ヘリウムフラッシュ

ヘリウムフラッシュは、赤色巨星期の低質量星（太陽質量の0.8倍（M _☉）から2.0倍（ M _☉ ^[1]）の間）の中心核で起こる、非常に短時間の熱暴走 核融合反応である。太陽は主系列を離れてから12億年後にヘリウムフラッシュを経験すると予測されている。また、はるかにまれな暴走ヘリウム核融合反応が、集積中の白色矮星の表面でも発生することがある。

低質量の星では、通常のヘリウム核融合を開始するのに十分な重力圧力は発生しません。中心核の水素が枯渇すると、残ったヘリウムの一部は縮退物質に圧縮され、熱圧力ではなく量子力学的圧力によって重力崩壊に対抗します。その後の水素殻融合により中心核の質量がさらに増加し​​、中心核の温度が約 1 億ケルビンに達します。この温度は中心核でヘリウム核融合 (または「ヘリウム燃焼」) を開始するのに十分な熱です。

しかし、縮退物質の基本的な性質は、熱圧力が非常に高くなって縮退圧力を超えるまで、温度の上昇が物質の圧力を上昇させないことです。主系列星では、熱膨張によって中心核の温度が調整されますが、縮退した中心核ではこれは起こりません。ヘリウムの融合により温度が上昇し、融合速度が上昇し、暴走反応で温度がさらに上昇し、すぐに中心核全体に広がります。これにより、非常に強力なヘリウム融合の閃光が発生しますが、これはわずか数分間しか続きませんが、^[2]その間、天の川銀河全体に匹敵する速度でエネルギーが生成されます。 [ ^2]

通常の低質量星の場合、膨大なエネルギー放出によってコアの大部分が縮退から抜け出し、熱膨張する。これによりヘリウムフラッシュによって放出される全エネルギーのほとんどが消費され、^[2]残りのエネルギーは星の上層に吸収される。したがって、ヘリウムフラッシュは観測ではほとんど検出できず、天体物理学モデルによってのみ説明される。コアの膨張と冷却の後、星の表面は急速に冷却され、わずか 10,000 年で以前の半径と明るさの約 2% になるまで収縮する。電子縮退したヘリウムコアの重量は星の質量の約 40% で、コアの 6% が炭素に変換されると推定されている。^[2]

サブフラッシュは、メインのヘリウムフラッシュの後に発生する脈動不安定性です。サブフラッシュは、対流境界や放射境界が良好でない星によって引き起こされます [1]。サブフラッシュは数時間から数日間続くことがあり、その後のフラッシュは一般的に弱くなりながら何年も続くことがあります [2]。サブフラッシュは、光度曲線データに フーリエ変換を適用することで検出できます [3]。

質量が 2.0 M _☉未満の恒星の進化における赤色巨星段階では、コアの水素が枯渇すると核融合が停止し、ヘリウムが豊富なコアが残ります。水素の核融合は恒星の殻内で継続し、コアにヘリウムが蓄積し続け、コアの密度が高くなりますが、より質量の大きい恒星で起こるように、温度はヘリウムの核融合に必要なレベルに達することができません。そのため、核融合による熱圧力は、重力による崩壊に対抗してほとんどの恒星で見られる静水圧平衡を作り出すのに十分ではなくなります。これにより、恒星は収縮し始め、温度が上昇し、最終的にはヘリウムの核が縮退物質になるほど圧縮されます。この縮退圧力は、最終的に最も中心にある物質のそれ以上の崩壊を止めるのに十分ですが、コアの残りの部分は収縮し続け、温度は (≈1 × 10 ⁸  K）でヘリウムが点火して核融合が始まります。^{[4] [5] [6]}

ヘリウム閃光の爆発的な性質は、縮退物質内で起こることから生じます。温度が 1 億～ 2 億ケルビンに達し、トリプルアルファ過程によるヘリウムの核融合が始まると、温度は急速に上昇し、ヘリウムの核融合率がさらに上昇します。縮退物質は熱伝導率が高いため、反応領域が広がります。

しかし、縮退圧力（純粋に密度の関数）が熱圧力（密度と温度の積に比例）よりも優勢であるため、総圧力は温度にほとんど依存しません。したがって、温度が急激に上昇しても圧力はわずかにしか上昇せず、コアの冷却膨張が安定することはありません。

この暴走反応は、数秒間で恒星の通常のエネルギー生産量の約1000億倍にまで急速に上昇し、その後温度が上昇して熱圧力が再び優勢になり、縮退が解消されます。その後、核は膨張して冷却し、ヘリウムの安定した燃焼が継続します。^[7]

質量が約 2.25 M _☉を超える恒星は、核が縮退することなくヘリウムを燃焼し始めるため、このタイプのヘリウムフラッシュは発生しません。質量が非常に低い恒星 (約 0.5 M _{☉未満) では、核はヘリウムを点火するほど熱くなりません。縮退したヘリウム核は収縮し続け、最終的に}ヘリウム白色矮星になります。

ヘリウムフラッシュは、電磁放射によって表面で直接観測することはできません。フラッシュは恒星の奥深くの中心核で発生し、その結果、放出されたエネルギーはすべて中心核全体に吸収され、縮退状態が非縮退状態になります。以前の計算では、非破壊的な質量損失が発生する可能性があると示されていましたが^[8]、ニュートリノエネルギー損失を考慮した後の恒星モデルでは、そのような質量損失は発生しないことが示されています。^{[9] [10]}

太陽質量の恒星では、ヘリウムフラッシュは約5 × 10 ⁴¹  J、^[11]または約0.3％のエネルギー放出1.5 × 10 ⁴⁴  J のIa型超新星^[12]は、炭素-酸素白色矮星における 炭素核融合の類似点火によって引き起こされます。

水素ガスが連星の伴星から白色矮星に降着すると、水素は狭い範囲の降着率で融合してヘリウムを形成するが、ほとんどのシステムでは縮退した白色矮星の内部に水素の層が形成される。この水素は蓄積して星の表面近くに殻を形成する。水素の質量が十分に大きくなると、暴走融合により新星爆発が発生する。水素が表面で融合するいくつかの連星システムでは、蓄積されたヘリウムの質量が不安定なヘリウム閃光で燃えることがある。特定の連星システムでは、伴星がほとんどの水素を失い、ヘリウムに富む物質をコンパクトな星に提供する可能性がある。同様の閃光は中性子星でも発生することに注意。^[要出典]

シェルヘリウムフラッシュは、縮退物質がない場合に起こる、多少類似しているがはるかに激しくない、暴走しないヘリウム点火イベントである。これは、コアの外側のシェルにある漸近巨星分枝で定期的に発生する。これは、巨星段階の星の寿命の後期に起こる。星は、コアにあるヘリウムのほとんどを燃やし尽くし、現在は炭素と酸素で構成されている。ヘリウム核融合はこのコアの周りの薄いシェルで継続するが、ヘリウムが枯渇すると停止する。これにより、ヘリウム層の上の層で水素核融合が始まる。十分なヘリウムが蓄積されると、ヘリウム核融合が再点火し、最終的に星が膨張して一時的に明るくなる熱パルスにつながる（光度のパルスは、再開されたヘリウム核融合のエネルギーが表面に到達するまでに数年かかるため遅れる^[13]）。このようなパルスは数百年続くことがあり、1万年から10万年ごとに定期的に発生すると考えられています。^[13] フラッシュの後、ヘリウムの核融合はヘリウム殻が消費されるにつれて、周期の約40％にわたって指数関数的に減少する速度で継続します。^[13]熱パルスにより、恒星はガスと塵の恒星周囲の殻を放出する可能性があります。^[要出典]

• 炭素爆発