Heliumflits
Uit Wikipedia, de vrije encyclopedia
Een heliumflits is een uiterst korte, zeer intense kernreactie van grote hoeveelheden helium naar koolstof met het triple-alfaproces, vaak in een sterkern. Dit gebeurt meestal in sterren van 0,8 tot 2,0 zonnemassa (M☉).[1] Het speelt zich dan af tijdens de rode-reuslevensfase, op de rode reuzentak. Ook onze Zon zal naar verwachting, 1,2 miljard jaar na haar vertrek van de hoofdreeks, een heliumflits ondergaan. Heliumflitsen komen ook periodiek voor in sterlagen van sterren op de asymptotische reuzentak. Een nog zeldzamer verschijnsel is een intense heliumflits aan het oppervlak van een accreterende witte dwerg.
Minder massieve sterren produceren niet voldoende interne druk om met zwaartekracht kernfusie van helium te starten. Deze sterren branden door alle waterstof in de sterkern heen, waarna er helium overblijft, wat door kwantummechanische druk wordt samengeperst tot ontaarde materie. Dit samenpersen zal de temperatuur in de ontaarde sterkern steeds verder doen stijgen totdat de benodigde 100 miljoen kelvin bereikt wordt, wat dan wel voldoende is om heliumkernfusie te beginnen.
Een fundamentele eigenschap van ontaarde materie is dat ze niet in volume toeneemt als de temperatuur stijgt. Normaal gesproken zal in de sterkern van hoofdreekssterren een hydrostatisch evenwicht de temperatuur reguleren, maar in een kern van ontaarde materie vindt dit niet plaats. De druk van temperatuur stijgt in de ster totdat deze de degeneratieve tegendruk overstijgt. Wanneer het juiste punt eenmaal bereikt is en heliumkernfusie begint, zal de fusie de temperatuur verder omhoog laten schieten, wat op zijn beurt weer heliumkernfusie versterkt. Er vindt een op hol geslagen reactie plaats. Dit creëert een flits van uiterst intensieve heliumkernfusie die slechts een paar minuten duurt; in deze korte periode wordt er even veel energie uitgestraald als in de gehele Melkweg tezamen.
In een gewone ster van niet te veel massa zal de gigantische energie die vrijkomt bij een heliumflits een groot deel van de sterkern uit de ontaarde toestand halen. Nu kan de kern weer door hitte uitzetten. Deze transformatie absorbeert nagenoeg het totaal van energie uit de heliumflits; enig restant zal door de buitenste sterlagen geabsorbeerd worden. Hierdoor is een heliumflits niet te observeren; ze wordt alleen aangetoond in astrofysische berekeningen. Nadat de sterkern is uitgezet zal het steroppervlak vlug afkoelen en ineenkrimpen: in slechts tienduizend jaar is de ster nog maar 2% van de radius en lichtkracht. Men schat de massa van de elektron-gedegenerateerde heliumkern op 40% van de stermassa; 6% van de sterkern wordt omgezet in koolstof.[2]