氦-3

反应速率和恒星演化3氦过程与恒星物质的温度和密度有强烈的关联性。反应速率释放出的能量与温度的比例关系是指数的30次方和密度的平方。对照于质子-质子链反应产生能量的比率祇是温度的四次方和与密度成正比。与温度这样强烈的关联性造成恒星在演化的后期进入红巨星的阶段。对低质量的恒星，累积在核心的氦阻挡恒星进一步塌缩的只有电子简并压力，而这种在核心的压力与温度几乎是毫无关联的。如此的结果是，一但一颗较小的恒星开始进行3氦过程，核心在反应中不会扩展也不会冷却，只有不断的增高温度，结果是反应速率持续增加直到发生热失控的反应。这个过程就是所知道的氦闪，虽然只有不到一分钟的时间，但却能够燃烧掉核心60-80%的氦，并且导致巨大的能量释出。对较大质量的恒星，氦燃烧在环绕着简并碳核心的壳层中进行。因为氦壳不是简并的物质，因为氦燃烧能量释放而增加的热压力造成恒星的膨胀，膨胀导致氦层温度的下降而中止了反应，于是恒星再...

发现首个证明氦存在的证据是太阳色球的发射光谱中的一条亮黄色谱线。1868年8月18日，法国天文学家皮埃尔·让森在印度的贡土尔观测日全食时，发现了这条波长为587.49nm的谱线。起初人们推测这条谱线来自钠。同年10月20日，英国天文学家约瑟夫·诺曼·洛克耶（英语：NormanLockyer）在太阳光谱中发现了一条黄线。由于这条谱线的波长和夫朗和斐谱线中钠产生的D1线和D2的波长相似，洛克耶将其命名为D3线。他还提出这条谱线来自太阳上的一种尚未在地球上发现的元素。洛克耶和英国化学家爱德华·弗兰克兰（英语：EdwardFrankland）以希腊语中的ἥλιος（helios，意为“太阳”）一词，将这一元素命名为Helium.氦的谱线1882年，意大利物理学家路易吉·帕尔米耶里（英语：LuigiPalmieri）在分析维苏威火山的岩浆时发现了氦的D3线，这是氦在地球上的首次发现记录。地层氦的发现...

衰变产物氦-4的原子核即为α粒子，是α衰变的产物。许多放射性元素（如铀和钍）都会α衰变，这也是地球上氦-4的主要来源。许多恒星在进行核聚变反应时，也会产生氦-4。超流体氦-4在低于2.17K(−270.98°C)时会变成超流体。

历史1908年7月10日，荷兰物理学家海克·卡末林·昂内斯首次将氦气进行液化；不过当时由于质谱法仍尚未开始发展，使得科学家并没有同时测量出关于液态氦-3的数据。发展至近10年以来，液氦主要被拿来作为低温制冷剂并且投入商业化生产，其中又以常在核磁共振成像、核磁共振、物理学实验使用的超导磁铁最为常见。不过液氦在生产上仍存在有部分难度，目前只能够借由林德－汉普逊循环的方式来将氦气液化。特性数据参见工业气体低温物理学超流体膨胀比液氮液氢液态空气（英语：Liquidair）参考资料

参考资料AlakK.Ray(2004)Starsasthermonuclearreactors:theirfuelsandashes(arxiv.orgarticle)