标题：恒星中的核反应
引论
①结合能：自由核子（中子和质子）在组合成复杂原子核的时候因为质量亏损而释放出的E=△mc&sup2的能量。
②比结合能：平均每个自由核子在组合形成复杂原子核时释放出来的能量。
恒星中轻元素的形成：
这样星体就处于一段时期的平横
状态（比如太阳），时间可持续高达1百亿年！当参与熔合反应的核被烧尽后，对外压力减小，引力坍塌又开始，温度继续升高，直到更重的核开始燃烧，这样反复进行，形成了恒星中轻元素的大致形成机制。
一般的星体核心部分温度比较高，燃烧比较快！当氢燃烧结束后，引力坍缩开始，温度可高达几十亿摄氏度。这时He-He熔合的库仑斥力得到克服，熔合产生的辐射使星体外层扩张100～1000倍！表层能量密度和温度会因此而降低，成为红巨星！
2(He-4)→(Be-8)，末态粒子Be-8不稳定，寿命只有0.1fs【飞秒，1s=(10^15)fs】。衰变的主要方式是回到He-4，反应吸收91.9KeV的能量，在2×(10^8)K时，He-4平均质心能量只有17KeV，所以只有少部分高能端的He-4能够实现反应，反应平衡时：n(Be):n(He)=1:250。
我们知道星球中C含量很高，远多于我们按2α→(Be-8)，(Be-8)+α→(C-12)反应的计算结果。后来发现C-12在7.65MeV处有一个激发态，(Be-8)+α→(C-12)反应释放能量7.45MeV，加上恒星温度很高，体系动能大，足以促使共振核反应的发生。
这就解释了为什么高C含量的问题。就好比C-12所在的位置有一个葫芦形的坑【就像《天龙八部》里鸠摩志和段誉、王语嫣呆的那口枯井，井底是基态，井口是激发态（看比结合能曲线的时候把它倒过来看！），C-12就像是鸠摩志，掉到了这个上下分层的葫芦形枯井里，任他怎么跳都不好跳不出去了，后来还是段誉把他抱上去的，这里的段誉就是一种机缘，核反应也一样，只要条件到了，要跳出这个“坑”还是有可能的。】。
有了C-12，它与α粒子在一定的“机缘”下就可以跳出这个“坑”，生成O-16，Ne-20，Mg-24等原子核，只是这种过程将越来越难，可以这样理解，核电荷数的提高，使得两个核要靠近也变得越来越难上加难！！！在恒星的这种环境中，轻原子核发生复杂的级联反应，各种核素的量有一定的平衡关系，形成典型的C-N-O-C的循环：(C-12)+p→(N-13)+γ，(N-13)→(C-13)+正电子e，(C-13)+p→(N-14)+γ，(N-14)+p→(O-15)+γ，(O-15)→(N-15)+正电子e，(N-15)+p→(C-12)+α〖其中：p是质子，α是(He-4)原子核，γ是光量子。〗循环中C-12的作用是协助将环境中的质子消耗掉，把它们转变成中子和正电子，使He含量增加的同时，循环中某些核素也会反应得到更重的元素：这是当He燃烧开始减弱时，引力坍缩又开始了，只要星体质量足够大，就可以达到足够高的温度〖约(10^9)K〗，使C-12和O-16燃烧——2(C-12)→(Ne-20)+α或(Na-23)+p，2(O-16)→(Si-28)+α或(P-31)+P。
与此同时，α和原子核的俘获反应仍可发生：α粒子连续轰击N-14可生成：O-18、Ne-22、Mg-26 …… 其它的反应也有，像(α，n)【α粒子入射，产物为一个中子和一个剩余核。】，(p，γ)等，只是反应概率要小得多！
产生质量数靠近60的核是最后燃烧Si的过程，但是由于库仑斥力过高的原因，熔合反应难以发生，主要靠α俘获反应产生更重的核：(Si-28)+α→(S-32)+γ ……在Si燃烧平衡期间，一部分Si反应分解回轻元素，剩余的则向更重的元素进化！这类反应终止于质量数A=56的原子核〖 Ni-56、Co-56、Fe-56〗。从比结合能曲线可以看出，这几个核都处于“井”底，比结合能最大，因而俘获反应不再有利，这样，整个过程就停止了。
恒星中重元素的形成：
对于A>56的原子核，熔合和带电粒子俘获反应不再是有利的形成方式，产生机制主要是通过中子俘获反应，比如，在丰中子环境下（C-12就是辅助p，使得p向中子n和正电子方向过度。），Fe-56有如下的反应：(Fe-56)+n→(Fe-57)+γ，(Fe-57)+n→(Fe-58)+γ，(Fe-58)+n→(Fe-59)+γ，这些核素通过β-衰变，分别转化成Co-57、Co-58、Co-59，在经过中子俘获和（或）β-衰变生成Ni、Cu 等更重的元素。
至于这中间的一些没提到的核素，它们处的“井”较浅，在整个恒星演变中不过是白驹过隙，停留的时间不长，换句话说就是这些核的量是很少的。
恒星的演变：
通过前面的讨论我们知道恒星因为要平衡自身质量带来的万有引力，所以它开始了自我压缩，然后产生聚变反应，靠反应释放出的热量来平衡自身的引力。（目前世界上的可控人工热核聚变反应就两种，一种是磁约束，把反应物氘氚约束在一个磁空间里，使其进行反应；另一种就是用类似恒星上的这种压缩力来压缩反应物，主要靠加速器提供高能质子束从4π的立体角度轰击并达到压缩反应核的目的）。
恒星因为燃烧自己来阻止自身的坍塌，恒星中心温度极高，最终的决定因素是看恒星的初始质量M，根据物理学力的平衡来分析恒星最终的演化：以太阳的质量M⊙=1.99×(10^30)Kg为计量单位，①如果恒星的质量M<0.1M⊙，则由于电子简并形成对外压力足以抗衡恒星自身的引力，恒星终止于冷却的电子、质子和α粒子的混合体；②如果M>0.1M⊙，则恒星中心温度将高于(10^7)K，氢燃烧（此燃烧不同于一般的化学燃烧，特指熔合核反应）点火，核反应释放出的能量弥补了星体表面释放出去的能量，星体因此而平衡；③M>0.25M⊙，核心氢燃烧完后，引力坍塌引起中心温度再上升10倍〖(10^8)K〗，这种燃烧、坍缩将继续持续下去；④M>4M⊙，持续的反应将导致形成O、Ne、Mg的恒星核心；⑤M>10M⊙，星体可以燃烧O、Si等形成Fe核心，这时的恒星就像棵洋葱，从里到外依次是Fe、Si、Ne、O、C、He、H等，外层元素的聚变导致Fe核心越来越大，引力作用最终打破电子简并的热抗衡作用，造成急剧的引力坍塌，即超新星爆炸！剧烈的爆炸将向外层空间抛出多达1.4M⊙的质量，然后剩下部分变成中子星或者质量特别大变成黑洞！超新星爆炸后的几天内，会把巨大的星际空间照亮。对于质量小一些达不到Fe核心的恒星，它们最终形成白矮星，白矮星在形成的过程中也会向星际空间抛射物质。
中子星是一种燃烧的残余物，只不过它的电子简并被打破，支撑它的是中子简并。而黑洞则是被引力完全控制的奇异天体现象。
被抛射到星际空间的物质多是H、He等盘踞在星球表面的轻元素，它们到了外层空间之后，又会因为质量产生的万有引力集合起来，成为新的星体原料，进入又一个循环。太阳就是这样的一个二代恒星。每一次循环都会留下一个质密的星体，并使重元素逐渐增加。
恒星内部的核反应过程是:
首先，两个质子（就是氢原子核）结合生成一个一个氦-2核，氦-2核很不稳定，分解成一个氘核和一个正电子；
第二部，前步反应生成的正电子与负电子发生湮灭反应，生成一对伽马光子。
第三部：一个质子与一个氘核聚合成一个氦-3核。
第四部：两个氦-3核聚合成一个铍-6核，铍-6核不稳定，分解成一个氦-4核和两个质子。
由于核聚变反应需要把原子核压缩到10^(-12)m至10^(-13)m之间的距离（因为核力即强相互作用是短程力，所以只有把核压缩到这个距离，原子核才能融合，从而发生核聚变反应），所以需要克服强大的核与核之间的库仑排斥力，所以核聚变反应需要极高的温度和压强。在恒星内部，这个高温高压的环境是由星球的万有引力提供的，因为像太阳一样的恒星由于其质量巨大，所以万有引力也大，星球外层所有的气体都通过万有引力向恒星中心缩缩，于是在恒星中心产生极高温和极高压，这样就引发核聚变反应。当恒星的氢通过核反应消耗殆尽，就进行氦聚变，接着发生碳氧聚变等等，直到生产最稳定的核素---铁-56。等所有的核反应停止，恒星中所有的物质在万有引力的作用下发生进一步坍塌，根据恒星质量的大小不同，生成白矮星、中子星或者黑洞。
恒星的“尸体”——白矮星也能重启核反应
天文学家们使用国家科学基金会的甚大阵（VLA）射电望远镜抓住了一次百年难遇的机会，观测了一颗已经结束了自己的一生，却又突然重新活跃起来的年老恒星。如此年老的白矮星是如何重新点燃核熔炉，释放出自己的最后一波能量的？这项令人吃惊的结果迫使科学家们改变了自己以往对于这个问题的想法。 计算机模拟已经预言了一系列最终能够导致核反应重新点燃的事件，但这颗恒星并没有遵循这个剧本——这些事件的发展速度比模拟预言的速度快了100倍。“我们已经建立了新的理论模型来解释这个过程，VLA的观测已经提供了第一个支持我们新模型的证据，”英国曼彻斯特大学的艾伯特·泽吉尔斯达（Albert Zijlstra）说。
泽吉尔斯达和他的同事们在4月8日的《科学（Science）》杂志上公布了他们的发现。天文学家们研究了一颗名为人马座V4334的恒星，位于人马座中。更为熟悉的名称是“樱井天体（Sakurai's Object）”，是以日本业余天文学家樱井幸雄（Yukio Sakurai）的名字命名的，他在1996年2月20日发现了这个天体，当时它的亮度突然爆发了。最初，天文学家们认为这只是一次普通的新星爆发，但进一步的研究表明，樱井天体一点也不普通。这颗恒星是一颗年老的白矮星，早已耗尽了核心处的核聚变燃料。天文学家们相信，一部分此类恒星能够经历最后的核聚变爆发，这些核燃烧发生在重元素（比如碳和氧）核心周围的氦元素包层中。不过，樱井天体的爆发是现代第一次观测到的此类爆发。1670年和1918年观测到的恒星爆发也许也是同样的现象引起的。
天文学家们认为太阳在大约50亿年之后会变成一颗白矮星。白矮星是恒星结束了正常的核聚变生命之后，留下的致密核心。一茶匙白矮星物质就重达10吨左右。白矮星的质量上限为太阳的1.4倍；更大的恒星在生命结束之后会坍缩成更致密的中子星或黑洞。计算机模拟表明，热量产生的对流能够将恒星外层的氢带入到氦包层中，产生一阵短暂的核聚变闪光。这会引起亮度的突然增加。最初的计算机模型暗示，这一系列可观测的事件将持续超过几百年。“樱井天体仅在几年之内就经历了这一系列事件的第一个阶段——比我们的预期快了100倍——因此我们不得不修正我们的模型，”泽吉尔斯达说。修正后的模型预言，恒星能够迅速重新加热，并且开始电离周围区域中的气体。“这就是我们在最新的VLA观测中看到的现象，”泽吉尔斯达说。“理解这一过程是重要的。樱井天体已经将大量内核中的碳元素，以气体和尘埃颗粒的形式抛入了太空。这些碳会进入新的恒星形成区域，尘埃颗粒会凝聚在一起形成新的行星。一些在陨石中找到的碳质颗粒显示了与樱井天体一致的同位素比例，我们认为它们也许来源于一次同样的事件。我们的结果暗示，宇宙中这类碳元素 源要远比我们之前猜测的更为重要，”泽吉尔斯达补充说。
科学家们会继续研究樱井天体，抓住这次罕见的机会来研究重新点火的过程。就在这个月，他们利用VLA进行了最新的观测。他们的新模型预言，这颗恒星将会快速变热，然后再缓慢冷却，大约在2200年降回到现在的温度。他们认为在它开始最终冷却为一个恒星残渣之前，还会出现另外一次重新加热时期。泽吉尔斯达的工作伙伴包括了曼彻斯特大学和波兰哥白尼大学的Marcin Hajduk；美国洛斯阿拉莫斯国家实验室的Falk Herwig；比利时皇后大学和皇家天文台的Peter A.M. van Hoof；德国欧南台的Florian Kerber；奥地利因斯布鲁克大学的Stefan Kimeswenger；比利时皇后大学的Don Pollacco；英国基尔大学的Aneurin Evans；墨西哥国立自治大学的Jose Lopez；英国乔德班克天文台的Myfanwe Bryce；英国兰开夏中部大学的Stewart P.S. Eyres；以及英国曼彻斯特大学的Mikako Matsuura。