恒星核合成

简介恒星核合成是在恒星的核心内进行，能将轻的元素燃烧成更重的元素的核反应总称。（其它的过程请参考核合成。）

这些复杂的过程在20世纪初期开始逐渐被了解，首先知道的是长期以来产生太阳的光和热的能量来源是核反应。在太阳内产生能量的主要核反应是将氢融合成氦的核融合，它至少要300万K的高温才能进行。

历史在1920年，亚瑟·爱丁顿，以弗朗西斯·阿斯顿对原子的精确测量为基础，首度建议恒星的能量来自于将氢融合成氦的核融合反应。

在1928年，乔治·伽莫夫推导出现在称为伽莫夫因子－两个核子接近到足够的距离时强作用力可以克服库伦障壁机率的量子力学模式。伽莫夫因子被罗伯特·阿特金森（Robert d'Escourt Atkinson）和弗里茨·豪特曼斯（Fritz Houtermans）使用了十年之后，伽莫夫和爱德华·泰勒推导出核反应进行的过程和速率，并相信恒星内部存在着极高的温度。

在1939年，在一篇名为《恒星能量的产生》的论文中，汉斯·贝特分析了氢融合成氦的可能过程，他选择了两种认为可能发生在恒星内产生能源的过程。第一种是质子-质子链反应，是质量像太阳这样的恒星产生能源的主要过程；第二种是碳氮氧循环，被认为是卡尔·弗里德里希·冯·魏茨泽克（Carl Friedrich von Weizsäcker）在1938年曾提出的，是质量更大恒星的主要能源；这些反应产生的能量能持续维持恒星内部的高热。它们没有谈到如何创造更重的元素，但是霍伊尔在1946年提出了相关的理论，他的论点认为相当热的恒星最终可以创造出铁元素。霍伊尔继续在1954年以巨著导出进阶的融合步骤，指出恒星如何合成从碳至铁的元素。

很快的，很多重要的细节被加入霍伊尔的理论中。1957年，从一篇庆祝性的论文开始，霍伊尔和伯比奇夫妇、福勒四人提出了元素合成理论（即著名的B2FH理论）。稍候的这些工作收集和精炼了早期研究的成果，并列举出重元素被观测到的丰度分布情景。艾利丝泰尔·卡麦伦（Alastair G. W. Cameron）和唐纳德·卡莱顿（Donald D. Clayton）。卡麦伦（追随霍依尔之后）在核合成方法提出了独立且重大的改进。卡莱顿将计算机引进与时间无关的核系统计算中，它首先计算的与时间无关的S-过程、R-过程、硅燃烧产生铁集团的过程，和发现可以测量年龄的放射性元素计年法。整个领域的研究在1970年代迅速的扩展开来。

关键反应红巨星的剖面图，显示核合成和元素的形成。

在恒星的核合成中最重要的反应：

氢燃烧：

质子-质子链反应

碳氮氧循环

氦燃烧：

3氦过程

氦过程

燃烧更重的元素：

碳燃烧过程

氖燃烧过程

氧燃烧过程

硅燃烧过程

产生比铁重的元素:

中子捕获:

R-过程

S-过程

质子捕获:

Rp-过程

光致蜕变:

P-过程