氦燃烧

氦燃烧

氦燃烧是指恒星内部的氢被耗尽后，恒星无法抵御引力的作用而继续收缩，导致氦核心温度和密度进一步升高，当温度达到2亿开、密度为10?~ 10* 克/厘米时，就会发生一系列以氦为原料的核反应，生成碳12、氧16、氖20、镁24等元素，并产生大量中子 。氦燃烧的主要核反应是“3α反应”，即由三个氦-4核合成一个碳-12核，该反应通过两个步骤进行：首先两个氦-4核聚变为不稳定的铍-8，铍-8再俘获一个氦-4核形成碳-12 。在氦燃烧阶段，除了合成碳-12外，还可通过碳-12俘获氦-4核合成氧-16 。12C(α,γ)16O反应与3α反应相互竞争，共同决定了氦燃烧结束后碳与氧的丰度比，该反应被誉为核天体物理的“圣杯”反应，近年来在锦屏深地核天体物理实验平台等设施开展了直接测量研究 。对于质量在0.8至2倍太阳质量之间的恒星，氦燃烧可能以剧烈的“氦闪”方式开始，随后进入稳定的“水平分支”阶段 。在中心氦燃烧阶段，氢通常在包围氦核心的壳层中继续燃烧 。与氢燃烧相比，氦燃烧延续的时间要短得多，大约只有1000万年到1亿年 。在双星系统中，已观测到吸积并稳定燃烧氦的白矮星，如X射线源[HP99] 159 。

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