WikiDer > Heliumblitz
Ein Heliumblitz ist ein extrem kurzes, sehr intensives Kernreaktion von großen Mengen Helium böse Kohlenstoff durch das Triple-Alpha-Prozess, oft in a stärker. Dies geschieht normalerweise in Sterne von 0,8 bis 2,0 Sonnenmasse (m☉).[1] Es findet dann während der roter Riese Lebensphase, auf der roter Riesenzweig. Auch unser Sonne erwartet, 1,2 Milliarden Jahre nach ihrer Abreise am Hauptfolgeeinen Heliumblitz durchlaufen. Heliumblitze treten auch periodisch in Sternschichten von Sternen auf asymptotischer Riesenzweig. Ein noch selteneres Phänomen ist ein intensiver Heliumblitz an der Oberfläche von anwachsend weiße Zwerge.
Weniger massereiche Sterne erzeugen nicht genug Innendruck, um Schwere die Kernfusion von Helium starten. Diese Sterne brennen durch den gesamten Wasserstoff in den Sternen und hinterlassen Helium, das quantenmechanische Druck wird komprimiert in entartete Materie. Diese Kompression wird die Temperatur in den entarteten Kernen weiter erhöhen, bis die erforderlichen 100 Millionen . erreicht sind Kelvin erreicht ist, was ausreicht, um die Heliumfusion zu starten.
Eine grundlegende Eigenschaft entarteter Materie besteht darin, dass sie beim Erhitzen nicht an Volumen zunimmt. Normalerweise ist in den Sternen von Hauptreihensternen a hydrostatisches Gleichgewicht die Temperatur regulieren, dies geschieht jedoch nicht in einem Kern aus entarteter Materie. Der Temperaturdruck steigt im Stern weiter an, bis er den degenerativen Gegendruck überschreitet. Sobald der richtige Punkt erreicht ist und die Heliumfusion beginnt, wird die Fusion die Temperatur weiter in die Höhe schnellen lassen, was wiederum die Heliumfusion verstärkt. Es kommt zu einer außer Kontrolle geratenen Reaktion. Dadurch entsteht ein Blitz extrem intensiver Heliumfusion, der nur wenige Minuten dauert; in dieser kurzen Zeit wird so viel Energie abgestrahlt wie im gesamten Milchstraße zusammen.
Bei einem gewöhnlichen Stern mit nicht allzu großer Masse wird die enorme Energie, die ein Heliumblitz freisetzt, einen Großteil der Sterne aus dem entarteten Zustand holen. Nun kann sich der Kern durch Hitze wieder ausdehnen. Diese Umwandlung absorbiert fast die gesamte Energie des Heliumblitzes; der Rest wird von den äußeren Sternschichten absorbiert. Als Ergebnis kann kein Heliumblitz beobachtet werden; es wird nur in astrophysikalischen Berechnungen gezeigt. Nachdem sich der Stern ausdehnt, kühlt sich die Sternoberfläche schnell ab und zieht sich zusammen: In nur zehntausend Jahren hat der Stern nur noch 2% seines Radius und seiner Leuchtkraft. Die Masse des elektronenentarteten Heliumkerns wird auf 40 % der Sternmasse geschätzt und 6 % des Sternkerns werden in Kohlenstoff umgewandelt.[2]
Im Kern eines roten Riesen
Während der Phase des Roten Riesen von Sternen mit weniger als 2,0 Sonnenmassen wird die Wasserstofffusion in den Sternen ins Stocken geraten sein. Der Wasserstoffkern ist erschöpft und es verbleibt ein heliumreicher Kern. In Sternschichten außerhalb des Kerns schreitet die Kernfusion von Wasserstoff jedoch noch fort, sodass sich ständig Helium an den Sternen ablagert. Bei diesen Sternen relativ geringerer Masse wird der Kern immer kompakter, aber die Temperatur wird im Gegensatz zu massereicheren Sternen nicht hoch genug sein, um den Triple-Alpha-Prozess zu starten. Da im Stern aufgrund des inerten Teils mit Helium nun viel weniger Kernfusion stattfindet, ändert sich das hydrostatische Gleichgewicht und der Stern wird heißer und schrumpft. Letztlich ist der Druck so enorm, dass sich der Heliumkern zu entarteter Materie verformt. In diesem Zustand reicht der degenerative Gegendruck aus, um eine weitere Kontraktion des Inneren des Hecks zu verhindern, aber der Rest des Hecks schrumpft weiter, und wenn die Temperatur weiter ansteigt, kann schließlich die Heliumfusion beginnen.[3][4]
Die explosive Natur des Heliumblitzes entsteht, weil er in entarteter Materie auftritt. Sobald die Temperatur 100 Millionen bis 200 Millionen erreicht hat Kelvin und die Heliumfusion über den Triple-Alpha-Prozess beginnt, schießt die Temperatur schnell in die Höhe, wodurch die Heliumfusion wieder beschleunigt wird. Denn entartete Materie ist einfach Wärme geleitet dies erweitert den aktiven Bereich der Kernfusion leicht.
Diese sehr heftige Reaktion wird die normale Energieproduktion des Sterns schnell auf das Hundertmillionenfache erhöhen (für einige Sekunden), bis der Punkt erreicht ist, an dem der thermische Druck übernimmt und somit den entarteten Zustand aufhebt. Die Kerne können sich dann ausdehnen und abkühlen, gefolgt von einer stabilen Kernfusion von Helium.[5]
Ein Stern mit mehr als 2,25 Sonnenmassen wird in der Lage sein, die Heliumfusion zu starten, ohne die Sterne jemals degenerieren zu lassen, und wird daher keinen Heliumblitz haben. In massearmen Sternen (weniger als etwa 0,5 Sonnenmasse) wird der Sternkern nie heiß genug für die Heliumfusion. In diesem Fall schrumpft der entartete Heliumkern weiter und endet als weißer Heliumzwerg.
Der Heliumblitz ist nicht direkt auf der Sternoberfläche über elektromagnetische Strahlung sehen. Der Blitz findet tief im Kern des Sterns statt. Der Nettoeffekt besteht daher darin, dass die gesamte freigesetzte Energie vom gesamten Kern absorbiert wird, mit jeglicher Restenergie in den überlagerten Sternschichten. In den ersten Berechnungen wurde bei einigen Modellen erwartet, dass es zu einem Masseverlust kommen könnte.[6] Später durch Massenverlust über Neutrinos Sich daran zu beteiligen, wischte dies wieder vom Tisch.[7][8]
Die Energie, die durch den Heliumblitz in einem Stern einer Sonnenmasse freigesetzt wird, wird mit 5×10 . berechnet41J.[9] Obwohl es eine riesige Menge ist, beträgt es nur 0,3% der freigesetzten Energie von a Supernova Typ Ia.[10]
In einem Doppelstern mit einem Weißen Zwerg oder Neutronenstern
Wenn Wasserstoffgas mittels Zuwachs Auf einem Weißen Zwerg eines Begleitsterns kann dieses Wasserstoffgas fusionieren und sich als Helium absetzen, obwohl sich in den meisten Systemen eine Wasserstoffschicht über der entarteten Materie des Weißen Zwergs bildet. Dieser Wasserstoff kann sich in der Nähe der Oberfläche des Sterns ansammeln und eine Schale bilden. Außerdem kann in bestimmten Doppelsternen heliumreiches Material von einem Stern zum anderen absteigen, weil der Begleitstern bereits den größten Teil seines Wasserstoffs verloren hat. Wenn die Masse der Hülle groß genug wird, kann eine beschleunigte Wasserstofffusion klassischer Roman erschaffen. in wenigen Doppelsterne Bei dieser Art, bei der der Wasserstoff an der Oberfläche verschmilzt, kann das ausgeschiedene Helium in einem instabilen Heliumblitz schmelzen. Es wird berechnet, dass diese Art von Heliumblitz auch bei bestimmten Neutronensterne passiert.[11]
In einer Sternenhülle
Ein Heliumblitz in einer Sternenhülle ist ein etwas ähnlicher, aber viel weniger heftiger Heliumfusions-Flare. Sie findet auch in Abwesenheit von entarteter Materie statt, damit die Reaktion nicht aus dem Ruder läuft. Sie treten periodisch in Sternen auf der asymptotischer Riesenzweig, in einer Schale außerhalb des Hecks. Dies ist spät im Leben eines Stars und in der Riesenphase. In diesem Lebensstadium hat der Stern den größten Teil des verfügbaren Heliums in seinem Kern verbrannt, der jetzt aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Die Heliumfusion wird immer noch in einer dünnen Sternhülle um diese Sterne herum fortgesetzt, wird jedoch aussterben, wenn das Helium aufgebraucht ist. Dies ermöglicht es, die Wasserstofffusion in einer Schicht über der Heliumschicht zu starten. Wenn diese Schicht genügend Helium produziert hat, kann die Heliumfusion wieder beginnen, was zu einem thermischen Puls führt. Dieser Impuls wird schließlich dazu führen, dass sich der Stern vorübergehend ausdehnt und seine Leuchtkraft erhöht.[12] Dieser Anstieg der Leuchtkraft wird mehrere Jahre dauern, bis die Energie der neu gestarteten Heliumfusion die Oberfläche des Sterns erreicht. Ein solcher thermischer Puls kann mehrere hundert Jahre andauern und wird voraussichtlich alle 10.000 bis 100.000 Jahre periodisch wiederkehren.[12] Nach dem Heliumblitz kann die Heliumfusion mit einer exponentiellen Abklingintensität fortgesetzt werden, wenn das verfügbare Helium verbraucht wird. Diese thermischen Pulse können auch dazu führen, dass Sterne Gas und Staub in ihren Schuttscheibe.