thumbnail|350px|Heliumin fuusio tähden ytimessä.
Heliumleimahdus (eng. helium flash) on melko kevyen tähden kehitysvaihe, jossa helium alkaa äkkiä fuusioitua hiileksi. Heliumin fuusioituminen vaatii huomattavasti korkeamman lämpötilan kuin vetyfuusio. Tämä tapahtuu silloin, kun pääsarjan jättäneestä tähdestä on tullut punainen jättiläinenLarsson-Leander 1975, s. 258 ja vety on loppunut tähden ytimestä.
Myös valkean kääpiön pinnalla voi helium fuusioitua kolmialfareaktiossa, missä kolme heliumydintä muuttuu hiiliytimeksi. Joissain jättiläistähdissä tapahtuu ajoittaisia heliumleimauksia, kun helium välillä fuusioituu loppuun, välillä syttyy uudestaan, kun vedyn kuorikerrospalaminen tuottaa lisää vetyä.
Raskailla tähdillä ei ole degeneroitunutta heliumydintä, ja heliumin fuusioituminen alkaa niissä rauhallisesti.
Heliumleimahdus Kun vety loppuu tähden keskustasta, sen ytimeen muodostuu kuuma heliumydin, jonka säteily puhaltaa tähden ulko-osat kauemmas. Näin tähdestä tulee jättiläistähti. Auringon massaisesta tähdestä kehittyy ensin keltainen, sitten oranssi ja lopulta punainen jättiläinen.
Heliumleimahdus tapahtuu, kun tähti on muuttunut jättiläistähdeksi. Tähden keskustassa oleva heliumydin muodostaa noin 10 % tähden kokonaismassasta, ja sen ulkopuolella vety fuusioituu heliumiksi kuorimaisessa kerroksessaLarsson-Leander 195, s. 257. Heliumkaasu on osittain degeneroitunutta, eli heliumydin muistuttaa valkeaa kääpiötä. Ennen heliumleimahdusta tähti on suurimmaksi osaksi vaipaltaan konvektiivinen, toisin sanoen lämpö virtaa sen laajassa ulkokerroksessa pääosin virtausten avulla. Tällöin tähti liikkuu HR-kaaviossa ylöspäin niin sanottua Hayashi-käyrää, joka on lähes pystysuora. Käytännössä tämä tarkoittaa sitä, että tähden pintalämpötila pysyy suunnilleen vakiona viilentyen vain vähän, ja tähti kirkastuu jatkuvasti. Kun vety fuusioituu kuoressa, siitä jää heliumia tähden ytimeen, joka kasvaa jatkuvasti, supistuu ja kuumenee hitaasti.
Heliumin fuusioituminen alkaa äkisti, kun tähden ytimessä on noin sadan miljoonan asteen lämpötila, ja tähden kirkkaus vastaa 4000 Aurinkoa. Fuusio räjäyttää tähden keskustan, koska korkeampi lämpötila purkaa heliumkaasun degeneraation. Räjähdysenergia kuluu osin tähden ytimen laajentamiseen, mutta ulko-osat vaimentavat räjähdyksenTähtitieteen perusteet, neljäs painos, sivu 365.
Tämän jälkeen helium alkaa fuusioitua tähden keskustassa kolmialfareaktiossa, jossa kolme heliumydintä fuusioituvat hiiliytimiksi. Ydinreaktioiden käynnistyttyä tähti supistuu jälleen. Heliumleimahduksen jälkeen tähti asettuu HR-kaaviossa keltaisten jättiläisten niin sanottuun horisontaalihaaraan, jossa tähden pintalämpötila on Auringon lämpötilan luokkaa ja kirkkaus noin 50-100 Auringon verran.
Lähteet Gunnar Larsson-Leander: Johdatus tähtitieteeseen. Gaudeamus 1975, toinen painos. ( nid., sid.)
Viitteet
Luokka:Tähden kehitys