核聚变途径

一个氦-4原子核含有两个质子和两个中子。从氢生成它，需要通过反应将粒子结合在一起，并将两个质子转化为中子。一旦计入相关的电子和正电子过程，产物的总静止质量就小于起始物质。

根据 E = mc²，质量差会转化为能量。参与反应的氢质量中，约有 0.7% 转化为能量。计入正电子与电子湮灭后，一个有用的总体平衡式为：[3]

该方程总结了由多个独立反应组成的网络。在炽热的核心中，这些符号指的是原子核和自由粒子，而不是完整的原子。

带正电的原子核如何靠近到足以发生反应

原子核之间会产生电斥力。更高的温度会增加它们的相对运动，而量子隧穿则使它们有机会在低于经典电势垒的能量下发生反应。聚变速率同时取决于粒子能量的分布以及每种能量下发生反应的概率。[2]

概率仍取决于具体反应。第一次质子—质子反应包含质子转化为中子的弱相互作用过程，因此一次成功相遇极其罕见。这一缓慢的起始过程有助于解释氢燃烧为何能够持续数十亿年。[1]

最简单的完整路径称为 pp I。它先生成氦-3，然后将两个氦-3 原子核结合成氦-4。每个步骤发生的次数很重要：

1. 步骤 01 · 发生两次

   生成氘

   p + p → ²氢 + e⁺ + ν_e

   成对形成氘时，一个质子变成中子。同时会发射一个正电子和一个电子中微子。

2. 步骤 02 · 发生两次

   生成氦-3

   ²氢 + p → ³氦 + γ

   每个氘原子核都会再俘获一个质子。重复前两个步骤，就会生成两个氦-3 原子核。

3. 步骤 03 · 发生一次

   完成氦-4

   ³He + ³He → ⁴氦 + 2p

   两个氦-3 原子核发生反应。两个质子返回周围的等离子体。

六个质子参与这些中间反应，但其中两个会返回。因此，净消耗量是四个质子生成一个氦-4 原子核。正电子随后会与电子湮灭，为释放的能量增加一部分。[1]、[3]

三个主要分支，具有不同的中微子特征

氦-3 也可以与现有的氦-4 原子核发生反应，生成铍-7。随后，电子俘获会进入 pp II，而质子俘获会进入 pp III。分支概率取决于局部条件。

这三条是主要分支。其他反应包括pep，这是一种由两个质子和一个电子形成氘的替代途径；以及氦-3与质子之间罕见的hep反应。完整的太阳反应网络也包括这些反应。[1]

在CNO循环中，较重的原子核参与一系列质子俘获和放射性衰变。主要循环CNO I也称为CN循环。碳-12原子核会在这一过程中改变身份，并在末尾恢复。

1. ¹²碳 + p → ¹³氮 + γ

   碳-12捕获质子。

2. ¹³氮 → ¹³碳 + e⁺ + ν_e

   氮-13发生正β衰变。

3. ¹³碳 + p → ¹⁴氮 + γ

   碳-13捕获质子。

4. ¹⁴氮 + p → ¹⁵氧 + γ

   氮-14捕获质子：在普通恒星氢燃烧条件下的瓶颈。

5. ¹⁵氧 → ¹⁵氮 + e⁺ + ν_e

   氧-15发生正β衰变。

6. ¹⁵氮 + p → ¹²碳 + ⁴氦

   最后一次质子俘获释放出氦-4并恢复碳-12。

四个质子已被消耗，生成了一个氦-4原子核，而碳仍可用于下一轮循环。普通循环的速率主要由氮-14捕获质子控制。[1]，[13]

净燃料是氢。由氦生成新的碳需要不同的反应序列，本文稍后会介绍。

温度会改变核反应发生的概率。密度会影响粒子彼此相遇的频率。成分决定可用的氢以及合适催化剂原子核的数量。pp 链燃烧与 CNO 燃烧之间的平衡，源于整个燃烧区域中的这些条件。

这些比较针对的是反应网络，而不是在两类恒星之间划出一条普适的分界线。[1], [2]

太阳说明了为什么固定的温度分界线并不成立

太阳模型中的中心温度约为1570 万 K，然而 pp 反应仍提供了其核能量的约 99%，CNO 反应约贡献 1%。因此，超过 1500 万 K 本身并不会使一颗恒星由 CNO 过程主导。[3]、[4]

质量更大的主序星通常会形成更热的核心。在成分类似太阳的模型中，CNO 燃烧在质量略高于太阳的恒星中变得重要。确切的交叉点会随成分和演化而变化，而且两个网络都可能保持活跃。[5]

在天文学中，金属丰度指的是比氦更重的元素的丰度。它的范围比 CNO 催化剂的供应量更广：总金属丰度相同的两种成分，其碳、氮和氧的含量不一定相同。

强烈的温度敏感性使CNO能量产生集中在最热的中心区域。将能量向外输运可能需要很陡的温度梯度，从而促使核心对流。这种混合会重新分配氦，并为燃烧区域提供额外的氢。[5], [6]

而太阳的内部主要是辐射区，包括产生聚变的核心，外部则是对流包层。更小的恒星甚至可能完全由对流主导。能量产生和能量输运彼此相关，但属于不同的物理过程。[3], [5]

随着这些过程相互作用，恒星会调整其温度、密度和大小。因此，在条件固定时，更快的反应速率并不会直接转化为整颗恒星光度的同等增幅。恒星模型必须同时求解结构和反应过程。[3], [8]

逃离太阳表面的光线受其内部能量输运过程的影响。中微子与物质的相互作用非常微弱，因此通常会直接逃逸，并携带产生它们的核反应信息。

缺失的中微子揭示了新物理

早期实验探测到的电子中微子少于太阳模型的预期。SNO 后来测量了对活性中微子总通量敏感的相互作用，以及对电子中微子敏感的相互作用。

总数与太阳预期相符：许多中微子在传播过程中改变了味。中微子振荡解释了为什么主要对电子中微子敏感的探测器，探测到的数量少于太阳最初产生的数量。[10]

恒星自身的振荡提供了另一种证据。它们可以约束声速等性质，而声速取决于温度和成分。因此，推断核心温度需要物理建模，而不是直接读取温度计。[3], [11]

对于其他恒星，天文学家主要通过光、测得的质量和恒星振荡来检验聚变模型。这里所述的详细反应特异性中微子测量来自附近的太阳。

在恒星能量下，许多核反应在实验室中极其罕见。背景辐射可能淹没它们的信号。地下实验可以降低宇宙射线背景，从而对 pp 和 CNO 网络中的特定反应进行更灵敏的测量。[12]

LUNA 对 ¹⁴N + p → ¹⁵O + γ 的研究提供了一个重要例子。测量这一反应的部分过程，有助于约束普通 CNO 燃烧中的瓶颈。这类工作为恒星演化和太阳中微子产生的预测提供依据。[13]

最初的质子—质子反应极其难以研究：其发生概率太低，无法在实验室中直接测量。其反应率由核理论确定，并受到相关物理信息的约束。其他反应可以在更接近恒星能量的条件下测量，剩余的外推和不确定性则会得到明确评估。[1], [12]

反应网络是计算的一部分

恒星演化软件（如 MESA）会追踪成分变化和能量生成，同时处理引力、压力与能量输运。混合可以补充新鲜燃料，而燃烧会改变正在混合的物质。

研究人员将预测的光度、半径、寿命和振荡特性与观测结果进行比较。除了成分、不透明度、对流和模型的其他方面所带来的不确定性外，反应率的不确定性也很重要。[14]

随着核心消耗氢，其成分和温度会发生变化。即使在主序阶段结束之前，pp反应与CNO反应之间的平衡也可能改变。之后，氢还可以继续在富氦核心周围的壳层中燃烧。

对于一颗正在沿红巨星支上升的类太阳恒星，CNO反应在更热的氢燃烧壳层中变得重要。因此，当前太阳核心中的主导路径并不能定义之后的每一个燃烧阶段。[5], [6]

核反应与恒星结构共同演化。追踪这两者，天文学家就能将恒星今天的光芒与它未来的变化联系起来，也能了解它最终可能返回周围环境的物质。