Спалах гелієвого ядра

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^[1].

У процесі вигорання водню в центрі маломасивної зорі формується ядро, що складається здебільшого з гелію (водень у ньому майже повністю «вигорів»). Після припинення в ядрі термоядерних реакцій, воно стискається, доки у вузькому шарі навколо нього не почнеться горіння водню. Зовнішні шари зорі розширюються й охолоджуються, в оболонці розвивається інтенсивна конвекція. Зоря переходить на стадію червоного гіганта. Оскільки джерело енергії тепер розташоване зовні ядра, воно стає фактично ізотермічним^[2]. Ядро поступово збільшується та стискається, електронний газ у ядрі стає виродженим. Для зір із масою близько сонячної ця стадія триває приблизно півмільярда років^[3].

У зорях, маса яких менша 0,5 M_☉, умови для термоядерного горіння гелію ніколи не виникають.

У зорях, маса яких на головній послідовності перевищує 2,25 сонячної, потрійна гелієва реакція розпочинається на раннішій стадії еволюції, коли електронний газ у ядрі ще не вироджений, і вона відбувається спокійно, без спалаху^[1].

У зір із масою від 0,5 до 2,25 M_☉ потрійна альфа-реакція розпочинається на вершині відгалуження гігантів, коли маса ядра становитиме близько 0,45 M_☉^[1], а температура в ядрі зорі сягає 100—200 млн. К. Оскільки ядро ізотермічне, гелій починає горіти одразу в усьому ядрі^[2].

Швидкість перебігу потрійної альфа-реакції сильно залежить від температури, тоді як тиск виродженого електронного газу в ядрі від температури майже не залежить. Із початком реакції температура в ядрі починає зростати. За звичайних умов це призвело б до збільшення тиску, розширення ядра та сповільнення реакції. Однак у виродженому стані зі зростанням температури збільшення тиску не відбувається. Оскільки температура зростає, реакція дедалі прискорюється й набуває ланцюгового характеру. Процес розвивається доки за наявної густини не буде досягнуто температури виродження (3× 10⁸ K^[4]). Тоді електронний газ набуває властивостей ідеального, його тиск починає зростати з температурою й ядро бурхливо розширюється. Зменшення густини в ядрі сповільнює перебіг реакції, зоря утворює нову рівноважну конфігурацію.

Спалах відбувається за дуже короткий час (лічені хвилини) і світність ядра зорі в максимумі перевищує сонячну в десятки мільярдів разів (10¹⁰ L_☉). Але ззовні перебіг процесу непомітний і лише через деякий час світність зорі значно зростає на термін 10⁴—10⁵ років. Найімовірніше, внаслідок спалаху зоря втрачає деяку масу, однак на початок XX-го сторіччя чітких розрахунків щодо величини втрат не було^[1].

У деяких моделях передбачається ще кілька подібних спалахів, щоразу меншого масштабу^[5].

Одразу після гелієвого спалаху зоря поводить себе досить хаотично й виходить на горизонтальне відгалуження нульового віку. Ця стадія характеризується горінням гелію в ядрі й водню у вузькому шарі навколо гелієвого ядра. Якщо зоря потрапляє в смугу нестабільності, вона стає змінною типу RR Ліри.

Стадія триває близько 100 млн років^[6]. У міру вигорання гелію в центрі зорі формується вуглецево-кисневе ядро.

Після його утворення зоря потрапляє на асимптотичне відгалуження гігантів.

Горіння гелію продовжується в тонкому шарі навколо вуглецево-кисневого ядра.

У цей шар надходить гелій, який утворюється в результаті горіння водню у зовнішньому шарі ядра (на межі з переважно водневою оболонкою).

Зовнішні шари зорі стають дуже протяжними (кілька астрономічних одиниць). Пульсації призводять до втрати маси, і за сотні тисяч років зоря скидає оболонку. Скинута оболонка перетворюється на планетарну туманність, а ядро такої маломасивної зорі врешті-решт стає вуглецево-кисневим білим карликом.

• Засов А. В., Постов К. А. (2006). Общая астрофизика. с. 496. ISBN 5-85099-169-7.
• Лонгейр, М. (1983). Астрофизика высоких энергий. Москва: Пер. с англ. - М.: Мир. с. 400.
• Pettini, M. (2014). Lecture 13. Post-main sequence evolution. I: solar mass stars. Structure and Evolution of Stars (PDF) (Advanced astrophysics course at Cambridge University). Архів оригіналу (PDF) за 23 лютого 2015. Процитовано 23.02.2015.(англ.)