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 () and 2.0 ) 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, in a matter of seconds,  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 by 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.

Red giants

During the red giant phase of stellar evolution in stars with less than 2.0  the nuclear fusion of hydrogen ceases in the core as it is depleted, leaving a helium-rich core. While fusion of hydrogen continues in the star's shell causing a continuation of the accumulation of helium in the core, making the core denser, the temperature still is unable to reach the level required for helium fusion, as happens in more massive stars. Thus the thermal pressure from fusion is no longer sufficient to counter the gravitational collapse and create the hydrostatic equilibrium found in most stars. This causes the star to start contracting and increasing in temperature until it eventually becomes compressed enough for the helium core to become degenerate matter. This degeneracy pressure is finally sufficient to stop further collapse of the most central material but the rest of the core continues to contract and the temperature continues to rise until it reaches a point () at which the helium can ignite and start to fuse.

The explosive nature of the helium flash arises from its taking place in degenerate matter. Once the temperature reaches 100 million–200 million kelvin and helium fusion begins using the triple-alpha process, the temperature rapidly increases, further raising the helium fusion rate and, because degenerate matter is a good conductor of heat, widening the reaction region.

However, since degeneracy pressure (which is purely a function of density) is dominating thermal pressure (proportional to the product of density and temperature), the total pressure is only weakly dependent on temperature.  Thus, the dramatic increase in temperature only causes a slight increase in pressure, so there is no stabilizing cooling expansion of the core.

This runaway reaction quickly climbs to about 100 billion times the star's normal energy production (for a few seconds) until the temperature increases to the point that thermal pressure again becomes dominant, eliminating the degeneracy. The core can then expand and cool down and a stable burning of helium will continue.

A star with mass greater than about 2.25  starts to burn helium without its core becoming degenerate, and so does not exhibit this type of helium flash. In a very low-mass star (less than about 0.5 ), the core is never hot enough to ignite helium. The degenerate helium core will keep on contracting, and finally becomes a helium white dwarf.

The helium flash is not directly observable on the surface by electromagnetic radiation. The flash occurs in the core deep inside the star, and the net effect will be that all released energy is absorbed by the entire core, causing the degenerate state to become nondegenerate. Earlier computations indicated that a nondisruptive mass loss would be possible in some cases, but later star modeling taking neutrino energy loss into account indicates no such mass loss.

In a one solar mass star, the helium flash is estimated to release about , or about 0.3% of the energy release of a  type Ia supernova, which is triggered by an analogous ignition of carbon fusion in a carbon–oxygen white dwarf.

Binary white dwarfs

When hydrogen gas is accreted onto a white dwarf from a binary companion star, the hydrogen can fuse to form helium for a narrow range of accretion rates, but most systems develop a layer of hydrogen over the degenerate white dwarf interior. This hydrogen can build up to form a shell near the surface of the star. When the mass of hydrogen becomes sufficiently large, runaway fusion causes a nova. In a few binary systems where the hydrogen fuses on the surface, the mass of helium built up can burn in an unstable helium flash. In certain binary systems the companion star may have lost most of its hydrogen and donate helium-rich material to the compact star. Note that similar flashes occur on neutron stars.

Shell helium flash

Shell helium flashes are a somewhat analogous but much less violent, nonrunaway helium ignition event, taking place in the absence of degenerate matter. They occur periodically in asymptotic giant branch stars in a shell outside the core. This is late in the life of a star in its giant phase. The star has burnt most of the helium available in the core, which is now composed of carbon and oxygen. Helium fusion continues in a thin shell around this core, but then turns off as helium becomes depleted. This allows hydrogen fusion to start in a layer above the helium layer. After enough additional helium accumulates, helium fusion is reignited, leading to a thermal pulse which eventually causes the star to expand and brighten temporarily (the pulse in luminosity is delayed because it takes a number of years for the energy from restarted helium fusion to reach the surface). Such pulses may last a few hundred years, and are thought to occur periodically every 10,000 to 100,000 years. 
After the flash, helium fusion continues at an exponentially decaying rate for about 40% of the cycle as the helium shell is consumed. Thermal pulses may cause a star to shed circumstellar shells of gas and dust.

See also
 Carbon detonation

References

Stellar evolution
Astrophysics
Nucleosynthesis
Helium
Exotic matter
헬륨섬광()은 약 0.5  이상에서 2.25  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.

헬륨핵 섬광 

항성 진화의 적색거성 단계 동안, 수소연소는 중심핵에서 수소가 소진됨으로써 헬륨풍부핵을 남긴채 중단된다. 수소연소는 별의 껍질에서 계속되며, 중심핵 쪽으로 헬륨 폐기물을 지속적으로 만든다. 헬륨연소는 중심핵의 밀도와 온도가 증가함으로써 별의 질량에 따라 가능성과 양상이 나뉜다. 2.25 보다 큰 별에 대해서는, 중심핵의 온도가 ≈1×108 K에 이를 때 핵의 과한 수축을 막는데 충분한 에너지의 헬륨연소가 시작된다. 유체 정역학적 평형은 헬륨융합에 의한 열이 핵을 팽창시켜 헬륨연소를 줄이고 냉각시킴으로써 규칙적인 융합이 지속 가능하고 안정적인 과정을 유지할 때 일어난다.

2.25 보다 작은 별에 대해서, 온도는 규칙적인 방식의 헬륨연소를 하는데 필요한 수준에 이르지 못한다. 여기서 열압력은 더 이상 중력에 대응하는데 충분치 못하다. 이는 별의 수축과 온도 증가의 시작을 야기한다. 중력에 의해 계속 수축함으로써, 결국 중심핵은 백색왜성에서와 같이 축퇴물질이 되는데 충분할 만큼 압축된다. 이로 인한 축퇴압은 최종적으로 중심 물질 대부분의 과한 붕괴를 멈추게 만든다. 중심핵의 나머지 부분은 계속 수축하여 온도가 증가하는데, 특정 온도(≈1×108 K)에 이르면 헬륨이 융합될 수 있는데, 그래서 헬륨이 점화된다.

헬륨섬광의 폭발적인 특징은 헬륨연소가 축퇴물질에서 발생했기 때문이다. 온도가 일단 1억~2억 K에 이르고 헬륨융합이 삼중 알파과정을 통해 시작되면, 온도가 급격하게 증가하여 헬륨융합 속도가 크게 증가한다. 이는 축퇴물질이 좋은 열전도체로, 반응 영역이 확장되기 때문이다.

그러나, 축퇴압(순수하게 밀도의 함수)이 열압력(밀도와 온도의 곱에 비례)보다 압도적이기 때문에 총압력은 온도에 덜 의존한다. 따라서, 온도의 극단적인 증가는 압력의 미미한 증가만을 야기할 뿐이다. 그래서 중심핵의 안정적인 냉각 팽창은 일어나지 않는다.

이러한 폭주 반응은 온도 증가로 인한 열압력이 다시 우세하여 축퇴상태에서 벗어나게 될 시점까지 별의 (수 초 정도의 작은 시간에 대한)일반적인 에너지 생산량의 약 1,000억 배까지 급격히 상승한다. 그러면 중심핵은 팽창하여 냉각되고 헬륨의 안정적인 연소가 계속될 것이다.

약 2.25 보다 훨씬 큰 질량의 별들은 중심핵이 축퇴되기 전에 헬륨연소가 시작된다. 그래서 이러한 유형의 헬륨섬광이 나타나지 않는다. 매우 작은 질량의 (약 0.5 보다 작은)별에서는 중심핵이 헬륨을 점화할 만큼 충분히 뜨겁지 못하다. 축퇴된 헬륨핵은 계속 수축할 것이고, 최종적으로 헬륨 백색왜성이 된다.

헬륨섬광은 전자기 복사를 통한 표면에서 직접적으로 관측할 수 없다. 섬광은 별의 안쪽 깊은 곳 중심핵에서 발생하는데, 이로 인한 순효과는 방출된 모든 에너지가 중심핵 전체에 의해 흡수되어 중심핵이 축퇴상태를 벗어나게 되는 것일 것이다. 옛날의 계산은 방해없는 질량손실이 이러한 경우에서 가능할 수 있음을 보여주었지만, 나중의 항성 모형에서는 중성미자 에너지 손실을 고려함으로써 그러한 질량손실은 없음을 보여주었다.

쌍성계의 백색왜성에서의 헬륨섬광 

쌍성계에서 짝별의 수소가스가 백색왜성으로 강착될 때, 수좁은 범위의 강착률로 수소는 헬륨으로 융합될 수 있다. 그러나 대부분의 계는 축퇴된 백색왜성 위에 수소층이 발달한다. 근처 별의 표면에서 온 수소는 백색왜성의 표면에 쌓여서 껍질을 형성한다. 수소의 질량이 충분히 크면 폭주 반응으로 신성을 일으킨다. 수소가 표면에서 융합되는 소수의 쌍성계에서 헬륨이 쌓이면 불안정한 헬륨섬광이 점화될 수 있다. 특정한 쌍성계에서는 짝별이 수소를 대부분 잃어서 나타난 헬륨풍부 물질이 밀집성이 되었을 지도 모른다. 유사한 섬광이 중성자성에서 발생하기도 한다.

헬륨껍질 섬광 

헬륨껍질 섬광은 헬륨핵 섬광과 어느정도 유사하지만 훨씬 덜 격변적이고, 축퇴물질 없이 발생하는 비폭주 헬륨 핵융합 반응이다. 이는 점근거성가지 별의 중심핵 바깥 껍질에서 주기적으로 발생한다. 점근거성가지는 별의 일생에서 거성 단계 말기에 있는 별이다. 이러한 별은 중심에서 대부분의 헬륨을 연소하여 탄소와 산소로만 구성된 핵을 가지고 있다. 헬륨융합은 중심핵 근처의 얇은 껍질에서 계속되지만, 헬륨이 고갈되면 멈춘다. 이는 헬륨껍질의 위에 있던 껍질에서 수소융합의 시작으로 이어진다. 추가적인 헬륨이 충분히 축적되면, 헬륨융합이 다시 재점화되어 열맥동을 일으킨다. 결과로 열맥동은 일시적인 별의 팽창과 밝기(광도의 맥동은 헬륨융합이 재시작되어 방출된 에너지가 표면에 이르는데 수 년 정도 걸려 지체된다) 증가를 야기한다. 이러한 맥동은 수백 년간 지속되고, 10,000~100,000년간 주기적으로 일어날 것으로 추정되고 있다.  섬광 후에, 헬륨융합은 헬륨껍질의 고갈으로 인한 주기의 약 40% 동안 기하급수적인 쇠퇴율에서도 지속된다. 열맥동은 가스와 먼지로 구성된 별 주위 껍질을 형성한다.

같이 보기 
 탄소 폭발

각주 

항성 진화
천체물리학