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Helium-Flash

Heliumblitz, Kernreaktionen im Zentrum von massearmen Sternen (bis etwa 1,4 Sonnenmassen), die im Verlauf der Sternentwicklung das Einsetzen des Heliumbrennens markieren. Nach dem Ende der Wasserstofffusion im Zentrum dieser Sterne schrumpft der Kern, bis die Temperaturen so hoch sind, dass Heliumfusion möglich wird. Da die Materie in den Sternzentren entartet ist, hängt der Druck nicht von der Temperatur ab. Die Temperatur steigt daher steil an und beschleunigt das Heliumbrennen. Erst wenn die Temperatur so hoch ist, dass die Entartung aufgehoben wird, kann der Kern expandieren und abkühlen, was zu einem kontinuierlichen Heliumbrennen im Kern führt. Der Heliumflash ähnelt einer Explosion, die jedoch weit unterhalb der Sternoberfläche gestoppt wird. Bei massereicheren Sternen herrschen andere physikalische Bedingungen im Sterninneren, so dass dort kein Helium-Flash möglich ist.

 

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