Błysk helowy

Błysk helowy – proces zachodzący w jądrze gwiazdy mało- lub średniomasywnej (tzn. o masie mniejszej od ok. 2,3 masy Słońca), na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel (tzw. proces 3-α). Zjawisko to ma miejsce w temperaturze T>10⁸ K i gęstości plazmy ρ=10⁴ – 10⁵ g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii.

Gwiazda odewoluowana, na etapie czerwonego olbrzyma, posiada zdegenerowane jądro helowe, wokół którego znajduje się otoczka wodorowa. Spalanie wodoru prowadzi do stopniowego wzrostu masy jądra. W momencie osiągnięcia przez jądro masy około 0,5 masy Słońca następuje zapłon reakcji syntezy termojądrowej w procesie trzy alfa. Ponieważ w materii zdegenerowanej ciśnienie nie zależy od temperatury, to energia uwalniana w reakcji nie powoduje ekspansji jądra i jego ochładzania. Skutkuje to gwałtownym, lawinowym przebiegiem procesu i zapłonem reakcji w całym jądrze gwiazdy równocześnie.

Dla gwiazd o większej masie początkowej nie dochodzi do degeneracji i zapalenie helu w jądrze przebiega spokojnie. Przepływ energii na zewnątrz rdzenia gwiazdy jest powolny, co powoduje wzrost temperatury i ciśnienia, co z kolei przyspiesza proces. Na skutek wzrostu temperatury ma miejsce ekspansja jądra. W rezultacie tej ekspansji obniża się ciśnienie, gęstość i temperatura do poziomu zapewniającego stabilne spalanie helu.

Po błysku helowym gwiazda schodzi z ciągu głównego diagramu Hertzsprunga-Russella i przechodzi na tzw. gałąź horyzontalną tego diagramu. Wówczas w oddegenerowanym jądrze spalany jest spokojnie hel, zaś w otoczce na zewnątrz jądra gwiazda pali wodór.