Redigerer Heliumfusjon

'''Heliumfusjon''' er en form for [[kjernefysisk fusjon]] som involverer [[helium]]atomer, og finner sted i eldre [[stjerne]]r.

Fusjonen av helium-4 ([[alfapartikkel|alfapartikler]]) er kjent som [[trippel-alfaprosess]]en. Fusjon av to heliumkjerner danner [[beryllium]]-8, som er ustabil og henfaller til to heliumkjerner med en [[halveringstid]] på 1&times;10<sup>−16</sup> til 2.6&times;10<sup>−16</sup> sekunder. Hvis en stjernes kjernetemperatur overstiger 100 millioner [[kelvin]] (100 megakelvin, 8.6 [[elektronvolt|KeV]]), noe som kan skje i de senere fasene i en [[rød kjempe]] eller [[rød superkjempe]], vil det imidlertid være en signifikant sjanse for at en tredje heliumkjerne fusjonerer med beryllium-8-kjernen før den henfaller, og det dannes [[karbon]]-12. Videre kan enda et heliumatom fusjonere med karbon-12 og danne [[oksygen]]-16, og ved ekstremt høye temperaturer kan enda tyngre grunnstoffer dannes (se [[alfaprosess]]).

Fusjonen av helium-3 med seg selv eller med helium-4 foregår samtidig med fusjon av hydrogen i stjerner i [[Hovedserien (astronomi)|hovedserien]] (se [[proton-protonkjeden]]), og dette refereres vanligvis ikke til som heliumfusjon.

==Kilder==
* Ray, Alak K. (2004) «[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0405568 Stars as thermonuclear reactors: their fuels and ashes].»

[[Kategori:Kjernefysikk]]
[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]

[[en:Helium fusion]]