氦閃

氦閃是在中等質量恆星的核心，或是白矮星表面堆積的氦突然開始的核聚變 。

它是簡併態物質自然引發的爆炸。 當簡併壓力（純粹只是密度的函數）超越熱壓力（與密度和温度成比例的）時，總壓力與温度的關聯性很微弱。

氦閃（helium flash）

一但温度達到一億至二億K，並且開始了氦元素的核聚變 ，温度就會快速的增高，這會進一步提升氦聚變的速率和反應區域，但不會增加壓力，所以核心不會穩定的擴張（和冷卻）。熱失控的反應使恆星釋出的能量很快的（只要幾秒鐘）超過正常恆星的一百萬倍，直到增加的温度使熱壓力再度掌握優勢，可以忽略掉簡併壓力。

對中等質量的恆星而言，重力塌縮造成恆星的核心密度很高，所以當核心的氫耗盡之後氦閃就會發生。在收縮期間，核心温度變得越來越高，直到外面的殼層向外膨脹，開始紅巨星的階段。當恆星因為重力繼續收縮，最後成為簡併態物質。簡併使得恆星的温度升高，並且氦燃燒開始接近爆炸的結局。

當氫從伴星累積至白矮星後，氫通常會聚變成氦。這些氦在表面構成氦的殼層，而當氦的量足夠多時，氦閃便可能發生，成為在熱失控融合下的超新星。一般認為I型超新星就是氦閃的結果。

殼層氦閃是相似的氦燃燒，雖然不需要依靠簡併態物質，但會在漸近巨星分支恆星核心之外的殼層週期性的發生。

兩個⁴He核聚變成的⁸Be的原子核極不穩定，若在它衰變之前幸好與另外一個⁴He融合，就能形成¹²C。這個過程又稱為3α反應。因燃燒過程較氫燃燒而言極短，氦燃燒過程被稱為氦閃。

質量小於2.0M☉的恆星，在恆星演化的紅巨星階段，因為核心的氫已經耗盡，留下富含氦的核心。而在殼層的氫繼續融合使核心的氦灰燼繼續累積，使核心的密度增加，但是温度仍然沒有達到在質量更大的恆星進行氦融合所需要的。因此，從核聚變產生的熱壓力不足以創造在大多數恆星中的流體靜力平衡和抵抗引力坍縮。這使得恆星增加單位體積的熱含量，造成温度上升，直到壓縮足夠的氦在核心成為簡併物質。這種簡併壓力最後足以阻止核心進一步的坍縮，但核心的其餘部分會繼續收縮並使得温度繼續上升，直到到達這個點（≈1×10K），使氦可以點燃並開始融合。 ^[3-5] 

自然爆發的氦閃源自簡併物質。一旦温度達到1億至2億K，氦核就會進行3氦過程，温度迅速升高，進一步提高氦融合率，並且因為簡併物質是熱的良導體，擴大了反應區域。

然而，因為簡併壓力（純粹只是密度的函數）超越熱壓力（與密度和温度成比例的）時，總壓力與温度的關聯性很微弱。因此，戲劇化的增温只是略微增加壓力，沒有穩定核心的膨脹冷卻。

這種失控的反應很快地（幾秒鐘）使恆星產生千億倍於正常恆星的能量，直到温度再升高至熱壓力再次成為主導的力量，消除了簡併狀態。然後，核心可以膨脹並繼續穩定的燃燒剩餘的氦。 ^[6] 

質量超過2.25M☉的恆星，核心在未進入簡併狀態時就開始燃燒核心的氦，所以沒有出現這種類型的氦閃。質量非常低的恆星（小於0.5M☉），核心永遠不會耴得足以點燃氦。簡併態的核心將繼續維持着，最後會成為氦白矮星。

氦閃不是由表面輻射的電磁波直接觀測到的。閃光發生在核心的深處，淨效應是將是整個核心吸收了釋放的能量，離開簡併狀態成為非簡併物質。早些時候的計算表明，在某些情況下將有非分裂的質量損失， ^[7]  但是，後來將微中子的能量損失加入計算，顯示沒有這樣的直接損失。 ^[8-9] 

當氫氣從白矮星的伴星吸積時，氫可以融合成氦的吸基率範圍很窄，但大多數系統的氫層都在簡併白矮星的內部發展。這些氫可以在靠近恆星表面的附近形成氫殼層。當氫的質量夠大時，失控的融合造成新星。 在一些聯星系統，在表面的氫融合，可以使大量的氦建立起不穩定的氦閃。在某些聯星系統，其伴星可能失去了大量的氫，並且捐贈富含氦的物質給緻密的恆星。注意可能會有類似閃電的中子星。

殼層氦閃是類似的現象，但沒有如此激烈，沒有失控的氦引燃，也沒有發生在簡併狀態。它們會週期性的出現在漸近巨星分支恆星核心的外層。這是在巨星階段的生命晚期，恆星已經耗盡了核心分可用的大部分氦燃料，它現在的核心是由碳、氧組成的氦核。氦在核心外的殼層繼續燃燒，但這薄薄的一層會隨着氦的枯竭而停止。這讓在氦層上一層的氫融合可以繼續開始，在累積了足夠的氦之後，氦融合再被引燃，導致暫時變亮和擴大的脈衝星（這種變化會延遲數年，因為需要多年才能重引燃氦融合，和將能量傳送至表面）。這種脈衝可能會持續數百年，並且發生的週期可能是10,000年到100,000年。 在閃過之後，氦融合繼續呈指數衰減約佔循環週期的40%將殼層消耗掉，熱脈衝可能會導致塵埃和氣體的流出，形成拱星殼層。 ^[10]