恒星核合成：关键循环

恒星演化中的关键核合成过程

在类太阳恒星的核心，温度约1000万K，密度35–149 g/cm³时，会发生质子-质子链反应合成氦。两个质子聚变成一个氘核，释放1.44 MeV能量，其中一个质子发生β⁺衰变，释放中微子和正电子。氘核捕获第三个质子，形成³He并释放5.5 MeV能量。最后阶段是两个³He核聚变成⁴He和两个质子，释放12.86 MeV能量。

整个循环通过五个反应（前两个反应重复两次）共释放27 MeV能量。中微子带走0.5 MeV，其余能量加热等离子体。太阳每秒将约400万吨质量转化为能量。

质子间的库仑势垒（140 keV）通过量子隧穿效应克服：量子概率允许能量低于势垒（平均约1 keV）的粒子穿透。

替代途径（占20%情况）：

• ³He + ⁴He → ⁷Be + γ（1.58 MeV）
• ⁷Be + e⁻ → ⁷Li + ν（0.05 MeV）
• ⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He（17.34 MeV）

罕见分支（0.2%）：

• ⁷Be + ¹H → ⁸B + γ（0.14 MeV）
• ⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν（7.7 MeV）
• ⁸Be → ⁴He + ⁴He（3 MeV）

更大质量恒星中的CNO循环

在质量1.02–1.5 M⊙、温度>1500万K的恒星中，碳氮氧（CNO）循环占主导地位，其中C、N、O催化氢合成氦：

• ¹²C + ¹H → ¹³N + γ
• ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν
• ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ
• ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ
• ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν
• ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He

释放25 MeV能量（不含中微子）。该循环因来自先前超新星的微量C而高效。

三α过程与α合成

在质量>8 M⊙、温度1–2亿K、密度>1000 g/cm³的巨星中，三个⁴He核通过中间产物⁸Be聚变成¹²C：

3 ⁴He → ¹²C + γ

氦在约1000万年内耗尽，而氢则需要数十亿年。随着氦耗尽，核心收缩，温度升至5亿K，启动α过程：

• ¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ
• ¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ
• ²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

γ光子从原子核中击出α粒子，维持来自壳层的氦通量。

在10亿K时：

• ¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H 或 ²⁰Ne + ⁴He
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ

形成直至铁的元素。

中子捕获与铁极限

⁵⁶Fe、⁵⁹Co和⁶²Ni具有最大的每核子结合能——超过此点的合成吸收能量。在30亿K时：

• ¹²C + ¹²C → ²³Mg + n
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n

s过程（慢中子捕获）：原子核捕获中子，经历β衰变，构建直至铋的元素。

超新星爆发与r过程

质量>8 M⊙的核心坍缩成中子星/黑洞。下落包层（氦、氧）被压缩，温度~10亿K，在数秒内启动C–Fe的级联合成。爆发将1–16 M⊙物质抛射到太空。

在超新星条件下——r过程：在β衰变前快速捕获多个中子。形成原子量A≈270的原子核。长寿命同位素（²³²Th、²³⁵U、²³⁸U）持续存在；其他衰变。

关键要点

• 结合能决定热核聚变：质量亏损<1%转化为能量；超过铁后，过程为吸热。
• 量子隧穿至关重要：允许在温度远低于所需时克服库仑势垒。
• 循环取决于质量：pp链在类太阳恒星，CNO在1–1.5 M⊙恒星，α和重元素在>8 M⊙恒星。
• 超新星是重元素的来源：r过程产生超铀元素，s过程产生直至铋的元素。
• 可观测证据：中微子、太阳系中的同位素证实了该模型。

— Editorial Team