恆星核融合是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，重元素就一直经由恆星核融合产生。该理论原为高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的证实。它解釋了宇宙中元素的豐度的增长与時間的关系，以及不同元素及其同位素的豐度的不同的原因。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出。在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文）后進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核融合的理论，使其成為天文物理學史上被引用最多的論文之一。
恆星演化是因恒星元素豐度在生命歷程中的變化而产生的。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），之後逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將发生超新星爆炸來将物质喷发出去。超新星核合成這個名詞用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在爆炸前所融合的元素。這些大質量恆星的核融合是從碳（）到鎳（）的各種新同位素的最主要來源。
進一步的燃燒序列是由重力坍縮和造成的压力和温度提升驅動的，導致重元素发生碳、氧和矽融合。然而，大多數原子量範圍在 （從矽到鎳）核融合的重元素都是由恆星上層崩潰到核心，造成一個壓縮衝擊波反彈向外形成的。短暫的衝擊波造成约50%的温度升高，引起了大約持续1秒鐘的劇烈融合。在大質量恆星最後的融合稱為超新星核合成或是"爆炸核融合"，是恆星產生重元素的最後一個時期。
促進核融合理論發展的因素是發現宇宙中化學元素的豐度，并受到太陽系化學同位素相對豐度的啟發。原子数对应丰度的图表为參差不齊的鋸齒狀形狀，而影响它们變化的因素數以萬計（參見核融合#歷史）。這表明這個自然的過程不是隨機的。第二個啟發是在20世紀对恆星的核融合發生過程的了解，人们从此認識到太陽的寿命极限，以及其光與熱其实是由核融合反應釋放出來的能量。
歷史
提出恆星從氫的核融合形成氦獲得能量，並提出了重元素在恆星中產生的可能性。]]
1920年，亞瑟·愛丁頓在F.W.阿斯頓對原子質量的精確
測量基礎上，和让·巴蒂斯特·佩兰初步的建議下，提出恆星從氫融合形成氦的核融合反應獲得能量，並提出更重的元素在恆星內產生的可能性。這是邁向核合成理论的第一步。在1928年，喬治·伽莫夫推導出，給出了兩個原子核在足夠接近時的強作用力可以克服庫倫障壁的量子力學公式。伽莫夫因子在隨後的十年被应用各种理论上，例如和，以及伽莫夫自己和愛德華·泰勒推導出高溫下的核反應進行過程和速率等理论，并且推论出恆星內部存在著高溫。
在1939年，在標題為《恆星能量的生產》（Energy Production in Stars）的論文中，漢斯·貝特分析了氫融合成氦多种可能的形式。他定義了兩種恆星可能的能量來源。第一種是質子-質子鏈反應，是質量像太陽這樣的恆星產生能源的主要過程；第二種是碳氮氧循環，即由卡爾·馮·魏茨澤克在1938年提出的理论，解释了質量更大恆星的主序星的主要能量來源 。質子-質子鏈反應和碳氮氧循環理论开始于1968年出現在教材上。霍伊爾隨後在1954年解释大質量恆星如何在后续的核融合階段在中合成從碳至鐵的元素 。它和霍伊爾在1954年的論文提供了一個路徑圖，說明地球上最豐富的元素是如何從最初的氫和氦在恆星中合成，從而清楚的說明這些元素是如何隨著星系的年齡老化而增加在星系中的豐度。
霍伊爾的理論被擴展到其他的過程，最初是在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（通常稱為B2FH論文） （大部分仍遵循霍伊爾的方法）。他將電腦引進到與時間相關的核系統演化計算中。卡萊頓計算出第一個與時間相關的S-過程 和R-過程模型，矽燃燒進入3α粒子和鐵族元素的豐度，以及發現放射性年表，用於確定元素的年齡。整個研究的領域在20世紀的70年代迅速的擴展。
的剖面，顯示核合成和元素的形成。]]
關鍵反應
產生的中子進行r-過程產生。]]
在恆星的核合成中最重要的反應：
- 氫燃燒：
** 氘燃燒
** 質子-質子鏈反應
** 碳氮氧循環
- 氦燃燒：
** 3氦過程
** 氦過程
- 燃燒更重的元素：
** 鋰燃燒：在棕矮星中發現最常見的過程。
** 碳燃燒過程
** 氖燃燒過程
** 氧燃燒過程
** 矽燃燒過程
- 產生比鐵重的元素：
** 中子捕獲：
*** R-過程
*** S-過程
** 質子捕獲：
*** Rp-過程
*** P-過程
** 光致蛻變：
氫融合
氫燃燒（4個質子融合成一顆氦-4核：
::\frac{r}{V} \approx n_A \, n_B \, \frac{4\sqrt{2}}{\sqrt{3 m_R}}\, \sqrt{E_0} \frac{S(E_0)}{kT} e^{-\frac{3E_0}{kT}}
在單位為KeVb，S(E*0)的值通常為10-3-103，但在涉及β衰變時，由於中間綁定狀態之間的關係（例如，雙質子）半衰期和β衰變的半衰期，以及如質子-質子鏈反應，會受到一個巨大因素的抑制。
請注意主序星核心的典型溫度以KeV的數量級是kT。
因此，碳氮氧循環反應的瓶頸在捕獲質子的能量在S(E0) ~ S(0) = 3.5 keV b，而質子-質子鏈反應的瓶頸是兩顆質子創造出氘，有著能量非常低的S(E0) ~ S(0) = 4*10-22 keV b。
順帶一提，由於前者的反應有一個高得多的γ因數，並且由於在典型恆星中的元素豐度，這兩個反應速率相等的溫度值是在主序星的核心溫度範圍內。
相關條目
- 太初核合成
參考資料
進階讀物
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外部連結
- [http://nobelprize.org/physics/articles/fusion/index.html How the Sun Shines] by John N. Bahcall
- [http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html Nucleosynthesis] in NASA's Cosmicopia
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