heliumkjerne

Heliumkjerne er den innvendige regionen i en stjerne der helium er dominerende i sammensetningen. Den dannes etter hvert som stjernens hydrogen i kjernen fusjonerer til helium. Når hydrogenbrenselet i kjernen tar slutt, består kjernen hovedsakelig av helium. Den fortsetter å trekke seg sammen og varmes opp, mens hydrogen fusjonerer i en ytre skall rundt kjernen. På denne fasen vokser den inert, heliumrike kjernen i størrelse og temperatur.

I lave massekjerner (lite mer enn solens masse) blir heliumkernen tett og degenere, og når kjernen når en kritisk temperatur, utløses en heliumflamme (heliumflasjen) som plutselig setter i gang heliumfiring til karbon og oksygen. I større stjerner oppstår heliumfusjon uten degenerasjon, og heliumtenningen skjer mer stille. Etter heliumfusionen dannes en karbon–oksidkjerne, mens stjernen ofte fortsetter å fusjonere hydrogen i en ytre skall eller utvikler seg mot senere faser som asken, planetarisk nebula og hvit dwon.

Heliumkjerne spiller en sentral rolle i stjernens videre evolusjon og i hvordan stjernen opptrer i hertzsprung-russell-diagrammet. Kjernens masse og sammensetning påvirker hvor lenge stjernen forblir i en fase med heliumfusjon og hvilken type hvit dwon eller obers. Den heliumbaserte fasen er derfor en nøkkel for forståelse av røde kjemper, horisontale grener og den senere utviklingen mot hvite dverger.