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- Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. Ce phénomène ne dure que quelques secondes à peine, la zone de fusion nucléaire se propageant dans toute la masse du cœur d'hélium dégénéré, qui est de l'ordre de 0,5 M☉, produisant une puissance 1011 fois supérieure à la puissance nominale de l'étoile, c'est-à-dire autant qu'une galaxie tout entière. Le flash prend fin lorsque l'énergie thermique dégagée devient supérieure à l'énergie de Fermi, et qu'ainsi l'état dégénéré du cœur de l'étoile laisse place à l'état gazeux classique. Cette énergie dégagée demeure invisible en surface car entièrement absorbée par le plasma de l'étoile, dont la surface s'échauffe cependant tout en conservant une luminosité globale à peu près constante, ce qui la fait se déplacer horizontalement vers la gauche sur le diagramme HR, le long de ce qu'on appelle pour cette raison la branche horizontale. (fr)
- Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. Ce phénomène ne dure que quelques secondes à peine, la zone de fusion nucléaire se propageant dans toute la masse du cœur d'hélium dégénéré, qui est de l'ordre de 0,5 M☉, produisant une puissance 1011 fois supérieure à la puissance nominale de l'étoile, c'est-à-dire autant qu'une galaxie tout entière. Le flash prend fin lorsque l'énergie thermique dégagée devient supérieure à l'énergie de Fermi, et qu'ainsi l'état dégénéré du cœur de l'étoile laisse place à l'état gazeux classique. Cette énergie dégagée demeure invisible en surface car entièrement absorbée par le plasma de l'étoile, dont la surface s'échauffe cependant tout en conservant une luminosité globale à peu près constante, ce qui la fait se déplacer horizontalement vers la gauche sur le diagramme HR, le long de ce qu'on appelle pour cette raison la branche horizontale. (fr)
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- Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. (fr)
- Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,0 M☉ parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. (fr)
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