Flash de l'hélium

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 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 () permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en 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 , produisant une puissance 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 , le long de ce qu'on appelle pour cette raison la branche horizontale. L'origine de ce flash est à rechercher dans la nature dégénérée de l'hélium accumulé au cœur de l'étoile au cours de la phase de fusion de l'hydrogène par réaction proton-proton tandis que ces étoiles parcourent la séquence principale pour atteindre le stade de géante rouge. La pression exercée sur cette masse d'hélium est en effet compensée par la pression de dégénérescence électronique, indépendante de la température car résultant du principe d'exclusion de Pauli, de sorte que son énergie thermique est inférieure à l'énergie de Fermi : la température de cette matière dégénérée, qui est par ailleurs un excellent conducteur de la chaleur, peut augmenter sans dilatation et n'est donc pas régulée par l'expansion thermique.