恒星的核合成

使恒星發光的能量來自于核聚變反應。實際上，恒星內部的核聚變產生的能量阻止恒星在自身的巨大引力下粉碎性的推力而引起的崩塌。隨著輻射穿透到表面，它與整個恒星中的原子核相碰撞，將它們向外推，從而抵抗向下的引力。

主序星由于在核內氫熔合成氦而發光，但按照主序星的質量，這總共有兩種方式。恒星的質量決定了它核的溫度，當恒星類似于太陽時，其核的溫度大約為1.5億開，在這樣的溫度下，單個質子（構成氫原子的原子核）相互碰撞先產生氘，然后是氚——都是氫的同位素。在相似的大部分這一反應的最后階段，兩個氚相互碰撞產生一個氦核和兩個質子，這被稱為質子——質子鏈。其他可能的步驟包括了氚與一個形成了的氦核相碰撞。不論通過哪種方式的反應，所有的過程最終導致了另一種氦核的產生。恒星內核溫度越高，這類反應發生的數量也就越大。

↑碳——氮——氧循環為比太陽更大質量的主序星提供了能量。它在恒星內核溫度超過1.5億開時取代質子——質子鏈成為主要的能量來源。它使用碳作為生成氦的催化劑。

直到具有太陽質量的所有恒星都是通過質子——質子鏈產生能量的。但是具有比太陽更大質量的恒星則提出了一個難題——盡管它們內部的溫度可能要高3倍，并且更亮數百倍。質子——質子鏈的過程并不能解釋這一種巨大的能量輸出。

然而，有一種反應能夠產生比質子——質子鏈更多的能量，它被稱為碳——氮——氧反應，并且要求恒星內核中存在碳元素。因此，這種反應在包含有上代恒星產物的年輕I族恒星中最為常見。在這些年輕高溫恒星中，碳起著催化劑的作用。首先，質子與碳核碰撞產生不穩定的氮同位素，它自然衰變形成碳的一種重的同位素；另一個質子與較重的碳碰撞使其變化成氮的穩定同位素；然后第三個質子將氮轉化為氧；最終，第四個質子與氧結合并使它分解為一個氦核和一個最初的較輕碳核。通過這一反應過程4個質子生成一個氦，就像質子——質子鏈所完成的，但這時由于較重原子核的參與，釋放出的能量更多。

↑當太陽在大約45億年的時間后耗盡其核心的氫燃料時，核聚變開始在包圍其惰性氦內核的外殼上發生。在這時候，太陽將膨脹為紅巨星，吞沒水星、金星，最后是地球和月球，如這幅圖片所示。

↑科學家常常使粒子相碰撞以觀察發生的情況。在這一氣泡室記錄中，兩個質子相撞。盡管它們相撞時沒能帶有發生熔合的足夠能量，它們仍然產生了許多粒子，例如電子和π介子，它們向碰撞點外沿曲線逸出，并留下供科學家研究的痕跡。

→科學家嘗試在核聚變反應堆中利用太陽的能量。這一計算機模擬展示了一個面包圈形的反應堆，被稱為托卡馬克裝置。圖中的彩帶表示了磁場，而黃線表示了典型質子的路徑。通過模擬有助于科學家建造一個真正的核反應堆。

在逐漸離開主序的恒星中，氦核成為了主要的反應物，它們緩慢地形成了越來越重的原子核。氦的燃燒通過3α過程產生碳，而氧在另一個氦核加入后生成。在這一反應中，氦核被稱為α粒子。

在小質量恒星，例如太陽中，反應在氧生成時停止，但大質量恒星繼續生成更重的原子。這一過程與之前的發生方式相同，并且很關鍵，它使不同的原子核熔合成更重的，但如果內核溫度超過10億開，就有足夠的能量分裂原子核。這使得參與核聚變過程的原子核更加復雜混亂。