核心温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，可能會有非核融合的質量損失，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7041500000000000000♠5×1041 J的能量，或約Ia超新星釋放能量7044150000000000000♠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。

白矮星聯星
-----

當氫氣從聯星的伴星吸積到"白矮星"上時，氫氣可以融合成氦，產生範圍較狹隘的吸積率，但大部分的氫氣在簡併態物質的白矮星內部形成一層氫氣，這種氫可以在恆星表面形成氫氣殼。當氫氣的质量足夠多時，失控的核融合會造成新星。在少數一些氫在表面融合的聯星系統，積累的氦質量可以不穩定的燃燒產生氦閃。在某些聯星系統，伴星可能已經失去大部分的氫，並將富含氦的物質捐贈給緻密型的主星。請注意中子星也會出現類似的閃光[來源請求]。

殼層氦閃
----

**殼層氦閃**是有點類似但沒有那麼劇烈，發生在非簡併態物質的非失控氦燃燒事件。這是在恆星生命後期的巨星階段，在漸近巨星分支恆星的殼層中定期發生。恆星已經耗掉核心中大部分的氦，現在的核心由碳和氧組成。氦融合繼續在核心周圍的薄殼中進行，但會隨著氦的耗盡而結束；同時在氦殼層上方的氫殼層也會進行氫融合成氦的反應。在累積到足夠多的氦之後，氦融合會被再次點燃，導致熱脈衝，進而導致恆星暫時膨脹和變亮（因為重新開始的氦融合產生的能量到達表面可能需要數年的時間，所以光度的脈衝會延遲）。通常認為這種脈衝可能每10,000年至100,000年發生一次，每次可能會持續數百年。 
在閃耀之後，氦閃的迴圈可能會使氦殼層中的氦以指數每次衰減40%，熱脈衝可能會導致恆星發展出氣體和塵埃的拱星殼層 [來源請求]。

相關條目
----

* 碳引爆

參考資料
----

1. ↑   (PDF).  [2015-07-12]. （原始内容 (PDF)存档于2014-10-13）.
2. ↑  Taylor, David.. North Western.  [2015-07-12]. （原始内容存档于2019-05-22）.
3. ↑ .  [3 August 2015]. （原始内容存档于2019-04-28）.
4. ↑  Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia.  2. Springer. 2004: 62–5. ISBN 978-0387200897.
5. ↑  Seeds, Michael A.; Backman, Dana E.  12. Cengage Learning. 2012: 249–51. ISBN 978-1133103769.
6. ↑  Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (编).  5. Springer. 2007-06-27: 249. ISBN 978-3540341437.
7. ↑  Deupree, R. G.; R. K. Wallace.. Astrophysical Journal. 1987, **317**: 724–732. Bibcode:1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319.
8. ↑  Deupree, R. G.. The Astrophysical Journal. 1984, **282**: 274. Bibcode:1984ApJ...282..274D. doi:10.1086/162200.
9. ↑  Deupree, R. G.. The Astrophysical Journal. 1996-11-01, **471** (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ...471..377D. CiteSeerX 10.1.1.31.44 可免费查阅. doi:10.1086/177976.
10. ↑  Mocák, M.  (学位论文). Technische Universität München. 2009. Bibcode:2009PhDT.........2M.
11. ↑  Edwards, A. C.. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1969, **146** (4): 445–472. Bibcode:1969MNRAS.146..445E. doi:10.1093/mnras/146.4.445.
12. ↑  Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P.. Astronomy and Astrophysics. 1993, **270** (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
13. 1 2  Wood, P. R.; D. M. Zarro.. Astrophysical Journal. 1981, **247** (Part 1): 247. Bibcode:1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032.

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
白矮星 |
| --- |
|  |
| 形成 | 
* 錢德拉塞卡極限
* PG 1159星
* 恆星演化
* 赫羅圖
* 蒭藁變星

 |
|  |
| 宿命 | 
* 黑矮星
* Ia超新星
	+ 候選者
* 中子星
	+ 脉冲星
	+ 磁星
	+ 相关联接
* 恆星黑洞
	+ 相关联接
* 致密星
	+ 夸克星
	+ 奇特星
* 臨終氦星
* B型次矮星
* 氦行星

 |
|  |
| 双星系统 | 
* 新星
	+ 遺跡
	+ 列表（英语：）
* 矮新星
* 共生變星
* 激變變星
	+ 猎犬座AM
	+ 高偏振星
	+ 中介偏振星
* X射線聯星
	+ 超軟X射線源
* 聯星脈衝星（英语：）
	+ X射线脉冲星
* 氦閃
* 碳引爆

 |
|  |
| 屬性 | 
* 脈動
* 尤卡過程
* 電子簡併物質
* 准周期振荡（英语：）

 |
|  |
| 相關条目 | 
* 行星状星云
	+ 列表
* 大质量重子天体强关联星团
* 白矮星光度函數
* 白矮星、中子星和超新星年表

 |
|  |
| 著名的白矮星 | 
* 范马南星
* 天狼星B
* 南河三B
* 波江座40 B
* BPM 37093
* HL金牛座76
* 蛇夫座RS

 |
|  |
| 
* 列表级条目 **列表（英语：）**
* 分类 **分类**
* 共享资源页面 **维基共享**

 |

 |

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
恒星 |
| --- |
|  |
| 演化 | 
* 恆星形成
* 主序前星
* 主序星
* 水平分支 (紅群聚)
* 紅巨星分支
* 漸近巨星分支
* 藍迴圈
* 上翻
* 不穩定帶
* PG 1159星
* 蒭藁變星
* 行星状星云
* 原行星雲
* 亮紅新星
* 高光度藍變星
* 沃爾夫–拉葉星
* 假超新星
* 超新星
* 極超新星
* 赫羅圖
* 双色图

 |
|  |
| 原恆星 | 
* 分子雲
	+ 电离氢区
* 包克雲球
* 初期恆星體
* 赫比格-哈羅天體
* 林忠四郎軌跡
* 林忠四郎極限
* 亨耶跡
* 獵戶型變星
	+ 金牛T星
	+ 獵戶FU型變星
* 赫比格Ae/Be星

 |
|  |
| 光度分类 | 
* 次矮星
* 主序星
	+ 藍
	+ 橙
	+ 紅
	+ 棕
	+ 黃
* 次巨星
* 巨星
	+ 紅
	+ 蓝
* 亮巨星
* 超巨星
	+ 藍
	+ 紅
	+ 黃
* 特超巨星
	+ 黃
* 藍掉隊星

 |
|  |
| 光谱分类 | 
* O
* B
* A
* F
* G
* K
* M
* Be
* OB
* B型次矮星
* 晚期型星
* 特殊恆星
	+ 金屬線星
	+ Ap和Bp星
		- 快速振盪Ap星
	+ 鋇星
	+ 碳星
	+ CN星
	+ CH星
	+ 極端氦星
	+ 牧夫λ
	+ 鉛星
	+ 汞-錳星
	+ S-型星
	+ 殼層星
	+ 鍀星

 |
|  |
| 残骸 | 
* 白矮星
	+ 氦行星
	+ 黑矮星
* 中子星
	+ 脉冲星
		- X射线
	+ 磁星
* 恆星黑洞
* 致密星
* X射线联星
	+ X射線爆發源

 |
|  |
| 纯理论恒星 | 
* 藍矮星
* 綠色星
* 黑矮星
* 奇特星
	+ 先子星
	+ 普朗克恒星（英语：）
	+ 夸克星
	+ 暗物质星
	+ Q星
* 冰冻恒星（法语：）
* 类星
* 索恩—祖特阔夫天体
* 鐵星

 |
|  |
| 核合成 | 
* 氦核作用
* 3氦過程
* 質子—質子鏈反應
* 氦閃
* 碳氮氧循環
* 鋰燃燒
* 碳燃烧
* 氖燃烧
* 氧燃烧
* 硅燃烧
* S-過程
* R-過程
* 核融合體
* 新星
	+ 新星遗迹

 |
|  |
| 结构 | 
* 核心
* 对流层
	+ 微湍流（英语：）
* 大气层
	+ 輻射層
	+ 光球层
	+ 色球层
	+ 星斑
	+ 冕
* 星风
	+ 星風泡
* 星震學
* 爱丁顿光度
* 开尔文-亥姆霍兹机制

 |
|  |
| 特徵 | 
* 命名
* 动力学
* 有效溫度
* 运动学
* 磁场
* 视星等
* 絕對星等
* 质量
* 金屬量
* 自转
* UBV色
* 變星

 |
|  |
| 恆星系統 | 
* 雙星
	+ 密接聯星
	+ 共有包層
* 聚星
* 吸积盘
* 行星系
* 太阳系

 |
|  |
| 地球视角 | 
* 北极星
* 拱極星
* 星等
* 消光
* 双色图
* 视向速度
* 自行
* 视差
* 测光标准星

 |
|  |
| 恒星列表 | 
* 普通星名表（英语：）
	+ 阿拉伯星名表（英语：）
	+ 中西星名對照表
* 星座恒星
* 巨大质量恒星
* 最小质量恒星
* 巨大恒星
* 恒星光度
* 恒星亮度
* 临近恒星
* 棕矮星
* 行星状星云
* 超新星
* 超新星候选
* 变星
* 以人名命名的恆星
* 恆星天文學年表

 |
|  |
| 相关条目 | 
* 亚恒星
	+ 棕矮星
	+ 次棕矮星
	+ 恆行星
* 星团
	+ 疏散星团
	+ 球狀星團
* 星系
* 銀河年
* 超星系團
* 日震學
* 客星
* 星座
* 星群
* 引力
* 星系際恆星
* 紅外暗雲

 |
|  |
| 
* 分类**恒星分类**
* 共享资源页面 **共享资源**
* 主题**恒星主题页**
* 主题**天文学主题页**
* 专题 **恒星专题**

 |

 |