Héliový záblesk

U hviezd, ktorých hmotnosť je menšia ako 2,25 násobok hmotnosti Slnka nastáva héliový záblesk po spálení všetkého vodíka v jadre, keď tlak plynu už nemôže ďalej vyrovnávať gravitačné pôsobenie horných vrstiev. Vplyvom gravitačného kolapsu dôjde k zmršteniu hviezdy, nárastu teploty a tlaku v jadre. Z materiálu v jadre sa stáva degenerovaný plyn.

Vplyvom teploty dôjde k expanzii vonkajších vrstiev a z hviezdy sa stáva červený obor. Keď teplota v jadre vystúpi na rádovo 100 x 10⁶ K, dôjde k zapáleniu héliovej fúzie v jadre. Héliové jadrá vzniknuté počas protón-protónového cyklu sa začnú počas 3-alfa procesu spájať za vzniku jadier uhlíka.

Pretože degenerovaný plyn je dobrý vodič tepla, dochádza k rýchlemu zahriatiu ďalších oblastí jadra. To vedie k rýchlemu rozšíreniu oblasti, v ktorej prebieha héliová fúzia. Objem jadra sa však v tejto chvíli nemení a tlak v jadre neklesá. Reakcia prebieha mnohonásobne rýchlejšie než pri normálnej produkcii energie. Navonok sa zapálenie héliovej fúzie prejaví náhlym zjasnením hviezdy. Rýchla produkcia energie pokračuje do tej doby, než zvýšená teplota vyrovná vzniknutý tlak a materiál v jadre prestane byť degenerovaný. Jadro potom expanduje a dôjde k ochladeniu a reakcie pokračujú stabilným spaľovaním hélia. Hviezda sa stane hviezdou tzv. horizontálnej vetvy. U Slnka dôjde k héliovému záblesku asi za 5 - 6 miliárd rokov.

U hviezd o hmotnosti vyššej než 2,25 hmotnosti Slnka nedochádza k vzniku héliového záblesku, pretože ich jadro neprechádza stavom degenerovaného plynu.

Pokiaľ sa biely trpaslík nachádza v binárnej alebo viacnásobnej sústave s hviezdou, ktorá obsahuje dostatok hélia, môže tento materiál prechádzať z tejto hviezdy za vzniku akréčneho disku na povrch bieleho trpaslíka. Toto hélium môže vytvoriť povrchovú vrstvu a pokiaľ sa stane dostatočne silnou, môže dôjsť k héliovému záblesku, ktorý sa prejaví ako nova.

Astronomický portál

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Heliový záblesk na českej Wikipédii.