为什么恒星只能聚变到铁，就聚变不下去了？
99%的科普文，都会写”恒星只能聚变到铁”，或者“铁的比结合能最大”，这是错误的。 前情回顾：恒星的核聚变 我们先简单回顾一下高中和大学知识。高中物理老师教过我们，太阳进行的是核聚变，氢原子可以通过核聚变结合形成氦，并释放能量。然后氦通过 3α过程聚变成碳，太阳变成白矮星。 氢 → 氦 ( → 铍） → 碳 （锂原子因太容易变为氦，这里就不去说它了） 当一颗恒星的质量超过 8 倍太阳时，更大的质量提供了更高的温度和压力，使得核聚变反应得以继续，以下原子通过与氦原子等结合，像滚雪球一样越来越大[1]： 碳 → 氧 → 氖 → 镁 → 硅 → 硫 → 氩 → 钙 → 钛 → 铬 → 铁 案件聚焦：铁是终点么？ 一般大学教授、入门级的天文科普书、科普文在写到这里的时候，就会这样说： 铁具有最大的比结合能[2]，因此铁核最稳定。其他核聚变成铁核是释放能量的反应，但铁核聚变将吸收能量而不是释放能量，所以重核聚变到铁为止。 什么是”比结合能“？我们知道，绝大部分原子核是由质子 + 中子（统称核子）抱在一起构成的，而这些带正电的质子间存在库仑斥力，能让质子们抱在一起而不因斥力分开的束缚力，就是核子之间存在的强相互作用力（强力），打破这种力而让核子们分开所需的能量就叫做结合能。我们再用结合能除以核子数，就是“比结合能”。比结合能越大，原子核中核子抱得就越紧，原子核越稳定。通过势能分析、计算和实测，比结合能先升高再降低，中间就产生了一个峰值点。 从上图来看，铁（ )确实是在这个峰值附近呀。那么我们放大了再看： 这些元素的核子数（质量数）都在 60 附近，通常被天体物理学家称为“铁族”，对理解恒星中重元素的合成具有重要意义。你会看到，Fe-56 实际上只排在第三高的位置上，比它更高的是 Fe-58，而最高的是镍 -62。以下是比结合能最高的四位选手的成绩（+/- 0.03 KeV)[3]: 原子核比结合能 Ni62 8794.60 Fe58 8792.23 Fe56 8790.36 Ni60 8780.79 所以说，镍 -62 才是比结合能最高的。 那为什么大家都认为铁是核聚变的终点？ 因为大量的天文观测表明，铁的丰度要比镍高出一个数量级。 这就奇怪了，上面不是说，镍 62 比铁 56 更”稳定“么？ 这是因为，没有通过聚变获得镍 -62 的简单途径，恒星内核聚变的产物是它的同位素镍 -56： 也就是说，在铬 -48 核聚变为铁 -52 后，在合适条件下，铁 -52 又会核聚变为镍 -56，全过程就是： 氦 4 → 铍 8 → 碳 12 → 氧 16 → 氖 20 → 镁 24 → 硅 28 → 硫 32 → 氩 36 → 钙 40 → 钛 44 → 铬 48 → 铁 52 → 镍 56 其中从氦 -4 到硅 -28 的反应过程统称氦聚变，从硅 -28 开始至镍 -56 统称硅燃烧过程。当镍 -56 再加入一个α粒子（氦原子）产生锌 -60[4]时，消耗的能量大于释放的能量，也就是说反应将吸收热量，这使得反应不可稳定地自我维持。 所以说，镍 -56 是大质量恒星核聚变能产生的最后一种元素。 但镍 -56 的问题在于它会衰变（注意这里不是稳定的镍 -62），而且半衰期非常短仅为 6 天，比如当镍 -56 从超新星爆炸中脱离时，会在几周内迅速衰变成钴 -56（半衰期 77 天），进而衰变成更稳定的铁 -56[5]。 所以当一颗恒星处于坍缩的极限时，它会在它的最后阶段产生大量的铁——其中一部分就来自于上面这种的由较重的放射性同位素的衰变。 也就是说，核聚变产生了铁 52，接着产生了镍 56，然后镍又衰变回了铁 56。（造镍啊.gif） （至于镍 -62，虽然它很稳定，但因不在核聚变的主路径上，所以丰度比铁低，而且高能伽马射线会切断它的原子核，也就是光致蜕变[6]。由于光致蜕变非常吸热，这通常意味着恒星已走到了绝路的尽头，最终还可能引发坍缩。这里就不去过多解释了，有兴趣的可以回顾一下之前讲过的α-process、e-process、p-process 和 s-process 等过程） 试想一下，如果你有一堆核子，并且想将它们重新排列以形成各种原子核，那自然是想办法让比结合能（每个核子的结合能）最大化，以释放其中能释放的所有能量。 打个比方，镍 - 铁位于谷底，左边的山坡是核聚变，右边的山坡是核裂变。想要获得越大的能量，就要离镍 - 铁越远。左边最远的就是氢，右边最远的就是那些放射性元素（钚、铀等，其它比铅重的原子核”自我分裂“的速度太快，无法作为原始元素在自然界中稳定存在）。左边就是太阳的反应，右边就是核反应堆。 其它反应 以上都是从恒星最主要的核聚变反应来讲的，并不是说反应只有这些。比如上面提到的 s-process，也就是慢中子捕获，它的反应尽头是铋和铅（两者循环，铋以后的元素全都是放射性元素了）[7]。 有人认为 s-process 和 r-process 并不发生在恒星内部，比铁镍更重的元素基本上都不是恒星核聚变形成的，而是在更强大的超新星爆发期间形成的。但目前认为这是不够正确的。 恒星能够产生比铁镍更重的元素这一事实在上世纪 50 年代得到了最终证明，天文学家 Merrill 等人在 1952 年从红巨星中观测到了锝[8]，锝借助 s-process 产生并以对流方式进入到光球层中。由于锝的半衰期只有 400 万年，远比红巨星的寿命要短，所以它一定是恒星产生的而非在恒星形成前(从超新星爆炸等)捕获的。 这些不应笼统地归为和恒星寿命相关的主要的核聚变反应之列，但仍然是恒星中元素魔法的一部分。 难以想象，你能看到这里，这么枯燥的回答。 一更：关于这个问题下面msoeg的回答 非常开心能有人在这个问题下提出了另外一个视角（动力学）。本来我只想写一个科普文，不想写那么深，但为了能把目前人类观测到的天文现象解释清楚而不致于混淆，所以下面抄一下我自己以前上过的α-process（现在课上原则性要少提这个了，改用硅燃烧等代替，不过我懒的改了）讲义。 提示：以下内容更加枯燥，建议不要阅读。 在 msoeg 的回答中提到： 太空僧所说的「滚雪球」则是不现实的，因为环境里根本没有这么多 ⁴He 那我上面说的⁴He 从哪里来的呢？ 现实总是比我们想象的要复杂。 当恒星质量比太阳大得多时，聚变将让它走向红超巨星[9]（比如著名的参宿四）。 红超巨星的洋葱头模型 在它发展到沃尔夫 - 拉叶星或超新星爆发之前，在重力压缩下其核心温度已经达到 300keV 左右。这如此高的温度下，硅等元素将吸收伽马射线光子并喷射出大量质子、中子及阿尔法粒子，也就是⁴He[10][11]，这就是所谓的“光致蜕变”[12]。 比如镁 25 在吸收足够能量的光子后，会释放出质子变成钠 24。 上面所产生⁴He，使得“硅燃烧”过程得以进行： ...... 光致蜕变反应虽然会暂时降低恒星核心内的压力和温度，但杯水车薪。相比太阳的聚变反应以亿年计，上面这一系列反应的持续时间仅以天计，因为核心会发生剧烈地塌缩并加快反应，温度将从 430keV 直窜到 8MeV，直至崩溃。后面就是 II 型超新星的中子爆发的 r 过程了。 以上就是目前人类观测到的大质量恒星聚变的最后阶段。α过程[13]、三氦过程(Triple-alpha process)[14]等很多反应都为我们认识恒星生命周期提供了符合目前观测的较成熟的理论模型。 综上，就是反应中关于⁴He 的解释。 我们的宇宙比我们的想象还要复杂。 查看知乎讨论
99%的科普文，都会写”恒星只能聚变到铁”，或者“铁的比结合能最大”，这是错误的。
前情回顾：恒星的核聚变
我们先简单回顾一下高中和大学知识。高中物理老师教过我们，太阳进行的是核聚变，氢原子可以通过核聚变结合形成氦，并释放能量。然后氦通过 3α过程聚变成碳，太阳变成白矮星。
氢 → 氦 ( → 铍） → 碳
（锂原子因太容易变为氦，这里就不去说它了）
当一颗恒星的质量超过 8 倍太阳时，更大的质量提供了更高的温度和压力，使得核聚变反应得以继续，以下原子通过与氦原子等结合，像滚雪球一样越来越大[1]：
碳 → 氧 → 氖 → 镁 → 硅 → 硫 → 氩 → 钙 → 钛 → 铬 → 铁
案件聚焦：铁是终点么？
一般大学教授、入门级的天文科普书、科普文在写到这里的时候，就会这样说：
铁具有最大的比结合能[2]，因此铁核最稳定。其他核聚变成铁核是释放能量的反应，但铁核聚变将吸收能量而不是释放能量，所以重核聚变到铁为止。
什么是”比结合能“？我们知道，绝大部分原子核是由质子 + 中子（统称核子）抱在一起构成的，而这些带正电的质子间存在库仑斥力，能让质子们抱在一起而不因斥力分开的束缚力，就是核子之间存在的强相互作用力（强力），打破这种力而让核子们分开所需的能量就叫做结合能。我们再用结合能除以核子数，就是“比结合能”。比结合能越大，原子核中核子抱得就越紧，原子核越稳定。通过势能分析、计算和实测，比结合能先升高再降低，中间就产生了一个峰值点。
从上图来看，铁（
)确实是在这个峰值附近呀。那么我们放大了再看：
这些元素的核子数（质量数）都在 60 附近，通常被天体物理学家称为“铁族”，对理解恒星中重元素的合成具有重要意义。你会看到，Fe-56 实际上只排在第三高的位置上，比它更高的是 Fe-58，而最高的是镍 -62。以下是比结合能最高的四位选手的成绩（+/- 0.03 KeV)[3]:
| 原子核 | 比结合能 |
|---|---|
| Ni62 | 8794.60 |
| Fe58 | 8792.23 |
| Fe56 | 8790.36 |
| Ni60 | 8780.79 |
所以说，镍 -62 才是比结合能最高的。
那为什么大家都认为铁是核聚变的终点？
因为大量的天文观测表明，铁的丰度要比镍高出一个数量级。
这就奇怪了，上面不是说，镍 62 比铁 56 更”稳定“么？
这是因为，没有通过聚变获得镍 -62 的简单途径，恒星内核聚变的产物是它的同位素镍 -56：
也就是说，在铬 -48 核聚变为铁 -52 后，在合适条件下，铁 -52 又会核聚变为镍 -56，全过程就是：
氦 4 → 铍 8 → 碳 12 → 氧 16 → 氖 20 → 镁 24 → 硅 28
→ 硫 32 → 氩 36 → 钙 40 → 钛 44 → 铬 48 → 铁 52 → 镍 56
其中从氦 -4 到硅 -28 的反应过程统称氦聚变，从硅 -28 开始至镍 -56 统称硅燃烧过程。当镍 -56 再加入一个α粒子（氦原子）产生锌 -60[4]时，消耗的能量大于释放的能量，也就是说反应将吸收热量，这使得反应不可稳定地自我维持。
所以说，镍 -56 是大质量恒星核聚变能产生的最后一种元素。
但镍 -56 的问题在于它会衰变（注意这里不是稳定的镍 -62），而且半衰期非常短仅为 6 天，比如当镍 -56 从超新星爆炸中脱离时，会在几周内迅速衰变成钴 -56（半衰期 77 天），进而衰变成更稳定的铁 -56[5]。
所以当一颗恒星处于坍缩的极限时，它会在它的最后阶段产生大量的铁——其中一部分就来自于上面这种的由较重的放射性同位素的衰变。
也就是说，核聚变产生了铁 52，接着产生了镍 56，然后镍又衰变回了铁 56。（造镍啊.gif）
（至于镍 -62，虽然它很稳定，但因不在核聚变的主路径上，所以丰度比铁低，而且高能伽马射线会切断它的原子核，也就是光致蜕变[6]。由于光致蜕变非常吸热，这通常意味着恒星已走到了绝路的尽头，最终还可能引发坍缩。这里就不去过多解释了，有兴趣的可以回顾一下之前讲过的α-process、e-process、p-process 和 s-process 等过程）
试想一下，如果你有一堆核子，并且想将它们重新排列以形成各种原子核，那自然是想办法让比结合能（每个核子的结合能）最大化，以释放其中能释放的所有能量。
打个比方，镍 - 铁位于谷底，左边的山坡是核聚变，右边的山坡是核裂变。想要获得越大的能量，就要离镍 - 铁越远。左边最远的就是氢，右边最远的就是那些放射性元素（钚、铀等，其它比铅重的原子核”自我分裂“的速度太快，无法作为原始元素在自然界中稳定存在）。左边就是太阳的反应，右边就是核反应堆。
其它反应
以上都是从恒星最主要的核聚变反应来讲的，并不是说反应只有这些。比如上面提到的 s-process，也就是慢中子捕获，它的反应尽头是铋和铅（两者循环，铋以后的元素全都是放射性元素了）[7]。
有人认为 s-process 和 r-process 并不发生在恒星内部，比铁镍更重的元素基本上都不是恒星核聚变形成的，而是在更强大的超新星爆发期间形成的。但目前认为这是不够正确的。
恒星能够产生比铁镍更重的元素这一事实在上世纪 50 年代得到了最终证明，天文学家 Merrill 等人在 1952 年从红巨星中观测到了锝[8]，锝借助 s-process 产生并以对流方式进入到光球层中。由于锝的半衰期只有 400 万年，远比红巨星的寿命要短，所以它一定是恒星产生的而非在恒星形成前(从超新星爆炸等)捕获的。
这些不应笼统地归为和恒星寿命相关的主要的核聚变反应之列，但仍然是恒星中元素魔法的一部分。
难以想象，你能看到这里，这么枯燥的回答。
一更：关于这个问题下面msoeg的回答
非常开心能有人在这个问题下提出了另外一个视角（动力学）。本来我只想写一个科普文，不想写那么深，但为了能把目前人类观测到的天文现象解释清楚而不致于混淆，所以下面抄一下我自己以前上过的α-process（现在课上原则性要少提这个了，改用硅燃烧等代替，不过我懒的改了）讲义。
提示：以下内容更加枯燥，建议不要阅读。
在 msoeg 的回答中提到：
太空僧所说的「滚雪球」则是不现实的，因为环境里根本没有这么多 ⁴He
那我上面说的⁴He 从哪里来的呢？
现实总是比我们想象的要复杂。
当恒星质量比太阳大得多时，聚变将让它走向红超巨星[9]（比如著名的参宿四）。
在它发展到沃尔夫 - 拉叶星或超新星爆发之前，在重力压缩下其核心温度已经达到 300keV 左右。这如此高的温度下，硅等元素将吸收伽马射线光子并喷射出大量质子、中子及阿尔法粒子，也就是⁴He[10][11]，这就是所谓的“光致蜕变”[12]。
比如镁 25 在吸收足够能量的光子后，会释放出质子变成钠 24。
上面所产生⁴He，使得“硅燃烧”过程得以进行：
......
光致蜕变反应虽然会暂时降低恒星核心内的压力和温度，但杯水车薪。相比太阳的聚变反应以亿年计，上面这一系列反应的持续时间仅以天计，因为核心会发生剧烈地塌缩并加快反应，温度将从 430keV 直窜到 8MeV，直至崩溃。后面就是 II 型超新星的中子爆发的 r 过程了。
以上就是目前人类观测到的大质量恒星聚变的最后阶段。α过程[13]、三氦过程(Triple-alpha process)[14]等很多反应都为我们认识恒星生命周期提供了符合目前观测的较成熟的理论模型。
综上，就是反应中关于⁴He 的解释。
我们的宇宙比我们的想象还要复杂。
