![cover image](https://wikiwandv2-19431.kxcdn.com/_next/image?url=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f0/Helium_flash.svg/langar-640px-Helium_flash.svg.png&w=640&q=50)
وميض هيليوم
من ويكيبيديا، الموسوعة encyclopedia
وميض الهيليوم عبارة عن اندماج نووي حراري وجيز للغاية وقصير الكميات من الهيليوم في الكربون، من خلال عملية ألفا الثلاثية في نوى النجوم ذات الكتل المنخفضة (بين 0.8 كتلة شمسية (M☉) و2.0 M☉)[1]) خلال مرحلة العملاق الأحمر الخاصة بهم (من المتوقع أن تشهد الشمس ومضة خلال 1.2 مليار سنة بعد أن تترك تسلسلها الرئيسي). يمكن أيضاً أن تحدث عملية اندماج هيليوم–بشكل نادر على سطح النجوم القزمة البيضاء.
![Thumb image](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f0/Helium_flash.svg/640px-Helium_flash.svg.png)
لا تنتج النجوم ذات الكتلة المنخفضة ما يكفي من ضغط الجاذبية لبدء اندماج الهيليوم الطبيعي. نظراً إلى استنفاذ الهيدروجين الموجود في نوى النجوم، يتم بدلاً من ذلك ضغط جزء من الهيليوم المتخلف في المواد المتحللة، مدعوماً ضد الانهيار الثقالي عن طريق الضغط الميكانيكي الكمومي بدلاً من الضغط الحراري. هذا يزيد من كثافة ودرجة حرارة النواة حتى تصل إلى 100 مليون كالفن، وهي درجة حرارة عالية بما فيه الكفاية للتسبب بانصهار الهيليوم أو «حرق الهيليوم» في النواة.
وعلى الرغم من كل ما سبق، فإن الجودة الأساسية للمادة المتدهورة هي أن التغيرات في درجة الحرارة لا تؤدي إلى تغيير في حجم المادة حتى يصبح الضغط الحراري مرتفعاً للغاية بحيث يتجاوز ضغط التنكس. في النجوم التسلسلية الرئيسية، ينظم التمدد الحراري درجة الحرارة الأساسية، لكن هذا لا يحدث في النوى المتدهورة. يزيد انصهار الهيليوم درجة الحرارة مما يزيد معدل الانصهار وبالتالي ستزداد درجة الحرارة كرد فعل. ينتج عن هذا كله وميضاً نتيجة انصهار الهيليوم المكثف جداً والذي يدوم لبضع دقائق فقط، ولكنه يبعث الطاقة لفترة وجيزة بمعدل يساوي مجرد درب التبانة بأكملها.
في حالة النجوم ذات الكتل المنخفضة الطبيعية، يتسبب الإطلاق الهائل للطاقة في خروج جزء كبير من النواة عن التدهور مما يسمح لها بالتمدد حرارياً؛ ومع ذلك، تستهلك قدراً كبيراً من الطاقة المستهلكة من إجمالي الطاقة المنبعثة من وميض الهيليوم. يتم امتصاص الطاقة الزائدة في الطبقات العلوية للنجم. بالتالي، فإن وميض الهيليوم غير قابل للكشف بشكل عام ويتم توصيفه فقط من خلال النماذج الفلكية الفيزيائية. بعد توسع النواة وتبريدها، يبرد سطح النجم ويتقلص بسرعة في أقل من 10.000 عام حتّى يصبح 2% تقريباً من نصف قطره ووميضه السابقين. تشير التقديرات إلى أن نواة الهيليوم الالكترونية المتحللة تزن نحو 40% من الكتلة النجمية وأن 6% من النواة تتحول إلى كربون.[2]