Heliumflash

Der Helium-Blitz (auch Helium-Flash) bezeichnet die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess am Ende der Entwicklung massearmer Hauptreihensterne.

Nach Erlöschen des Wasserstoffbrennens kontrahiert der Kern des Sternes, doch reicht die dadurch entstehende Hitze zunächst nicht aus, um das Heliumbrennen zu zünden - die Materie im Kern entartet (d. h. Dichte und Druck hängen nicht mehr von der Temperatur ab). Die Fermi-Energie des entarteten Elektronengases ist höher als die thermische Energie.

Wenn schließlich doch die nötige Temperatur erreicht wird, zündet das Heliumbrennen explosionsartig: die Temperatur steigt stark an, während Dichte und Druck aufgrund der Entartung unverändert bleiben, d. h. der Kern expandiert nicht. Der Temperaturanstieg bewirkt, dass die Energieerzeugung durch Heliumbrennen noch effizienter wird, was wiederum die Temperatur erhöht, etc. Das Ergebnis ist eine lokale Energieerzeugungsrate, die 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften entspricht. Diese Energie wird allerdings vollständig von der Hülle absorbiert, die den Kern umgibt. Daher ist eine direkte Beobachtung des Phänomens nicht möglich.

Nach kurzer Zeit ist die Temperatur hoch genug, sodass die Entartung aufgehoben wird, d. h. der Kern sich ausdehnen und abkühlen kann. Im ihm findet nun Heliumbrennen mit stabilen Reaktionsraten statt.

Literatur

• D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65937-X.

Siehe auch: Sonne