氦燃烧

氦燃烧是指恒星内部的氢被耗尽后,恒星无法抵御引力的作用,继续收缩,导致氦核心温度和密度进一步升高,当温度达到2亿开、密度为10?~ 10* 克/厘米时,就会发生一系列以He为原料的核反应,生成"C."O、*O.2Ne."Ne和"Mg,并产生大量中子。氦燃烧的主要核反应是“3a反应”,即由3 个He合成1个"C:3'He-"C+ re 在氦燃烧阶段,除了合成”C外,还可继续通过下列反应合成"O:"C+*He-"O+Y。160继续俘获'He 又可形成极少量的”Ne。与氢燃烧相比,氦燃烧延续的时间要短得多,大约只有1000 万年到1亿年。

氦燃烧时主要核反应为：

4He+4He=8Be

8Be+4He=12C*→12C+γ

8Be不稳定，发射α-粒子（t1/2≈2*10-16s）,它只比组成它的氦核稳定0.094MeV，在到达红巨星芯部的条件下，8Be与4He的平衡比计算值约为10-9。数量虽然不大，却可以使用别的方式使不可能发生的三体碰撞发生。F.Hoyle曾预言：

1、2C*比12C的能量高出7.70MeV，约为3年后实验观测到高出的能量为7.653MeV，还指出能量差Q(12C*-34He)为0.373MeV，总反应能为：

34He→12c+γ Q=27.148MeV

接着发生进一步氦燃烧反应，合成一些重要的核：

12C+4He→16O+γ Q=27.148MeV

16O+4He→20Ne+γ Q=4.74MeV

20Ne+4He→24Mg+γ Q=9.31MeV

这些反应消耗了氢燃烧产生的氦，并发展成有碳、氧和氖组成的芯部，最后又引力收缩产生热量。