恒星的核合成

使恒星发光的能量来自于核聚变反应。实际上，恒星内部的核聚变产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。随着辐射穿透到表面，它与整个恒星中的原子核相碰撞，将它们向外推，从而抵抗向下的引力。

主序星由于在核内氢熔合成氦而发光，但按照主序星的质量，这总共有两种方式。恒星的质量决定了它核的温度，当恒星类似于太阳时，其核的温度大约为1.5亿开，在这样的温度下，单个质子（构成氢原子的原子核）相互碰撞先产生氘，然后是氚——都是氢的同位素。在相似的大部分这一反应的最后阶段，两个氚相互碰撞产生一个氦核和两个质子，这被称为质子——质子链。其他可能的步骤包括了氚与一个形成了的氦核相碰撞。不论通过哪种方式的反应，所有的过程最终导致了另一种氦核的产生。恒星内核温度越高，这类反应发生的数量也就越大。

↑碳——氮——氧循环为比太阳更大质量的主序星提供了能量。它在恒星内核温度超过1.5亿开时取代质子——质子链成为主要的能量来源。它使用碳作为生成氦的催化剂。

直到具有太阳质量的所有恒星都是通过质子——质子链产生能量的。但是具有比太阳更大质量的恒星则提出了一个难题——尽管它们内部的温度可能要高3倍，并且更亮数百倍。质子——质子链的过程并不能解释这一种巨大的能量输出。

然而，有一种反应能够产生比质子——质子链更多的能量，它被称为碳——氮——氧反应，并且要求恒星内核中存在碳元素。因此，这种反应在包含有上代恒星产物的年轻I族恒星中最为常见。在这些年轻高温恒星中，碳起着催化剂的作用。首先，质子与碳核碰撞产生不稳定的氮同位素，它自然衰变形成碳的一种重的同位素；另一个质子与较重的碳碰撞使其变化成氮的稳定同位素；然后第三个质子将氮转化为氧；最终，第四个质子与氧结合并使它分解为一个氦核和一个最初的较轻碳核。通过这一反应过程4个质子生成一个氦，就像质子——质子链所完成的，但这时由于较重原子核的参与，释放出的能量更多。

↑当太阳在大约45亿年的时间后耗尽其核心的氢燃料时，核聚变开始在包围其惰性氦内核的外壳上发生。在这时候，太阳将膨胀为红巨星，吞没水星、金星，最后是地球和月球，如这幅图片所示。

↑科学家常常使粒子相碰撞以观察发生的情况。在这一气泡室记录中，两个质子相撞。尽管它们相撞时没能带有发生熔合的足够能量，它们仍然产生了许多粒子，例如电子和π介子，它们向碰撞点外沿曲线逸出，并留下供科学家研究的痕迹。

→科学家尝试在核聚变反应堆中利用太阳的能量。这一计算机模拟展示了一个面包圈形的反应堆，被称为托卡马克装置。图中的彩带表示了磁场，而黄线表示了典型质子的路径。通过模拟有助于科学家建造一个真正的核反应堆。

在逐渐离开主序的恒星中，氦核成为了主要的反应物，它们缓慢地形成了越来越重的原子核。氦的燃烧通过3α过程产生碳，而氧在另一个氦核加入后生成。在这一反应中，氦核被称为α粒子。

在小质量恒星，例如太阳中，反应在氧生成时停止，但大质量恒星继续生成更重的原子。这一过程与之前的发生方式相同，并且很关键，它使不同的原子核熔合成更重的，但如果内核温度超过10亿开，就有足够的能量分裂原子核。这使得参与核聚变过程的原子核更加复杂混乱。