大家好，這個(gè)專欄原本是準(zhǔn)備給雜志投稿用的，但篇幅實(shí)在太長(zhǎng)，就放棄了，全文比較硬核，因b站專欄字?jǐn)?shù)限制，分為上下兩期。

各種不同的元素構(gòu)成了世間萬(wàn)物，那么它們到底是怎么來(lái)的呢？下圖是各元素的來(lái)源和豐度

一、原初核合成

目前的理論認(rèn)為宇宙是由大爆炸形成的，在大爆炸之初發(fā)生了原初核合成，也叫大爆炸核合成，產(chǎn)生了氕、氘、氦-3、氦-4、鋰-6、鋰-7這些穩(wěn)定同位素以及氚(半衰期12.32年)、鋰-5(半衰期3.7×10?22秒)、鈹-7(半衰期53.12天)、鈹-8(半衰期6.7×10?1?秒)等不穩(wěn)定同位素。由于無(wú)論核子數(shù)為5還是8都沒(méi)有穩(wěn)定的同位素存在，而宇宙空間又沒(méi)有足夠的密度和溫度，因此，任何比鈹重的元素都不會(huì)在大爆炸中形成，所以原初核合成實(shí)際上只能提供三種元素，即氫、氦、鋰。

二、宇宙射線散裂

有一種相對(duì)比較少見(jiàn)的生成方式是宇宙射線散裂，宇宙射線散裂是自然發(fā)生的一種核分裂和核合成形式，宇宙射線是來(lái)自地球之外的高能粒子，當(dāng)宇宙射線撞擊到其他物質(zhì)，就會(huì)造成散裂。碰撞會(huì)導(dǎo)致被撞的重核子會(huì)驅(qū)逐出一些質(zhì)子和中子，無(wú)論是在宇宙的深處、星球表面或大氣層內(nèi)，都可進(jìn)行宇宙射線散裂。對(duì)宇宙射線散裂的研究表明，它可以產(chǎn)生鋰、鈹、硼、碳、氖、鋁、氯和碘等等同位素，其中鈹和硼的主要來(lái)源就是宇宙射線散裂。

三、恒星核合成

接下來(lái)就是本篇的重點(diǎn)恒星核合成了，恒星是天然的元素加工廠，宇宙中很多元素都是由恒星核反應(yīng)產(chǎn)生的。恒星能進(jìn)行哪些核反應(yīng)由恒星的質(zhì)量決定，恒星質(zhì)量越大能進(jìn)行的核反應(yīng)也就越多。

恒星是由氣體云坍縮形成的，這導(dǎo)致恒星中最多的就是氫，只有質(zhì)量在13個(gè)木星質(zhì)量以上的天體才可進(jìn)行氘燃燒，而13個(gè)木星質(zhì)量以下的天體則會(huì)被稱為次棕矮星，它們幾乎不會(huì)進(jìn)行核反應(yīng)，會(huì)在原恒星階段結(jié)束后直接開(kāi)始冷卻，之所以不會(huì)被稱為行星是因?yàn)樗鼈兪怯蓺怏w云的坍縮形成，而不是由拱星盤(pán)的核心吸積，這些極低質(zhì)量的次棕矮星有時(shí)也被稱為恒行星，由于它們是由氣體云坍縮形成的，而氣體云坍縮成的天體質(zhì)量下限也有一個(gè)木星質(zhì)量，因此1個(gè)木星質(zhì)量也為次棕矮星質(zhì)量的下限。

恒星核合成會(huì)有以下關(guān)鍵反應(yīng)：

1.?氘燃燒

氘燃燒是發(fā)生在一些恒星和次恒星天體的核聚變反應(yīng)，氘會(huì)與質(zhì)子相結(jié)合，形成氦-3。它發(fā)生在質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)的第二階段，由兩個(gè)質(zhì)子融合形成氘，再進(jìn)一步與另一個(gè)質(zhì)子融合；但也可以是原初的氘燃燒過(guò)程。

超過(guò)13個(gè)木星質(zhì)量但在核心不能維持大規(guī)模的氫融合反應(yīng)的天體屬于棕矮星，棕矮星是失敗的恒星，質(zhì)量上限大約為80個(gè)木星質(zhì)量，由于氫燃燒比氘燃燒需要更高的溫度和壓力，棕矮星可以進(jìn)行氘燃燒卻不能進(jìn)行氫燃燒，而氘燃燒實(shí)際上是質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)（質(zhì)子-質(zhì)子鏈?zhǔn)呛阈侨紵龤涞囊环N主要反應(yīng)，另一種則是碳氮氧循環(huán)）的一個(gè)分支階段反應(yīng)。反應(yīng)步驟主要是氘和一個(gè)質(zhì)子相結(jié)合，形成一個(gè)氦-3的核聚變反應(yīng)。雖然與質(zhì)子的融合是消耗氘的最主要方法，但其他的反應(yīng)也是可能的。這些反應(yīng)包括與另一個(gè)氘和融合成氦-3、氚、或氦-4（罕見(jiàn)），或是形成各種不同的鋰同位素。棕矮星在它們的氘燃燒完之前，最多只能發(fā)光約一億年。

除了棕矮星以外，恒星初始的原恒星階段也可發(fā)生氘燃燒。當(dāng)原恒星核心的溫度超過(guò)10?K時(shí)，氘就會(huì)在原恒星核心與質(zhì)子發(fā)生融合。這種反應(yīng)的速率對(duì)溫度相當(dāng)敏感，所以溫度不會(huì)上升太多。聚變產(chǎn)生的能量會(huì)驅(qū)動(dòng)對(duì)流，將產(chǎn)生的熱量傳遞到表面。

如果沒(méi)有氘燃燒，那么在主序前階段就不會(huì)有質(zhì)量在2-3個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量以上的恒星，因?yàn)楹阈菚?huì)發(fā)生更強(qiáng)烈的氫聚變并阻止天體吸積物質(zhì)。氘燃燒會(huì)充當(dāng)恒溫器來(lái)進(jìn)一步增加質(zhì)量，這是因?yàn)殡紵龝?huì)暫時(shí)阻止中心溫度上升到100萬(wàn)度以上，從而不足以進(jìn)行氫聚變，但可以吸積累更多的質(zhì)量。當(dāng)能量傳輸機(jī)制從對(duì)流轉(zhuǎn)換為輻射時(shí)，能量傳輸就會(huì)減慢，溫度會(huì)開(kāi)始升高，達(dá)到10?K時(shí)，氫聚變就會(huì)穩(wěn)定而持久地開(kāi)始。

能量產(chǎn)生率與（氘濃度）×（密度）×（溫度）成一定比例。如果核心處于穩(wěn)定狀態(tài)，則能量產(chǎn)生將會(huì)是恒定的。而如果等式中的一個(gè)變量增加，則另外兩個(gè)必須減小以保持能量產(chǎn)生恒定。當(dāng)溫度升高到能產(chǎn)生固定功率的溫度時(shí)，氘濃度或密度將需要發(fā)生非常大的變化，才會(huì)導(dǎo)致溫度的微小變化。氘濃度表面原恒星氣體中普通氫、氦及氘等物質(zhì)會(huì)互相共存。

環(huán)繞著輻射區(qū)的物質(zhì)中依然含有豐富的氘，氘的燃燒會(huì)以殼層的形式逐漸外移，而原恒星的輻射層也會(huì)逐漸增大。核反會(huì)在低密度的外層區(qū)域發(fā)生，這會(huì)導(dǎo)致原恒星的膨脹，減緩引力造成的收縮和延緩原恒星到達(dá)主序帶的時(shí)間。而此時(shí)氘燃燒的總能量足以和引力收縮相抗衡。

由于氘在宇宙中的數(shù)量不足（有限），原恒星能供應(yīng)的因而受到限制。原恒星內(nèi)的氘在燃燒數(shù)百萬(wàn)年后會(huì)被完全耗盡。

2.?鋰燃燒

鋰燃燒主要發(fā)生在棕矮星，而不是低質(zhì)量恒星中。當(dāng)一顆恒核心達(dá)到足以使氫融合的高溫（2.5×10?K）時(shí)，鋰會(huì)作為中間產(chǎn)物而被迅速消耗。鋰-7會(huì)與質(zhì)子碰撞時(shí)會(huì)產(chǎn)生兩個(gè)氦-4，而該反應(yīng)需要的溫度比氫燃燒需要的溫度低。因此，即使低質(zhì)量的恒星，也會(huì)在內(nèi)部對(duì)流中使得整體的鋰消耗殆盡，而棕矮星反而會(huì)存在一段時(shí)間的鋰。因此在判斷一顆天體是否為棕矮星時(shí)，鋰的譜線則會(huì)成為很重要的指標(biāo)，只有存在鋰的譜線才可能是棕矮星。這種利用鋰來(lái)區(qū)分棕矮星和低質(zhì)量恒星的方法稱為鋰測(cè)試。雖然質(zhì)量更大的恒星，對(duì)流沒(méi)有低質(zhì)量恒星那么充分，同樣可以將鋰保存在外層的大氣，因此外層不會(huì)達(dá)到鋰燃燒所需要的溫度，但從大小上仍可和棕矮星區(qū)分開(kāi)來(lái)。60-75木星質(zhì)量的大質(zhì)量棕矮星，擁有足夠的溫度，會(huì)在5億年內(nèi)就耗盡鋰，因此這種測(cè)試還不是完美的。

經(jīng)過(guò)對(duì)53顆金牛座T型星鋰豐度的研究，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)鋰消耗量與恒星的大小相關(guān)聯(lián)，這表明表明在前主序帶后期的高度對(duì)流和不穩(wěn)定階段，鋰燃燒可能是經(jīng)由質(zhì)子-質(zhì)子鏈進(jìn)行的，而林忠四郎收縮可能是金牛座T型星主要的能量來(lái)源之一。由于角動(dòng)量的守恒，金牛座T型星會(huì)不斷經(jīng)由收縮而加快自轉(zhuǎn)速度，快速的自轉(zhuǎn)會(huì)將鋰轉(zhuǎn)移到核心深處并消耗掉，這導(dǎo)致鋰的消耗速度會(huì)越來(lái)越快。鋰燃燒后天體的溫度和質(zhì)量也會(huì)上升，這將持續(xù)大約1億年。

鋰燃燒的質(zhì)子-質(zhì)子鏈如下所示：

這不會(huì)發(fā)生在質(zhì)量低于木星65倍的天體。用這種方法，還可以依據(jù)鋰消耗量來(lái)計(jì)算天體年齡。

3.?氫燃燒

氫燃燒是恒星內(nèi)部的氫聚變成氦的反應(yīng)，氫燃燒在恒星核合成有2種主要過(guò)程，第一種是主要發(fā)生在低質(zhì)量恒星上的質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)，第二種是更重恒星上進(jìn)行的碳氮氧循環(huán)。這兩者都是靠著將氫燃燒成氦的過(guò)程來(lái)產(chǎn)生恒星的能量。

①質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)(也稱PP鏈)

質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)是恒星內(nèi)部將氫融合成氦的幾種核聚變反應(yīng)中的一種，另一種主要的反應(yīng)是碳氮氧循環(huán)。質(zhì)子﹣質(zhì)子鏈反應(yīng)在太陽(yáng)或更小的恒星上占有主導(dǎo)的地位。最早科學(xué)家認(rèn)為太陽(yáng)的溫度太低，不足以克服庫(kù)侖勢(shì)壘。但后來(lái)量子力學(xué)發(fā)展之后，發(fā)現(xiàn)質(zhì)子可以經(jīng)由波函數(shù)隧道穿過(guò)排斥障礙，從而在低于傳統(tǒng)預(yù)測(cè)溫度下進(jìn)行核聚變反應(yīng)。

通常，質(zhì)子﹣質(zhì)子鏈反應(yīng)只有在溫度（即動(dòng)能）高到足以克服它們相互之間的庫(kù)侖斥力時(shí)才能進(jìn)行?？傮w反應(yīng)是四個(gè)質(zhì)子生成一個(gè)氦-4、兩個(gè)正電子和兩個(gè)電子中微子。

雖然被廣泛稱為質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)，但質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)不是嚴(yán)格意義上的鏈?zhǔn)椒磻?yīng)（至少分支1不是，在分支2和3中的氦是產(chǎn)物，相當(dāng)于催化劑）。質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)不會(huì)像裂變過(guò)程的中子那樣產(chǎn)生能繼續(xù)引發(fā)反應(yīng)的粒子。而事實(shí)上，質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)速率是自限的，因?yàn)楫a(chǎn)生的熱量更傾向于降低天體的密度。然而，它屬于鏈和反應(yīng)，更準(zhǔn)確地說(shuō)是從兩個(gè)質(zhì)子聚集在一起并產(chǎn)生氘的反應(yīng)的支鏈。

最初的步驟是氘的合成與氘燃燒，反應(yīng)步驟是兩個(gè)質(zhì)子融合成為氘，而氘再和另一個(gè)質(zhì)子相結(jié)合，形成一個(gè)氦-3的反應(yīng)。具體步驟如下：

第一個(gè)步驟是兩個(gè)質(zhì)子融合成為氘，一個(gè)質(zhì)子釋放出一個(gè)正電子和一個(gè)電子中微子進(jìn)而轉(zhuǎn)變?yōu)橹凶?。這個(gè)步驟是個(gè)兩階段的步驟，兩個(gè)質(zhì)子先會(huì)融合成氦-2，然后氦-2會(huì)進(jìn)行正電子發(fā)射變成氘，同時(shí)釋放的還有電子中微子，中微子帶有0.42MeV的能量。

第一個(gè)步驟里的第二個(gè)階段進(jìn)行的非常緩慢，絕大部分的氦-2會(huì)通過(guò)質(zhì)子發(fā)射衰變回兩個(gè)未結(jié)合的質(zhì)子，這是因?yàn)檎娮拥陌l(fā)射是由弱核力引起的，弱核力相比強(qiáng)核力和電磁力會(huì)弱很多，需要吸收能量，將一個(gè)質(zhì)子轉(zhuǎn)變成中子。事實(shí)上，這是整個(gè)反應(yīng)的瓶頸，即使在類似太陽(yáng)恒星內(nèi)部的極端溫度和壓力下，一顆質(zhì)子平均要等待10?年才能融合成氘。

正電子立刻就和電子湮滅，它們的質(zhì)量轉(zhuǎn)換成兩個(gè)γ射線的光子被帶走，每個(gè)伽馬射線的光子帶走511keV的能量。

PEP反應(yīng)：

氘也能經(jīng)由罕見(jiàn)的PEP（質(zhì)子-電子-質(zhì)子）反應(yīng)通過(guò)電子捕獲產(chǎn)生：

在太陽(yáng)內(nèi)部，PEP反應(yīng)和PP反應(yīng)的比例是1：400，但是PEP反應(yīng)產(chǎn)生的中微子擁有更高的能量：在PP反應(yīng)的第一步產(chǎn)生的中微子能量是0.42MeV，而PEP反應(yīng)產(chǎn)生的中微子能量為1.44MeV。

PEP和PP反應(yīng)可以看成是以兩種不同的費(fèi)曼圖表示的相同基本相互作用。電子可以穿越到反應(yīng)的右邊成為一個(gè)反電子，如下圖恒星內(nèi)的質(zhì)子﹣質(zhì)子和電子捕獲鏈的反應(yīng)。

在這之后，在第二步驟里，氘會(huì)和另一個(gè)氫原子融合成氦-3，與第一步的第二階段相比，這一過(guò)程由強(qiáng)核力而不是弱力所介導(dǎo)，反應(yīng)速度非?？臁?jù)估計(jì)在類似太陽(yáng)的恒星核心的條件下，每個(gè)新生成的氘核僅存在約4秒鐘后就會(huì)轉(zhuǎn)化為氦-3。

而同樣的條件下，這些反應(yīng)產(chǎn)生的每個(gè)氦-3在轉(zhuǎn)化為氦-4之前會(huì)存在約400年。

然后氦-3有四種可能的路徑來(lái)形成氦-4。在PP1分支，氦-4會(huì)由兩個(gè)氦-3融合而成；在PP2和PP3分支，氦-3會(huì)先和一個(gè)已經(jīng)存在的氦-4融合成鈹-7。除此之外，還有極其罕見(jiàn)的PP4分支，其他更罕見(jiàn)也有可能發(fā)生反應(yīng)。由于極小的橫截面，導(dǎo)致這些反應(yīng)的速率非常低或者因?yàn)榉磻?yīng)粒子的數(shù)量太少以至于在統(tǒng)計(jì)上都是微不足道的。這也就是為什么沒(méi)有觀測(cè)到核子數(shù)為5或8同位素的部分原因。雖然也有反應(yīng)可以產(chǎn)生它們，如質(zhì)子和氦-4產(chǎn)生鋰-5，或兩個(gè)氦-4核聚集在一起形成鈹-8，但由于沒(méi)有穩(wěn)定的同位素，所得產(chǎn)物立即分解為初始反應(yīng)物，因此檢測(cè)不到核子數(shù)為5或8同位素存在。

在類似太陽(yáng)的恒星內(nèi)部，氦-4通過(guò)PP1分支合成的頻率為83.30％，PP2為16.68％，PP3為0.02％。

總反應(yīng)如下：

各個(gè)分支的具體步驟如下：

PP1：

完整的PP1鏈?zhǔn)椒磻?yīng)釋放出26.732MeV的凈能量。產(chǎn)生的中微子會(huì)帶走2％的能量。PP1分支在10至14MK的溫度下占主導(dǎo)地位。低于10MK，PP鏈不會(huì)產(chǎn)生太多氦-4。

PP2：

PP2分支在14至23MK的溫度下占主導(dǎo)地位。PP2與鋰燃燒存在一定程度的相似，實(shí)際上鋰燃燒就是經(jīng)由PP鏈所進(jìn)行的。

注意，上面式子中的能量不是反應(yīng)釋放的能量。相反，它們是由反應(yīng)產(chǎn)生的中微子的能量。由鈹-7到鋰-7的反應(yīng)中產(chǎn)生的90％的中微子攜帶0.861MeV的能量，而剩余的10％攜帶0.383MeV的能量。其不同之處是在于產(chǎn)生的鋰-7處于基態(tài)還是激發(fā)態(tài)。

PP3：

只有溫度超過(guò)23MK時(shí)，PP3鏈才是主要的。

PP3鏈不是太陽(yáng)生成氦-4的主要來(lái)源（僅占不到0.1％），但它對(duì)太陽(yáng)產(chǎn)生的中微子有很大影響，因?yàn)樗a(chǎn)生能量非常高的中微子（高達(dá)14.06MeV）。

PP4(也叫He-P分支)：

該反應(yīng)是在理論上預(yù)測(cè)的，但由于罕見(jiàn)從未在太陽(yáng)上被觀察到（預(yù)計(jì)在太陽(yáng)的反應(yīng)比例約為百萬(wàn)分之0.3）。在這個(gè)反應(yīng)中，氦-3直接捕獲質(zhì)子產(chǎn)生氦-4，以及具有更高能量的中微子（高達(dá)18.8MeV）。

能量釋放：

將最終的氦-4的質(zhì)量與四個(gè)質(zhì)子的質(zhì)量進(jìn)行比較，會(huì)發(fā)現(xiàn)已經(jīng)損失原始質(zhì)子質(zhì)量的0.7％。這種質(zhì)量已經(jīng)通過(guò)各個(gè)反應(yīng)過(guò)程中釋放的伽馬射線和中微子轉(zhuǎn)化為能量，一條整鏈的總能量產(chǎn)量為26.73MeV。

伽馬射線釋放的能量將與電子和質(zhì)子相互作用，并加熱太陽(yáng)內(nèi)部。聚變產(chǎn)物的動(dòng)能（如兩個(gè)質(zhì)子和PP1反應(yīng)產(chǎn)生的氦-4的能量）也會(huì)增加太陽(yáng)中等離子體的溫度。這種加熱可以支持太陽(yáng)，并防止它在自身重量下崩潰。

而中微子不與物質(zhì)發(fā)生顯著的相互作用，因此不能幫助太陽(yáng)抵擋引力坍縮。在PP1、PP2和PP3鏈中的中微子分別帶走了反應(yīng)中2.0%、4.0%和28.3%的能量。

②碳氮氧循環(huán)

碳氮氧循環(huán)（CNO循環(huán)），是恒星將氫轉(zhuǎn)換成氦的兩種過(guò)程之一，另一種過(guò)程是質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)。與質(zhì)子-質(zhì)子鏈不同的是，碳氮氧循環(huán)是一個(gè)催化循環(huán)。在質(zhì)量超過(guò)太陽(yáng)1.3倍的恒星中占據(jù)主導(dǎo)地位。

在碳氮氧循環(huán)中，四個(gè)質(zhì)子以碳、氮和氧同位素作為催化劑融合，產(chǎn)生一個(gè)α粒子、兩個(gè)正電子和兩個(gè)電子中微子。盡管在碳氮氧循環(huán)中涉及到各種途徑和各種催化劑，但所有這些循環(huán)都有相同的結(jié)果：

正電子幾乎立即與電子湮滅，以伽馬射線的形式釋放能量。而中微子會(huì)從恒星中逃逸，并帶走了一些能量。核子會(huì)繼續(xù)在無(wú)限循環(huán)中的轉(zhuǎn)換為碳、氮和氧的同位素。

質(zhì)子-質(zhì)子鏈在小于等于1個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星中更為突出。這種差異主要源于兩種反應(yīng)需要不同的溫度。PP鏈反應(yīng)在4MK的溫度下開(kāi)始，這使其成為較小恒星的主要能源。而保持碳氮氧循環(huán)的起始溫度約為15MK，但隨著溫度的升高其釋放的能量會(huì)更快速，因此在溫度約為17MK的恒星內(nèi)碳氮氧循環(huán)會(huì)成為主要能量來(lái)源。太陽(yáng)的核心溫度約為15.7MK，因此太陽(yáng)產(chǎn)生的氦-4只有1.7％來(lái)源于碳氮氧循環(huán)。碳氮氧循環(huán)具體可分為兩類：冷碳氮氧循環(huán)(也就是傳統(tǒng)上的CNO循環(huán))和熱碳氮氧循環(huán)(HCNO循環(huán))。

Ⅰ：冷碳氮氧(CNO)循環(huán)

在恒星內(nèi)的一般條件下，由碳氮氧循環(huán)催化燃燒的氫受到質(zhì)子捕獲的限制。具體來(lái)說(shuō)，產(chǎn)生的放射性β衰變的時(shí)間比聚變的時(shí)間更快。由于涉及的時(shí)間長(zhǎng)，冷碳氮氧循環(huán)緩慢地將氫轉(zhuǎn)化為氦，它們能夠在靜止平衡狀態(tài)下為恒星提供很多年的能量。

CNO1：

最初提出的將氫轉(zhuǎn)化為氦的催化循環(huán)被稱為碳氮循環(huán)（CN循環(huán)），是在上世紀(jì)30年代前提出的，由于當(dāng)時(shí)測(cè)量失誤，誤認(rèn)為太陽(yáng)中氮的豐度為10%(實(shí)際不到1%)，因此錯(cuò)誤地認(rèn)為CN循環(huán)是太陽(yáng)能的主要來(lái)源。當(dāng)時(shí)認(rèn)為CN循環(huán)，不涉及氧的穩(wěn)定同位素，CN循環(huán)現(xiàn)在被理解為更大過(guò)程的CNO循環(huán)的第一部分，碳氮氧循環(huán)該部分（CNO1）的主要反應(yīng)是：

第一反應(yīng)中需要的碳-12會(huì)在最后一個(gè)反應(yīng)中再次生成。在兩個(gè)正電子發(fā)射湮滅后，兩個(gè)環(huán)境電子產(chǎn)生額外的2.04MeV的能量，一個(gè)周期釋放的總能量為26.73MeV，有時(shí)這些能量會(huì)被錯(cuò)誤地認(rèn)為是β衰變的能量，而忽略了湮滅釋放的能量，導(dǎo)致能量計(jì)算的混淆。

CNO1循環(huán)中的慢速限制反應(yīng)是氮-14上的質(zhì)子捕獲。2006年，天文學(xué)家通過(guò)實(shí)驗(yàn)測(cè)定到球形星團(tuán)的恒星能量將氮-14的質(zhì)子捕獲時(shí)間確定為約10億年。

在β衰變中發(fā)射的中微子將具有一系列能量范圍，因?yàn)殡m然動(dòng)量守恒，但正電子和中微子之間的任何相互作用都可以共享動(dòng)量，可以是其中一個(gè)是靜止發(fā)射而另一個(gè)是奪走全部能量，或任何介于兩者之間的能量分配方式。由電子和中微子接收的總動(dòng)量不足以引起更重的核子的反沖，因此，這里對(duì)產(chǎn)物動(dòng)能的貢獻(xiàn)可以基本忽略不計(jì)。因此，在氮-13衰變期間發(fā)射的中微子可以具有0-1.20MeV的能量，并且在氧-15衰變期間發(fā)射的中微子同樣可具有0-1.73MeV的能量。平均而言，對(duì)于碳氮氧循環(huán)的每個(gè)CNO1分支循環(huán)，中微子會(huì)從總能量中帶走約1.7MeV的能量，而留下的約25MeV的能量會(huì)用于輻射發(fā)光。

CNO2：

太陽(yáng)的核心在上述反應(yīng)的小分支反應(yīng)中，會(huì)有0.04％的氮-15的最終反應(yīng)不產(chǎn)生碳-12和α粒子，而是產(chǎn)生氧-16和光子并繼續(xù)以下反應(yīng)：

同主要分支中的碳、氮和氧一樣，這個(gè)副分支中產(chǎn)生的氟也只是一個(gè)中間產(chǎn)物，在穩(wěn)定狀態(tài)下，不會(huì)在恒星中積累。

CNO3：

這個(gè)次優(yōu)勢(shì)分支只對(duì)大質(zhì)量恒星有重要意義。當(dāng)CNO2中的一個(gè)反應(yīng)產(chǎn)生氟-18和γ射線而不是氮-14和α粒子時(shí)，會(huì)繼續(xù)以下反應(yīng)：

CNO4：

同CNO3一樣，這個(gè)分支也只在大質(zhì)量恒星中有重大意義。當(dāng)CNO3中的一個(gè)反應(yīng)產(chǎn)生氟-19和γ射線而不是氮-15和α粒子時(shí)，循環(huán)的同位素只有氧和氟，因此該分支循環(huán)也叫氧氟循環(huán)，具體反應(yīng)如下：

Ⅱ：熱碳氮氧(HCNO)循環(huán)

在更高的溫度和壓力條件下，如新星爆發(fā)和X射線爆發(fā)，質(zhì)子俘獲的速率會(huì)超過(guò)了β衰變的速率，從而推動(dòng)燃燒到了質(zhì)子核滴線上?；舅枷胧欠派湫晕镔|(zhì)在能夠進(jìn)行β衰變之前捕獲質(zhì)子，開(kāi)啟新的核燃燒途徑，否則無(wú)法完成接下來(lái)的反應(yīng)。由于所涉及的溫度較高，這些催化循環(huán)通常被稱為熱CNO循環(huán);因?yàn)闀r(shí)間尺度受到β衰變而不是質(zhì)子捕獲的限制，它們也被稱為β限制CNO循環(huán)。

HCNO1：

CNO1循環(huán)和HCNO1循環(huán)之間的區(qū)別在于氮-13進(jìn)行的是質(zhì)子捕獲而不是衰變，導(dǎo)致總序列如下：

HCNO2：

CNO2循環(huán)和HCNO2循環(huán)之間的顯著差異是氟-17進(jìn)行的是質(zhì)子捕獲而不是衰變并產(chǎn)生氖，來(lái)進(jìn)一步發(fā)生后續(xù)反應(yīng)，總序列如下：

HCNO3：

HCNO2循環(huán)的另一種選擇是氟-18捕獲一個(gè)更高質(zhì)量的移動(dòng)質(zhì)子，并與CNO4循環(huán)有著相同的氦生成機(jī)制，總序列如下：

天文學(xué)應(yīng)用：

雖然所有參與反應(yīng)的"催化劑"（碳、氮、氧、氟、氖同位素）數(shù)量都是守恒的，但在恒星演化中核的相對(duì)比例是會(huì)改變的。無(wú)論最初的結(jié)構(gòu)是如何，當(dāng)這個(gè)循環(huán)在平衡狀態(tài)下，碳-12/碳-13的比例是3.5，而氮-14則是數(shù)量最多的核。在恒星的演化中，對(duì)流會(huì)將碳氮氧循環(huán)的產(chǎn)物從恒星的內(nèi)部帶到表面并混合，從而改變觀測(cè)到的恒星成分。而在紅巨星中觀測(cè)到的碳-12/碳-13和碳-12/氮-14比例會(huì)比主序星更低，這些都可以作為碳氮氧循環(huán)一直運(yùn)行的有力證據(jù)。

4.?氦聚變

氦聚變是一種核聚變，而氦-4是其中一種參與此反應(yīng)的原子核。完全由氦-4融合的反應(yīng)就是所謂的是3氦過(guò)程（3α過(guò)程），因?yàn)檫@項(xiàng)反應(yīng)先由兩個(gè)氦核聚變成為鈹-8，但是這種同位素很不穩(wěn)定，半衰期只有6.7×10?1?秒，會(huì)立即又分裂成兩個(gè)氦。如果這顆恒星質(zhì)量超過(guò)0.5太陽(yáng)質(zhì)量，核心溫度超過(guò)1億K，密度又在3×10?kg/m3以上，并且又在紅巨星或紅超巨星末期的演化階段，則第三顆氦原子能在鈹衰變之前就參與反應(yīng)，并形成碳-12。取決于溫度和壓力，額外的氦核也可能參與反應(yīng)形成氧-16；在非常高的溫度下，另外的氦核也可能和氧融合而產(chǎn)生更重的元素，而更重的元素又會(huì)不斷和氦發(fā)生反應(yīng)。

①3氦過(guò)程

3氦過(guò)程是3個(gè)氦原子核轉(zhuǎn)換成碳原子核的過(guò)程，有時(shí)也會(huì)叫氦燃燒。

恒星中的3氦過(guò)程：

由于發(fā)生質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)和碳氮氧循環(huán)，恒星的核心會(huì)不斷累積氦-4。氦與質(zhì)子或另一個(gè)α粒子的進(jìn)一步核聚變反應(yīng)分別產(chǎn)生鋰-5和鈹-8。兩種同位素都非常不穩(wěn)定，并且?guī)缀鯐?huì)立即衰變回較小的原子核，除非在此之前第三個(gè)α粒子與鈹熔合以產(chǎn)生穩(wěn)定的碳-12。

當(dāng)一顆質(zhì)量大于0.5倍太陽(yáng)質(zhì)量的恒星核心的氫耗盡時(shí)，恒星就會(huì)開(kāi)始坍縮，直到核心溫度上升到比太陽(yáng)的核心溫度高六倍的1億K以上，密度達(dá)到3×10?kg/m3以上。在此溫度和密度下，α粒子可以足夠快地與鋰-5（半衰期為3.7×10?22秒）和鈹-8（半衰期為6.7×10?1?秒）聚變以產(chǎn)生大量的碳-12并恢復(fù)核心的熱力學(xué)平衡。

這個(gè)過(guò)程釋放出的凈能量為7.275MeV。

過(guò)程中也會(huì)發(fā)生一些副作用反應(yīng)，一些碳可能會(huì)和氦融合產(chǎn)生穩(wěn)定的氧同位素，并且釋放出能量：

3氦過(guò)程導(dǎo)致恒星核合成產(chǎn)生大量的碳和氧，但由于核自旋規(guī)律的限制，只有很少部分的碳和氧被轉(zhuǎn)化為氖和重元素。氧和碳都構(gòu)成了氦-4燃燒的“灰燼”。

微調(diào)宇宙與宇宙選擇：

碳是我們所知道的所有生命的必要組成部分。碳-12是碳的穩(wěn)定同位素，由以下于三個(gè)因素在恒星中大量產(chǎn)生：

Ⅰ：鈹-8核的衰變壽命比兩個(gè)氦-4的散射時(shí)間大四個(gè)數(shù)量級(jí)。

Ⅱ：碳-12的激發(fā)態(tài)略高于鈹-8與氦-4的能量之和（0.3193mev），而碳-12的基態(tài)比鈹-8與氦-4的能量之和低7.3367MeV。因此，鈹-8核和氦-4核不能合理地直接融合成基態(tài)碳-12核。受激發(fā)的碳-12霍伊爾態(tài)比碳-12的基態(tài)高7.656MeV，這使得鈹-8和氦-4利用碰撞的動(dòng)能融合成激發(fā)的碳-12，然后再過(guò)渡到穩(wěn)定的基態(tài)。根據(jù)計(jì)算，這種激發(fā)態(tài)的能量能級(jí)必須在7.3到7.9MeV之間，這樣才能產(chǎn)生足夠的碳，并且還要必須進(jìn)一步“微調(diào)”到7.596MeV到7.716MeV之間，進(jìn)而才能產(chǎn)生在自然界中觀察到的碳-12的高含量。

Ⅲ：在碳-12和氦-4生成氧-16的反應(yīng)中，存在氧的激發(fā)態(tài)，如果它稍高一點(diǎn)，就會(huì)產(chǎn)生共振并加速反應(yīng)。在這種情況下，自然界中的碳含量就會(huì)不足，幾乎所有的碳都會(huì)轉(zhuǎn)化為氧。

一些學(xué)者認(rèn)為，能級(jí)為7.656兆電子伏的霍伊爾共振不太可能僅僅是偶然的產(chǎn)物。一些天文學(xué)家認(rèn)為霍伊爾共振是“監(jiān)督者”的證據(jù)，不同的宇宙都屬于一個(gè)巨大的“多元宇宙”的一部分，不同宇宙有著不同的基本常數(shù)，在有爭(zhēng)議的微調(diào)假設(shè)中，生命只能在少數(shù)宇宙中進(jìn)化，在那里基本常數(shù)恰好被微調(diào)到可以支持生命的存在。但也有一些其他科學(xué)家由于缺乏獨(dú)立的證據(jù)而不同意多元宇宙假說(shuō)。

通常，3氦過(guò)程發(fā)生的概率非常小。然而，基態(tài)的鈹-8幾乎具有兩個(gè)α粒子的能量。在第二步反應(yīng)中，鈹-8和氦-4的能量總和幾乎等于碳-12的激發(fā)態(tài)能量。這種“共振”極大地增加了進(jìn)入的α粒子與鈹-8結(jié)合形成碳-12的可能性。正是由于這種“共振”的客觀存在才導(dǎo)致恒星可以形成碳。能量共振過(guò)程為恒星核合成的假設(shè)提供非常重要的支持，該假設(shè)認(rèn)為所有化學(xué)元素最初都是由真正的原始物質(zhì)氫形成的。

反應(yīng)最終產(chǎn)物會(huì)處于0?狀態(tài)（自旋為0和正奇偶性）。由于霍伊爾狀態(tài)被預(yù)測(cè)為0+或2+狀態(tài)，因此觀測(cè)碳-12有望看到電子-正電子對(duì)或伽馬射線。然而，在進(jìn)行實(shí)驗(yàn)時(shí)發(fā)現(xiàn)，并沒(méi)有觀察到伽馬射線的反應(yīng)通道，這意味著一定處于0?狀態(tài)。這種狀態(tài)會(huì)完全抑制單個(gè)伽馬發(fā)射，因?yàn)閱蝹€(gè)伽馬發(fā)射必須攜帶至少1單位角動(dòng)量。從0?激發(fā)狀態(tài)產(chǎn)生是可能的，因?yàn)樗鼈兊慕M合自旋可以耦合到角動(dòng)量變化為0的反應(yīng)。

反應(yīng)速率與氦閃：

3氦過(guò)程與恒星核心的溫度和密度十分相關(guān)。反應(yīng)釋放的功率大約與溫度的40次方成和密度的平方成正比。相比之下，質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)產(chǎn)生能量的速率與溫度的四次方成正比，碳氮氧循環(huán)則大約與溫度的17次方成正比，并且兩者都與密度成成幾乎線性比例。3氦過(guò)程這種對(duì)溫度的強(qiáng)烈依賴性對(duì)恒星演化的后期，尤其是紅巨星階段產(chǎn)生了顯著影響。

對(duì)于質(zhì)量較低的恒星，只有在電子簡(jiǎn)并壓力的作用下，才能防止在核心中積聚的氦進(jìn)一步坍縮。隨著核心的氦繼續(xù)累積，核心的密度增加。然而，最后這種簡(jiǎn)并壓力會(huì)阻止核心進(jìn)一步的坍縮，但核心的其余部分會(huì)繼續(xù)收縮并使得溫度繼續(xù)上升。因此，溫度升高導(dǎo)致反應(yīng)速率在正反饋循環(huán)中進(jìn)一步增加，最后成為失控反應(yīng)。這個(gè)過(guò)程被稱為氦閃，預(yù)計(jì)會(huì)持續(xù)幾秒鐘，但會(huì)燃燒核心60-80%的氦。在核心氦閃期間，恒星的能量產(chǎn)生可達(dá)到大約1011個(gè)太陽(yáng)亮度，這與一個(gè)星系的亮度相當(dāng)，但在表面一般不會(huì)觀察到影響，因?yàn)樗缓阈堑耐鈱铀谏w。

對(duì)于質(zhì)量更高的恒星，碳會(huì)聚集在其核心，將氦置換到周圍的外殼中。在氦外殼層中，壓力較低，質(zhì)量不受電子簡(jiǎn)并壓力的支持。因此，相對(duì)于恒星的中心，氦殼層能夠隨著熱壓力的增加而膨脹。膨脹會(huì)使這層冷卻并減緩反應(yīng)，導(dǎo)致恒星再次收縮。這個(gè)過(guò)程是周期性的，經(jīng)歷這個(gè)過(guò)程的恒星將有周期性的半徑變化和能量差異。這些恒星在擴(kuò)張和收縮的過(guò)程中也會(huì)失去一小部分外層的物質(zhì)。

②氦核作用

氦核作用（α作用，α過(guò)程）是兩種氦聚變的類型之一，能將恒星的氦轉(zhuǎn)換成重元素，另一種即是3氦過(guò)程（3α反應(yīng)）。3氦過(guò)程僅消耗氦，并產(chǎn)生碳。但在積累了足夠的碳后，就會(huì)發(fā)生以下氦核作用，所有反應(yīng)都只消耗氦和前一反應(yīng)的產(chǎn)物。

其中從硅-28開(kāi)始至鎳-56的反應(yīng)過(guò)程叫硅燃燒過(guò)程，在下文會(huì)單獨(dú)介紹。

當(dāng)鎳-56與氦-4再次發(fā)生氦核作用時(shí)，理論上會(huì)生成鋅-60。但鋅-60的平均核結(jié)合能比鎳-56低，導(dǎo)致生成較重的原子核的需要吸收能量而不是釋放能量。因此，只有極其少數(shù)的鋅-60會(huì)生成。

所有這些反應(yīng)在恒星內(nèi)部發(fā)生的比率都不高，因此對(duì)于能量的貢獻(xiàn)并不大；比氖（原子量>10）重的元素，由于庫(kù)侖勢(shì)壘的增加，因此不太容易產(chǎn)生。

所謂的α作用元素（或α元素）是質(zhì)量為氦核整數(shù)倍的同位素，它們的豐度是最高的。

α元素按原子序數(shù)牌分別是，氦-4、鈹-8、碳-12、氧-16、氖-20、鎂-24、硅-28、硫-32、氬-36、鈣-40、鈦-44、鉻-48、鐵-52、鎳-56、鋅-60。其中氦-4、碳-12、氧-16、氖-20、鎂-24、硅-28、硫-32、氬-36、鈣-40是穩(wěn)定同位素，因此這些同位素在宇宙中有著較高豐度。這些α元素是在恒星硅燃燒過(guò)程中經(jīng)由α過(guò)程而形成的，恒星在硅燃燒過(guò)程之后可能會(huì)成為II型超新星。

硅和鈣是純粹的α作用元素，而鎂也可以通過(guò)質(zhì)子捕獲的燃燒過(guò)程中產(chǎn)生。至于氧，有些人認(rèn)為是α作用元素，但也有人認(rèn)為不是，在金屬量低的第二星族星中，氧確實(shí)是α作用元素，但氧也可以來(lái)自II型超新星。有時(shí)候碳也會(huì)被視為α作用元素，因?yàn)樘家彩墙?jīng)由α捕獲所形成的元素，但同樣超新星爆發(fā)也會(huì)產(chǎn)生碳。

在恒星內(nèi)的α作用元素豐度通常都以對(duì)數(shù)的形式來(lái)表達(dá)：

此處Nα和NFe分別是每單位體積內(nèi)α作用元素和鐵原子的數(shù)量。根據(jù)星系演化的理論模型可預(yù)測(cè)，早期宇宙存在更多α元素。II型超新星主要合成的元素是氧和一些α作用元素（氖、鎂、硅、硫、氬、鈣和鈦），而Ia超新星產(chǎn)生鐵峰頂元素（釩、鉻、錳、鐵、鈷和鎳）。

5.?碳燃燒

碳燃燒過(guò)程是發(fā)生在質(zhì)量較重的恒星內(nèi)的一種核反應(yīng)（誕生時(shí)質(zhì)量至少在8倍太陽(yáng)質(zhì)量以上），當(dāng)核心內(nèi)較輕的元素耗盡了之后，引力就會(huì)使得恒星收縮，恒星核心的密度和壓強(qiáng)就會(huì)提高，直到碳開(kāi)始燃燒產(chǎn)生能量來(lái)抵抗引力。碳燃燒需要高溫（>5×10?K或50keV）和高密度（>3×10?kg/m3）。

這些溫度和密度數(shù)據(jù)僅供參考。為了抵消更大的引力來(lái)保持近似的流體靜力平衡，更大質(zhì)量的恒星會(huì)更快地燃燒它們的核燃料。為了獲得特定質(zhì)量和特定的進(jìn)化階段，需要使用計(jì)算機(jī)方法來(lái)恒星模型。這些模型根據(jù)核物理實(shí)驗(yàn)來(lái)測(cè)量核反應(yīng)速率，同時(shí)進(jìn)行天文觀測(cè)來(lái)矯正數(shù)據(jù)，具體包括直接觀察質(zhì)量損失，以及在對(duì)流區(qū)檢測(cè)燃燒后核產(chǎn)物的頻譜，而之所以能直接觀測(cè)到對(duì)流層的頻譜，是因?yàn)榇祟惡阈菚?huì)產(chǎn)生挖掘效應(yīng)，核燃燒產(chǎn)物會(huì)從對(duì)流層被帶到恒星地面。

碳燃燒具體過(guò)程如下：

這一反應(yīng)可以理解為兩個(gè)相互作用的碳原子核聚在一起形成鎂-24原子核的激發(fā)態(tài)，然后以上述五種方式之一衰變。前兩個(gè)反應(yīng)釋放大量能量，是兩個(gè)碳原子相互作用的最常見(jiàn)結(jié)果。第三個(gè)反應(yīng)需要吸收能量，這使得它發(fā)生的概率相對(duì)較低，但在碳燃燒的高溫度密度環(huán)境中仍是可能的。此外，這個(gè)反應(yīng)很重要的一點(diǎn)是可以產(chǎn)生中子，因?yàn)檫@些中子可以與大多數(shù)恒星中含量很少的重核結(jié)合，在s過(guò)程中甚至形成更重的同位素。第四個(gè)反應(yīng)理論上可能是最常見(jiàn)的，因?yàn)闀?huì)釋放大量能量，但事實(shí)上它發(fā)生的概率很低。由于該反應(yīng)釋放伽馬射線光子，反應(yīng)通過(guò)電磁力進(jìn)行，而不是像前兩個(gè)反應(yīng)通過(guò)強(qiáng)核力進(jìn)行，核子比光子大得多，因此該反應(yīng)很難發(fā)生。但是這個(gè)反應(yīng)中產(chǎn)生的鎂-24是碳燃燒過(guò)程結(jié)束時(shí)留在堆芯中的唯一鎂同位素，因?yàn)殒V-23具有放射性。最后一個(gè)反應(yīng)也是不太可能的，因?yàn)樗婕叭齻€(gè)反應(yīng)產(chǎn)物，并且也需要吸收能量，理論上相反的反應(yīng)可能更容易發(fā)生。

第二反應(yīng)產(chǎn)生的質(zhì)子可以參與質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)或碳氮氧循環(huán)，但也可以被鈉-23所捕獲，形成氖-20和氦-4。事實(shí)上，第二個(gè)反應(yīng)中產(chǎn)生的鈉-23中有相當(dāng)一部分都被這樣消耗掉了。在9到11個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星中，在恒星演化的前一階段，氦聚變產(chǎn)生的氧-16會(huì)在碳燃燒過(guò)程中保留下來(lái)，只有很少的氧-16會(huì)和氦-4反應(yīng)。因此，碳燃燒的最終結(jié)果是氧、氖、鈉和鎂的混合物。

兩個(gè)碳原子核的質(zhì)量能之和與鎂原子核的激發(fā)態(tài)的質(zhì)量能之和相似，這一現(xiàn)象被稱為“共振”。如果沒(méi)有這種共振，碳燃燒會(huì)在當(dāng)前溫度100倍以上的條件下發(fā)生。三氦過(guò)程產(chǎn)生碳的原因也是這種類似的共振。

中微子能量損失：

中微子損失成為恒星碳燃燒融合過(guò)程中的一個(gè)主要因素。雖然主反應(yīng)不涉及中微子，但質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)等副反應(yīng)卻涉及中微子。然而實(shí)際上在這些高溫下，中微子的主要來(lái)源涉及到量子理論中一個(gè)被稱為對(duì)產(chǎn)生的過(guò)程。根據(jù)不確定性原理，高能伽馬射線當(dāng)其能量大于兩個(gè)電子的剩余質(zhì)量（質(zhì)量-能量當(dāng)量）時(shí)，它能與恒星中原子核的電磁力相互作用，變成電子和正電子的粒子和反粒子對(duì)。

通常情況下，正電子很快與另一個(gè)電子湮滅，產(chǎn)生兩個(gè)光子，這個(gè)過(guò)程在較低的溫度下可以被忽略。但大約每101?對(duì)中就有1對(duì)以電子和正電子的弱相互作用結(jié)束，而電子和正電子的弱相互作用取代了中微子和反中微子對(duì)。由于中微子幾乎以光速運(yùn)動(dòng)，并且與物質(zhì)的相互作用非常弱，這些中微子粒子通常在沒(méi)有相互作用的情況下逃離恒星，帶走了它們的能量。這種能量損失與碳聚變產(chǎn)生的能量相當(dāng)。

通過(guò)這種和類似的過(guò)程，中微子造成的能量損失，在大多數(shù)大質(zhì)量恒星的演化中扮演著越來(lái)越重要的角色。它們迫使恒星在更高的溫度下燃燒燃料來(lái)抵消它們。核聚變過(guò)程對(duì)溫度非常敏感，因此恒星可以產(chǎn)生更多的能量來(lái)保持流體靜力學(xué)平衡，同時(shí)以更快的速度燃燒核燃料。當(dāng)燃料核變重時(shí)，聚變產(chǎn)生的單位質(zhì)量的能量會(huì)變得更少，而恒星的核心在從一種燃料轉(zhuǎn)換到另一種燃料時(shí)收縮并加熱，因此這兩個(gè)過(guò)程也顯著降低了聚變?nèi)剂系膲勖?/p>

在氦燃燒階段，中微子的損失可以忽略不計(jì)。但是從碳燃燒階段開(kāi)始，由于中微子形式的能量損失而導(dǎo)致的恒星壽命縮短，與由于燃料變化和核心收縮而導(dǎo)致產(chǎn)生的能量大致相當(dāng)。在大質(zhì)量恒星連續(xù)不斷的燃料變化中，中微子損耗是造成恒星壽命縮短的主要原因。例如，一顆25個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星在其核心會(huì)燃燒氫10?年，燃燒氦10?年，而碳只會(huì)燃燒103年。

恒星演化：

在氦聚變過(guò)程中，恒星會(huì)形成一個(gè)富含碳和氧的惰性核。當(dāng)氦燃燒逐漸向外移動(dòng)時(shí)，惰性核心最終達(dá)到足夠的質(zhì)量，由于引力而崩潰。惰性核體積會(huì)逐漸壓縮并將溫度升高到碳燃燒所需的溫度。這也同樣將提高核心周圍的溫度，讓氦在核心周圍的外殼中燃燒。外面是另一個(gè)燃燒氫的外殼。于是恒星的體積增加，膨脹成為紅超巨星。由此產(chǎn)生的碳燃燒提供了來(lái)自核心的能量來(lái)維持恒星的引力平衡。然而，這種平衡只是短暫的，一顆有15個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星中，這一過(guò)程將在600年內(nèi)耗盡核心中的大部分碳。這一過(guò)程的持續(xù)時(shí)間會(huì)因恒星的質(zhì)量而顯著變化。當(dāng)碳的相對(duì)豐度降低至不能持續(xù)的程度，于是核心溫度開(kāi)始下降并再次收縮。

太陽(yáng)質(zhì)量低于8倍的恒星永遠(yuǎn)不會(huì)達(dá)到足夠高的核心溫度來(lái)燃燒碳，因此會(huì)以碳氧白矮星的形式結(jié)束它們的生命，因?yàn)橥鈿拥暮?huì)以氦閃的形式在行星狀星云中緩慢地將外層排出。

而在質(zhì)量在8到11個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量之間的恒星中，碳氧核心處于退化狀態(tài)，碳燃燒會(huì)以碳閃的形式發(fā)生，但只會(huì)持續(xù)幾毫秒，并破壞上一燃燒階段的恒星核心。核心溫度只能達(dá)到燃燒碳、氧、氖這三個(gè)原子序數(shù)接近的元素。在核燃燒的后期，大質(zhì)量恒星會(huì)產(chǎn)生了一股巨大的恒星風(fēng)，恒星風(fēng)會(huì)迅速噴出行星狀星云的外層，留下一個(gè)氧、氖、鈉、鎂的白矮星核心，大概有1.1個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。

超過(guò)11個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星開(kāi)始在一個(gè)非退化的核心中燃燒碳，在碳耗盡之后，一旦惰性核心的收縮使溫度充分升高，就開(kāi)始進(jìn)行氖燃燒過(guò)程，以后進(jìn)一步燃燒氧、硅等元素直到燃料耗盡。

6.?氖燃燒

氖燃燒過(guò)程是大質(zhì)量恒星（至少10倍太陽(yáng)質(zhì)量）內(nèi)進(jìn)行的核聚變反應(yīng)，氖燃燒需要高溫（至少1.2×10?K）和高密度4×10?kg/m3）

在如此的高溫下，光致蛻變成為很重要的作用，有一些氖核會(huì)分解，釋放出α粒子：

其中第一步消耗的中子會(huì)在第二步中生成。

恒星在之前的碳燃燒過(guò)程中幾乎消耗了核心中的所有碳并形成新的氧、氖、鈉、鎂核心。之后核心會(huì)停止聚變能并收縮。條件允許的恒星會(huì)在收縮時(shí)使密度和溫度達(dá)到氖燃燒所需的條件。核心周圍的溫度升高會(huì)使剩余的碳在外殼中燃燒，而在碳燃燒外層則是氦燃燒外層，在氦的最外層則是氫。

在氖燃燒期間，氖會(huì)被消耗，氧和鎂會(huì)在核心累積。一段時(shí)間后，這顆恒星消耗了所有的氖，核心停止聚變能并再次收縮，質(zhì)量不夠下一階段氧燃燒的恒星會(huì)形成氧鎂惰性核的白矮星。而滿足下一階段燃燒的恒星會(huì)同上一階段一樣，被引力壓縮恒星核心，增加其密度和溫度，直到氧燃燒過(guò)程開(kāi)始。

7.?氧燃燒

氧燃燒過(guò)程是發(fā)生在大質(zhì)量恒星中的核聚變反應(yīng)。氧燃燒之前是氖燃燒過(guò)程，之后是硅燃燒過(guò)程。當(dāng)氖燃燒過(guò)程結(jié)束時(shí)，恒星的核心收縮并加熱，直到達(dá)到氧燃燒過(guò)程的啟動(dòng)溫度。氧燃燒過(guò)程與碳燃燒過(guò)程相似；但是，由于氧的庫(kù)侖勢(shì)壘較大，氧燃燒會(huì)在更高的溫度和密度下發(fā)生。核心中的氧會(huì)在1.5-2.6×10?K以上的溫度和4.65-6.7×10?kg/m3以上的密度發(fā)生反應(yīng)。下面為主要反應(yīng)：

總的來(lái)說(shuō)，氧燃燒過(guò)程的主要產(chǎn)物是硅-28、硫-32、硫-33、硫-34、氯-35、氯-37、氬-36、氬-38、鉀-39、鉀-41K、鈣-40和鈣-42，其中硅-28和硫-32占總成分的90%。根據(jù)恒星的質(zhì)量和其他參數(shù)推測(cè)，質(zhì)量足夠的恒星核心內(nèi)的氧會(huì)在0.01-5年后耗盡，堆積出富含硅的核心。而一旦氧被耗盡，這個(gè)核心會(huì)因?yàn)闊岫炔粔蚨尸F(xiàn)惰性，核心會(huì)開(kāi)始再次收縮。收縮會(huì)使核心的溫度上升，直到達(dá)到硅燃燒的條件。接下來(lái)的硅燃燒過(guò)程會(huì)產(chǎn)生鐵，但鐵不能進(jìn)一步發(fā)生反應(yīng)產(chǎn)生能量來(lái)支持恒星。

在氧燃燒過(guò)程中，向外推進(jìn)的是氖燃燒層，再外面依次是碳、氦、氫。氧燃燒過(guò)程是恒星核心內(nèi)最后一個(gè)非α過(guò)程進(jìn)行的核反應(yīng)。

氧燃燒之前：

雖然氧比氖輕，但是氖燃燒卻發(fā)生在氧燃燒之前，這是因?yàn)檠?16是一個(gè)雙幻數(shù)核，因此非常穩(wěn)定。與氧相比，氖的穩(wěn)定性要更弱。因此，氖燃燒發(fā)生的溫度要比氧燃燒低。在氖燃燒過(guò)程中，氧和鎂聚積在恒星的核心。氧燃燒開(kāi)始時(shí)，由于氦燃燒過(guò)程可以產(chǎn)生氧、而碳燃燒過(guò)程產(chǎn)生的氖在氖燃燒過(guò)程中還會(huì)轉(zhuǎn)化為氧，因此恒星核心中的氧含量跟高。之前燃燒過(guò)程中碳與氦生成大量的氧，這對(duì)氧燃燒過(guò)程中的反應(yīng)速率有顯著影響。

對(duì)流受限與偏離中心氧燃燒：

對(duì)于質(zhì)量大于10.3太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，氧在核心燃燒，而超大質(zhì)量恒星的氧燃燒可能會(huì)迅速完成。類似地，質(zhì)量小于9個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，氧可能無(wú)法燃燒。而在9-10.3太陽(yáng)質(zhì)量范圍內(nèi)的恒星，氧會(huì)在偏離中心處燃燒。對(duì)于這個(gè)質(zhì)量范圍內(nèi)的恒星，氖燃燒發(fā)生在對(duì)流層而不是恒星核心。以9.5太陽(yáng)質(zhì)量的恒星為例，氖燃燒過(guò)程發(fā)生在偏離中心約1560千米的包層中。從熱失控造成的核閃開(kāi)始，氖對(duì)流區(qū)域進(jìn)一步延伸至1.1太陽(yáng)質(zhì)量，峰值功率約為10?3爾格/秒。僅一個(gè)月后，功率下降到大約10?2爾格/秒，并保持這個(gè)速度大約10年。在這個(gè)階段之后，氖會(huì)被耗盡，導(dǎo)致恒星向內(nèi)壓力更大。這使使得溫度升至16.5億開(kāi)爾文，對(duì)流結(jié)合的火焰前鋒向核心移動(dòng)，火焰的運(yùn)動(dòng)最終會(huì)導(dǎo)致氧燃燒。在大約3年內(nèi)，火焰的溫度達(dá)到約18.3億開(kāi)爾文，更外層的氧也會(huì)被推進(jìn)核心燃燒。與氖燃燒的開(kāi)始類似，氧燃燒也始于一次核閃。然后，燃料會(huì)被推向核心，而燃燒層的質(zhì)量會(huì)不斷縮小。

中微子能量損失：

在氧燃燒過(guò)程中，中微子發(fā)射引起的能量損失影響會(huì)更加明顯。由于能量損失很大，氧必須在高于15億開(kāi)爾文的溫度下燃燒，以保持足夠強(qiáng)的輻射壓力來(lái)支撐恒星抵抗重力。此外，當(dāng)物質(zhì)密度足夠高（ρ>2×10?kg/m3）時(shí)，兩個(gè)電子捕獲反應(yīng)（產(chǎn)生中微子）變得更為顯著。由于這些因素，對(duì)于質(zhì)量和密度更大的恒星，氧燃燒持續(xù)的時(shí)間會(huì)明顯變短。

爆炸氧燃燒：

氧燃燒過(guò)程除了在流體靜力平衡下的恒星內(nèi)部，在爆炸條件下也可進(jìn)行。爆炸性氧燃燒產(chǎn)物與恒星內(nèi)部氧燃燒產(chǎn)物類似。然而，穩(wěn)定的氧燃燒伴隨著大量的電子捕獲，而爆炸性的氧燃燒則伴隨著更明顯的光致蛻變。在3-4×10?K的溫度范圍內(nèi)，氧燃燒和光致蛻變會(huì)迅速發(fā)生。

不穩(wěn)定對(duì)超新星：

根據(jù)量子力學(xué)大質(zhì)量恒星會(huì)成對(duì)產(chǎn)生基本粒子和它的反粒子，因此非常大的質(zhì)量（140-260太陽(yáng)質(zhì)量）的第三星族星的核心可能在氧燃燒期間變得很不穩(wěn)定。這會(huì)導(dǎo)致熱核爆炸，從而徹底破壞恒星。

8.?硅燃燒

硅燃燒過(guò)程是恒星核聚變反應(yīng)中是最后的短暫過(guò)程，只有至少11太陽(yáng)質(zhì)量的恒星才會(huì)發(fā)生。對(duì)恒星而言，硅燃燒是大質(zhì)量恒星長(zhǎng)期以來(lái)以核聚變供應(yīng)能量的最后階段，硅燃燒會(huì)耗盡恒星燃料走向生命終點(diǎn)，然后恒星會(huì)離開(kāi)赫羅圖上的恒星帶，成為致密星。在硅燃燒之前的幾個(gè)階段分別是氫、氦、碳、氖、和氧燃燒過(guò)程。

核聚變序列和硅的光致蛻變：

當(dāng)引力收縮使恒星的核心溫度達(dá)到到27至35億K的高溫時(shí)，硅燃燒便開(kāi)始了。當(dāng)一顆恒星完成了硅燃燒階段之后，已經(jīng)不再有燃料可供融合。恒星將發(fā)生災(zāi)難式的坍塌，并且可能發(fā)生II型的超新星爆炸。

當(dāng)一顆恒星完成氧燃燒過(guò)程后，恒星核心的主要成分是硅和硫。如果該恒星有足夠的質(zhì)量，那么恒星將進(jìn)一步的收縮，直到核心達(dá)到27至35億K（230-300keV）。在這樣的溫度下，其它的元素可以發(fā)生光致蛻變，發(fā)射出質(zhì)子或是α粒子。硅燃燒引起的氦核作用會(huì)將α粒子添加進(jìn)原子核內(nèi)創(chuàng)造出更重的新元素，以下的為序列步驟：

整個(gè)硅燃燒的序列大約只持續(xù)了一天，當(dāng)鎳-56產(chǎn)生時(shí)就停止了，這顆恒星將不再經(jīng)由核聚變釋放出能量。這是因?yàn)榫哂?6個(gè)核子的核具有序列中所有元素的每個(gè)核子的最低質(zhì)量，α過(guò)程的下一步是鋅-60，每個(gè)核子的質(zhì)量以有微量的增加，因此在熱力學(xué)上是不利的，需要吸收能量，恒星內(nèi)部只有極其少的鋅-60生成。在最后，鎳-56會(huì)以β+衰變成為鈷-56（半衰期為6.02天），而鈷-56再以同樣的β+衰變變?yōu)殍F-56（半衰77.3天）。此時(shí)恒星已經(jīng)耗盡核燃料，并在幾分鐘內(nèi)就開(kāi)始收縮。引力收縮的會(huì)將核心加熱至5GK（430keV），雖然理論上核心會(huì)阻止和延遲收縮，然而由于沒(méi)有額外的熱通過(guò)新的核聚變生成，收縮迅速的加快只維持幾秒鐘就坍塌了。恒星核心的部分不是被擠壓成為中子星，就是因?yàn)橘|(zhì)量更大而成為黑洞。恒星的外層會(huì)被吹散，并爆炸成為II型超新星，可以持續(xù)閃耀幾天到數(shù)月。超新星爆炸會(huì)大量的中子，其中大約有半數(shù)在幾秒鐘內(nèi)通過(guò)稱為r-過(guò)程形成比鐵更重的元素。

這里和大家說(shuō)一下，常見(jiàn)的幾個(gè)被誤解的錯(cuò)誤觀點(diǎn)。首先，恒星內(nèi)部不是不能有鐵，是恒星自己內(nèi)部聚變到鐵時(shí)可能會(huì)立刻發(fā)生超新星爆發(fā)，但宇宙中常見(jiàn)的恒星都是第一星族星（第一星族星指的是金屬含量高的恒星，這里的金屬指的是除了氫和氦以外的元素），它們不是第一代恒星，在恒星形成之前可能是有別的恒星存在過(guò)的，因而這些恒星才有著高金屬量，上一代恒星產(chǎn)物是可以讓下一代恒星內(nèi)部存在鐵的，實(shí)際上太陽(yáng)內(nèi)部都含有一些鐵，而且當(dāng)像太陽(yáng)這樣的非第一代恒星成為漸進(jìn)巨星分支階段的恒星時(shí)，鐵還會(huì)通過(guò)s-過(guò)程進(jìn)一步捕獲中子生成比鐵更重的元素，我在下文會(huì)具體介紹。因此并不是所有超過(guò)鐵的重元素都來(lái)自超新星爆發(fā)，這是因?yàn)槌藃-過(guò)程的快速中子捕獲外，還有s-過(guò)程的慢速中子捕獲等反應(yīng)。而很多人都認(rèn)為超過(guò)鐵的重元素都是由超新星爆發(fā)產(chǎn)生的，這也是常見(jiàn)的誤區(qū)之一。相反地，在超新星爆發(fā)時(shí)也會(huì)有一些比鐵輕的元素產(chǎn)生。

核結(jié)合能：

核結(jié)合能是從核心中移除核子所必須的能量，也是當(dāng)一個(gè)核子被加入核心時(shí)所釋放出來(lái)的能量。

因此，當(dāng)核子被加入像氫這樣的輕元素時(shí)，能釋放出極大的能量（結(jié)合能增加很多），這就是核聚變的過(guò)程，因此質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng)為恒星長(zhǎng)期提供能量。相反地，當(dāng)核子被從像鈾這樣的重元素移出時(shí)，也會(huì)釋放出能量，這就是核裂變的過(guò)程。在恒星，快速的核合成過(guò)程會(huì)添加α粒子而形成較重的原子核。

接下來(lái)也同樣和大家講一個(gè)誤區(qū)，那就是關(guān)于鐵-56的誤區(qū)，很多人看了上面那張圖，認(rèn)為鐵-56有著最高的平均結(jié)合能，是最穩(wěn)定的同位素，但實(shí)際上鐵-56不是平均結(jié)合能最高的同位素（雖然鐵-56的平均結(jié)合能也能排在前幾位），比鐵-56平均結(jié)合能更高的同位素未在上圖標(biāo)出，而是平均核子質(zhì)量最低的同位素，但鐵-56確實(shí)是最穩(wěn)定的同位素。這是因?yàn)槠骄Y(jié)合能代表了生成的容易程度，而平均核子質(zhì)量代表的是同位素的穩(wěn)定程度，有著56個(gè)核子的是同位素是平均核子質(zhì)量最低的，而鐵-56就是平均核子質(zhì)量最低的同位素，這代表鐵-56是最穩(wěn)定的。因此在熱寂理論中，由于鐵-56的熵最大，根據(jù)熱力學(xué)第二定律，宇宙作為一個(gè)孤立的系統(tǒng)，會(huì)從由有序向無(wú)序，宇宙中的其他有效能量會(huì)向熵更高的物質(zhì)轉(zhuǎn)化，從而達(dá)到熱平衡。因此如果質(zhì)子不會(huì)衰變，由于量子穿梭效應(yīng)，所有恒星在演化101?oo年后都會(huì)成為鐵星，鐵星是一種假設(shè)性中的恒星，本質(zhì)是一顆冷鐵球。而對(duì)于平均結(jié)合能，核子數(shù)為58和62有著最高的平均結(jié)合能，但在恒星聚變過(guò)程中，光致蛻變會(huì)使得恒星內(nèi)部有大量α粒子，按照α過(guò)程的序列，生成鐵時(shí)是鐵-52，下一步則是鐵-56，在下一步理論上是鋅-60，一般不會(huì)生成核子數(shù)為58和62的核子。而由于鎳-56的結(jié)合能又比鋅-60高，因此一般鎳-56是大質(zhì)量恒星進(jìn)行核聚變反應(yīng)的最后產(chǎn)物。鎳-56衰變?yōu)殁?56然后鈷-56又再次衰變?yōu)殍F-56。太陽(yáng)作為非第一代恒星的第一星族星。這很好解釋了為什么巖石行星核心中有大量的鐵-56。

9.?s-過(guò)程

s-過(guò)程也稱慢中子捕獲過(guò)程，是在恒星內(nèi)部發(fā)生的一系列的核反應(yīng)，尤其是在恒星的漸進(jìn)分支階段（AGB）。s-過(guò)程創(chuàng)造了約一半比鐵重的元素。前代恒星s-過(guò)程進(jìn)行的程度可用被困在隕石中的恒星前顆粒來(lái)測(cè)定。

在s-過(guò)程中，核子會(huì)經(jīng)歷中子俘獲以形成具有一個(gè)更高原子質(zhì)量的同位素。如果新同位素穩(wěn)定，可能會(huì)出現(xiàn)一系列質(zhì)量增加，但如果它不穩(wěn)定，則會(huì)發(fā)生β衰變，從而產(chǎn)生原子序數(shù)下一位的元素。由于在捕獲另一個(gè)中子之前有足夠的時(shí)間發(fā)生這種放射性衰變，因此這個(gè)過(guò)程很慢，故名慢中子捕獲反應(yīng)。一系列的這些反應(yīng)通過(guò)沿著同位素列表的β衰變穩(wěn)定槽線移動(dòng)。

由于沿著反應(yīng)鏈?zhǔn)艿酵凰卅了プ冇绊?，因此s-過(guò)程可以產(chǎn)生一系列元素和同位素。產(chǎn)生的元素和同位素的相對(duì)豐度取決于中子的來(lái)源以及它們的含量如何隨時(shí)間變化。s-過(guò)程反應(yīng)鏈的每個(gè)分支進(jìn)行到鉛、鉍和釙的循環(huán)時(shí)會(huì)終止。

將s-過(guò)程與r-過(guò)程對(duì)比可以發(fā)現(xiàn)，在r-過(guò)程中，連續(xù)的中子俘獲十分迅速：它們發(fā)生的速度比β衰變更快。在自由中子含量較高的環(huán)境中，r-過(guò)程占主導(dǎo)地位；它會(huì)比s-過(guò)程產(chǎn)生更重的元素和更多的富中子同位素。這兩個(gè)過(guò)程共同解釋了絕大部分比鐵重的化學(xué)元素的相對(duì)豐度。

恒星內(nèi)的s-過(guò)程：

s-過(guò)程被認(rèn)為能發(fā)生在大部分的漸近巨星分支恒星；相對(duì)的，r-過(guò)程被認(rèn)為發(fā)生在超新星爆炸環(huán)境的最初幾秒鐘內(nèi)，而s-過(guò)程可在漸近巨星分支的環(huán)境下可以持續(xù)進(jìn)行數(shù)千年。s-過(guò)程在同位素圖上使質(zhì)量數(shù)的增加，根本上取決于恒星能產(chǎn)生的中子數(shù)量，以及起初開(kāi)始時(shí)鐵元素在恒星內(nèi)豐度的分布。鐵是“中子捕獲—β?衰變”序列合成新元素的原始材料。

主要的中子來(lái)源反應(yīng)如下：

主s-過(guò)程的和微弱的s-過(guò)程有明顯區(qū)別。主過(guò)程產(chǎn)生鍶和釔之后的元素，最低金屬豐度內(nèi)的恒星最高能產(chǎn)生鉛，這些主要發(fā)生在低質(zhì)量恒星的漸近巨星分支階段。碳-13的反應(yīng)提供了中子源。另一方面，弱s-過(guò)程產(chǎn)生了鐵到鍶釔之間的元素，發(fā)生的場(chǎng)所則是在氦和碳燃燒結(jié)束階段的大質(zhì)量恒星內(nèi)。氖-22的反應(yīng)提供了中子源。之后這些恒星可能成為超新星，并將這些同位素?cái)U(kuò)散到星際空間內(nèi)。

有時(shí)使用所謂的“局部近似”來(lái)描述小質(zhì)量區(qū)域上近似s-過(guò)程，其中豐度比與s-過(guò)程路徑上附近同位素的中子俘獲截面成反比。這個(gè)近似值顧名思義只在局部有效，這意味著附近質(zhì)量數(shù)的同位素，尤其是在突出部分的精確結(jié)構(gòu)占主導(dǎo)地位的幻數(shù)處是無(wú)效的。

當(dāng)s-過(guò)程中出現(xiàn)相對(duì)較低的中子通量（數(shù)量級(jí)在10?至1011個(gè)中子/平方厘米）時(shí)，反應(yīng)將不在繼續(xù)，因此s-過(guò)程不能產(chǎn)生任何如釷或鈾的重放射性同位素。終止s-過(guò)程的循環(huán)是：

鉍-209捕獲一個(gè)中子，產(chǎn)成鉍-210。鉍-210再通過(guò)β?衰變?yōu)獒?210。而釙-210再通過(guò)α衰變?yōu)殂U-206：

鉛-206再捕獲3個(gè)中子成為鉛-209，鉛-209再經(jīng)歷β?衰變成為鉍-209，從而重復(fù)上面的循環(huán)。

因此，循環(huán)的最終結(jié)果是4個(gè)中子被轉(zhuǎn)換成1個(gè)α粒子、2個(gè)電子、2個(gè)反電子中微子和γ射線：

至此，s-過(guò)程終止于鉍-209和釙-210。鉍及鉍之后的所有元素都有放射性，但實(shí)際上鉍只有輕微的放射性，鉍-209的半衰期是目前宇宙年齡的10億倍以上，因此鉍在任何現(xiàn)有恒星的生命周期內(nèi)都是穩(wěn)定的。而釙-210會(huì)發(fā)生α衰變成為鉛-206，半衰期只有138.376天。

10.?p-過(guò)程

在天體物理學(xué)中，p-過(guò)程（p代表質(zhì)子）有兩種含義。最初，它指的是一種質(zhì)子捕獲過(guò)程，具體指的是自然產(chǎn)生質(zhì)子含量比例高的由硒到汞元素的同位素，它們的起源仍然不完全清楚。盡管有人最初建議不能產(chǎn)生p-核的其他過(guò)程不應(yīng)稱為p-過(guò)程，但后來(lái)p-過(guò)程有時(shí)被用來(lái)泛指任何產(chǎn)生質(zhì)子捕獲的核合成過(guò)程，p-過(guò)程對(duì)比鐵重且富含質(zhì)子原子核的產(chǎn)生有不可忽視的貢獻(xiàn)。

通常，這兩個(gè)概念是混淆的。因此，最近的科學(xué)文獻(xiàn)建議僅將p-過(guò)程用于描述實(shí)際的質(zhì)子俘獲過(guò)程。

質(zhì)子捕獲p-過(guò)程：

質(zhì)子比例高的核素可以通過(guò)向原子核中加入一個(gè)或多個(gè)質(zhì)子產(chǎn)生。這種（p，γ）型核反應(yīng)稱為質(zhì)子俘獲反應(yīng)。由于化學(xué)元素是由原子核的質(zhì)子數(shù)定義，所以通過(guò)向原子核中添加一個(gè)質(zhì)子會(huì)改變?cè)?。同時(shí)，質(zhì)子與中子的比例也會(huì)發(fā)生了變化，導(dǎo)致下一種元素的同位素中質(zhì)子比例更高。最初想法認(rèn)為p-核是這樣產(chǎn)生的：自由質(zhì)子（氫原子核存在于恒星等離子體中）捕獲也存在于恒星等離子體中的重核上，之前的元素是在s-過(guò)程或r-過(guò)程中產(chǎn)生的。

如果考慮一個(gè)穩(wěn)定的原子核，有兩種方法可以增加質(zhì)子對(duì)中子的比率—可以加入質(zhì)子或是減少中子。Rp-過(guò)程是增加質(zhì)子，P-過(guò)程是經(jīng)由光致蛻變的機(jī)制發(fā)生的，這時(shí)一個(gè)γ-射線或是精力充沛的光子會(huì)將粒子從原子核內(nèi)敲出，這也是為何P-過(guò)程有時(shí)會(huì)被稱為γ-過(guò)程的原因。通過(guò)對(duì)核種圖的審查，可以看出從氫到鈣，穩(wěn)定的原子核內(nèi)質(zhì)子和中子的數(shù)目大致是相等的。對(duì)于原子序超過(guò)100的原子核，P-過(guò)程在核合成的過(guò)程負(fù)責(zé)移除中子或等量的質(zhì)子，使中子的數(shù)量增加以使產(chǎn)生的原子核能夠穩(wěn)定。有兩個(gè)主要的核反應(yīng)來(lái)完成這項(xiàng)工作，中子-光致蛻變和α粒子-光致蛻變，分別書(shū)寫(xiě)為（γ,n）和（γ,α）來(lái)表示。

然而，根據(jù)庫(kù)侖定律，這種質(zhì)子捕獲在穩(wěn)定或接近穩(wěn)定的核素上并不能很有效地產(chǎn)生p-核，特別是較重的核素，因?yàn)殡S著每一個(gè)質(zhì)子的加入，下一個(gè)要加入的質(zhì)子的排斥力也會(huì)增加。這被稱為庫(kù)侖勢(shì)壘。庫(kù)侖勢(shì)壘越高，質(zhì)子被捕獲所需的動(dòng)能就越多。可用質(zhì)子的平均能量可由恒星的溫度給出。即使溫度可以任意升高，質(zhì)子通過(guò)光致蛻變從原子核中被移除的速度也比捕獲的要快。另一種選擇是有大量的質(zhì)子可供使用，以增加每秒質(zhì)子捕獲的有效數(shù)量，從而不必需要過(guò)高的溫度。然而，這種情況在核心坍塌的超新星中并沒(méi)有發(fā)現(xiàn)，超新星理論上本應(yīng)是p-過(guò)程的發(fā)生地。

以極高的質(zhì)子密度捕獲質(zhì)子稱為快速質(zhì)子捕獲過(guò)程。它們與p-過(guò)程的區(qū)別不僅在于所需的高質(zhì)子密度，還在于涉及的放射性核素壽命會(huì)很短，反應(yīng)路徑會(huì)相對(duì)靠近質(zhì)子滴線。快速質(zhì)子俘獲過(guò)程包括rp-過(guò)程、νp-過(guò)程和pn-過(guò)程。

11.?光致蛻變

光致蛻變是極端高能量的γ射線和原子核的交互作用，并且使原子核進(jìn)入受激態(tài)，立刻衰變成為兩或更多個(gè)子核的物理過(guò)程。舉個(gè)例子，即入射的伽馬射線可有效地將一個(gè)或多個(gè)中子、質(zhì)子或α粒子從核中撞出。反應(yīng)稱為以此縮寫(xiě)為（γ，n）、（γ，p）和（γ，α）。這種過(guò)程根本上是與核聚變相反的，原本應(yīng)該是輕的元素在高溫下結(jié)合在一起形成重元素并釋放出能量。光致蛻變是從比鐵輕的元素吸熱（能量吸收）而從比鐵重的元素放熱放出能量。光致蛻變至少在超新星中對(duì)一些重元素和富含質(zhì)子的元素經(jīng)由p-過(guò)程的核合成有所貢獻(xiàn)。

光致蛻變不要與光致裂變混淆，光致裂變是一種類似但不同的過(guò)程，當(dāng)核子在吸收伽馬射線后，分裂成幾乎相等質(zhì)量的兩個(gè)碎片被稱為光致裂變，如鈾、钚等元素會(huì)在吸收伽馬射線后發(fā)生光致裂變反應(yīng)。

氘的光致蛻變：

攜帶2.22MeV或更多能量的光子可以將氘原子進(jìn)行光致蛻變：

這種反應(yīng)來(lái)可用來(lái)測(cè)量質(zhì)子和中子的質(zhì)量差異。另外，這個(gè)實(shí)驗(yàn)還可證明，中子并不是質(zhì)子和電子簡(jiǎn)單的束縛態(tài)產(chǎn)物。

鈹-9的光致蛻變：

攜帶1.67MeV或更高能量的光子可以將鈹-9（100%的天然鈹，鈹唯一的穩(wěn)定同位素）的一個(gè)原子光分解：

銻-124與鈹-9可組成實(shí)驗(yàn)室的中子源和中子啟動(dòng)源。銻-124（半衰期60.20天）發(fā)生β?衰變產(chǎn)生電子流和1.690MeV的伽馬射線（除此之外，還有0.602MeV和一些0.645-2.090MeV微弱輻射），產(chǎn)生穩(wěn)定的碲-124。來(lái)自銻-124平均動(dòng)能為24keV的伽馬射線從鈹-9上擊落中子，并產(chǎn)生兩個(gè)α粒子。

其他同位素的需要的光子能量會(huì)更高，如碳-12需要能量為18.72MeV的伽馬射線。

極超新星：

在非常巨大的恒星（質(zhì)量比太陽(yáng)大250倍以上）爆炸中，光致蛻變是超新星事件中一個(gè)主要的因素。當(dāng)這種恒星到達(dá)生命的結(jié)束時(shí)，它產(chǎn)生的溫度和壓力被光致蛻變的能量吸收消耗掉，暫時(shí)減輕了恒星核心的壓力和溫度。當(dāng)能量被光致蛻變吸收掉，造成了恒星的核心開(kāi)始塌縮，并且塌縮的核心會(huì)導(dǎo)致黑洞的形成。一部分質(zhì)量以相對(duì)論噴射的形式逸出，這種噴射可能將第一批金屬噴射到宇宙中。