Flash à l'hélium

Un flash d'hélium est une fusion nucléaire très brève et incontrôlable de grandes quantités d' hélium en carbone par le biais du processus triple alpha dans le cœur des étoiles de faible masse (entre 0,8 masse solaire ( M _☉ ) et 2,0 M _☉ ) pendant leur phase de géante rouge . On prévoit que le Soleil connaîtra un flash 1,2 milliard d'années après avoir quitté la séquence principale . Un processus de fusion incontrôlable de l'hélium beaucoup plus rare peut également se produire à la surface des naines blanches en accrétion .

Les étoiles de faible masse ne produisent pas suffisamment de pression gravitationnelle pour initier une fusion normale de l'hélium. Lorsque l'hydrogène du noyau s'épuise, une partie de l'hélium restant est compactée en matière dégénérée , soutenue contre l'effondrement gravitationnel par la pression mécanique quantique plutôt que par la pression thermique . La fusion ultérieure de la couche d'hydrogène augmente encore la masse du noyau jusqu'à ce qu'il atteigne une température d'environ 100 millions de kelvins , ce qui est suffisamment chaud pour initier la fusion de l'hélium (ou « combustion de l'hélium ») dans le noyau.

Cependant, une qualité fondamentale de la matière dégénérée est que les augmentations de température ne produisent pas d'augmentation de la pression de la matière jusqu'à ce que la pression thermique devienne si élevée qu'elle dépasse la pression de dégénérescence. Dans les étoiles de la séquence principale, la dilatation thermique régule la température du noyau, mais dans les noyaux dégénérés, cela ne se produit pas. La fusion de l'hélium augmente la température, ce qui augmente le taux de fusion, ce qui augmente encore la température dans une réaction incontrôlable qui s'étend rapidement sur tout le noyau. Cela produit un éclair de fusion d'hélium très intense qui ne dure que quelques minutes, mais pendant ce temps, produit de l'énergie à un taux comparable à celui de toute la galaxie de la Voie Lactée .

Dans le cas des étoiles normales de faible masse, la libération massive d'énergie provoque la sortie de dégénérescence d'une grande partie du noyau, ce qui lui permet de se dilater thermiquement. Cela consomme la majeure partie de l'énergie totale libérée par le flash d'hélium, et toute énergie restante est absorbée par les couches supérieures de l'étoile. Ainsi, le flash d'hélium est en grande partie indétectable par observation et n'est décrit que par des modèles astrophysiques. Après l'expansion et le refroidissement du noyau, la surface de l'étoile se refroidit rapidement et se contracte en seulement 10 000 ans jusqu'à ce qu'elle atteigne environ 2 % de son rayon et de sa luminosité d'origine. On estime que le noyau d'hélium dégénéré par les électrons pèse environ 40 % de la masse de l'étoile et que 6 % du noyau est converti en carbone.

Les sous-éclairs sont des instabilités pulsationnelles qui se produisent après l'éclair principal d'hélium. Ils sont provoqués par des étoiles qui n'ont pas de bonnes limites convectives ou radiatives [1]. Les sous-éclairs peuvent durer plusieurs heures à plusieurs jours et peuvent se produire pendant de nombreuses années, chaque éclair suivant étant généralement plus faible [2]. Les sous-éclairs peuvent être détectés en appliquant des transformées de Fourier aux données de la courbe de lumière [3].

Pendant la phase de géante rouge de l'évolution stellaire dans les étoiles de moins de 2,0 M _☉, la fusion nucléaire de l'hydrogène cesse dans le noyau car il est appauvri, laissant un noyau riche en hélium. Alors que la fusion de l'hydrogène continue dans la coquille de l'étoile provoquant une poursuite de l'accumulation d'hélium dans le noyau, rendant le noyau plus dense, la température est toujours incapable d'atteindre le niveau requis pour la fusion de l'hélium, comme cela se produit dans les étoiles plus massives. Ainsi, la pression thermique de la fusion n'est plus suffisante pour contrer l'effondrement gravitationnel et créer l' équilibre hydrostatique trouvé dans la plupart des étoiles. Cela provoque la contraction de l'étoile et une augmentation de sa température jusqu'à ce qu'elle soit finalement suffisamment comprimée pour que le noyau d'hélium devienne de la matière dégénérée . Cette pression de dégénérescence est finalement suffisante pour arrêter l'effondrement supplémentaire de la matière la plus centrale, mais le reste du noyau continue de se contracter et la température continue d'augmenter jusqu'à atteindre un point (≈1 × 10 ⁸ K ) à laquelle l'hélium peut s'enflammer et commencer à fusionner.

La nature explosive de l'explosion d'hélium provient du fait qu'elle se produit dans la matière dégénérée. Une fois que la température atteint 100 à 200 millions de kelvins et que la fusion de l'hélium commence selon le processus triple alpha , la température augmente rapidement, ce qui augmente encore le taux de fusion de l'hélium et, comme la matière dégénérée est un bon conducteur de chaleur , élargit la zone de réaction.

Cependant, comme la pression de dégénérescence (qui est purement une fonction de la densité) est la pression thermique dominante (proportionnelle au produit de la densité et de la température), la pression totale ne dépend que faiblement de la température. Ainsi, l'augmentation spectaculaire de la température n'entraîne qu'une légère augmentation de la pression, de sorte qu'il n'y a pas de dilatation de refroidissement stabilisatrice du noyau.

Cette réaction incontrôlable monte rapidement jusqu'à environ 100 milliards de fois la production d'énergie normale de l'étoile (pendant quelques secondes) jusqu'à ce que la température augmente au point que la pression thermique redevienne dominante, éliminant la dégénérescence. Le noyau peut alors se dilater et se refroidir et une combustion stable d'hélium se poursuivra.

Une étoile dont la masse est supérieure à environ 2,25 M _☉ commence à brûler de l'hélium sans que son noyau ne dégénère et ne présente donc pas ce type d'éclair d'hélium. Dans une étoile de très faible masse (moins d'environ 0,5 M _☉ ), le noyau n'est jamais assez chaud pour enflammer l'hélium. Le noyau d'hélium dégénéré continuera à se contracter et deviendra finalement une naine blanche d'hélium .

Le flash d'hélium n'est pas directement observable à la surface par rayonnement électromagnétique. Le flash se produit dans le noyau profond de l'étoile et l'effet net sera que toute l'énergie libérée sera absorbée par le noyau entier, ce qui fera de l'état dégénéré un état non dégénéré. Des calculs antérieurs ont indiqué qu'une perte de masse non perturbatrice serait possible dans certains cas, mais une modélisation stellaire ultérieure prenant en compte la perte d'énergie des neutrinos n'indique aucune perte de masse de ce type.

Dans une étoile d'une masse solaire, on estime que le flash d'hélium libère environ5 × 10 ⁴¹ J , ou environ 0,3 % de la libération d'énergie d'un Supernova de type Ia de 1,5 × 10 ⁴⁴ J , qui est déclenchée par une inflammation analogue de la fusion du carbone dans une naine blanche carbone-oxygène.

Lorsque de l'hydrogène gazeux est accrété sur une naine blanche à partir d'une étoile compagnon binaire, l'hydrogène peut fusionner pour former de l'hélium pour une gamme étroite de taux d'accrétion, mais la plupart des systèmes développent une couche d'hydrogène sur l'intérieur dégénéré de la naine blanche. Cet hydrogène peut s'accumuler pour former une coquille près de la surface de l'étoile. Lorsque la masse d'hydrogène devient suffisamment importante, la fusion incontrôlée provoque une nova . Dans quelques systèmes binaires où l'hydrogène fusionne à la surface, la masse d'hélium accumulée peut brûler dans un éclair d'hélium instable. Dans certains systèmes binaires, l'étoile compagnon peut avoir perdu la majeure partie de son hydrogène et donner de la matière riche en hélium à l'étoile compacte. Notez que des éclairs similaires se produisent sur les étoiles à neutrons.

Les flashs d'hélium en coquille sont un phénomène analogue mais beaucoup moins violent, qui se produit en l'absence de matière dégénérée. Ils se produisent périodiquement dans les étoiles de la branche géante asymptotique dans une coquille à l'extérieur du noyau. C'est à ce stade tardif de la vie d'une étoile dans sa phase géante. L'étoile a brûlé la majeure partie de l'hélium disponible dans le noyau, qui est maintenant composé de carbone et d'oxygène. La fusion de l'hélium se poursuit dans une fine coquille autour de ce noyau, mais s'arrête ensuite lorsque l'hélium s'épuise. Cela permet à la fusion de l'hydrogène de commencer dans une couche au-dessus de la couche d'hélium. Après qu'une quantité suffisante d'hélium supplémentaire s'est accumulée, la fusion de l'hélium est réactivée, ce qui conduit à une impulsion thermique qui finit par provoquer l'expansion et l'éclatement temporaire de l'étoile (l'impulsion de luminosité est retardée car il faut un certain nombre d'années pour que l'énergie de la fusion de l'hélium redémarrée atteigne la surface ). De telles impulsions peuvent durer quelques centaines d'années et on pense qu'elles se produisent périodiquement tous les 10 000 à 100 000 ans. Après l'éclair, la fusion de l'hélium continue à un taux de décroissance exponentielle pendant environ 40 % du cycle, à mesure que la couche d'hélium est consommée. Les impulsions thermiques peuvent amener une étoile à se débarrasser de couches circumstellaires de gaz et de poussière.