上一节说到大爆炸理论准确推断氢和氦的在宇宙物质中的比例，但不足以解释较重元素的来源。这一节我们来看恒星演化怎样产生第二批元素。

恒星放光放热的能量，是通过它们核心中的核融合作用来产生的，而氢融合是星体能量的来源。在核融合的连串作用中，首先由两个质子碰撞成为一个称为氘（deuterium）的中介原子核，它由一个质子和一个中子组成，所以又称为重氢。即是说在这过程中，其中一个质子变成一个中子，而这过程同时会释放一个正电子和一个中微子。

这连串作用的第二步，是一个氘离子与一个质子碰撞成为一个氦-3原子核，它拥有两个质子和一个中子。最后一步是两个氦-3原子核碰撞成为一个真正的氦原子核，但过程中同时释放两个质子。被释放的两个质子又可参加下一步的核融合作用，形成连锁反应。

综上所述，整个核融合的过程是四个氢原子核融合成一个氦原子核，过程中还释放两个正电子和两个中微子。一个氦原子核的质量与四个氢原子核的质量相比，会减少一点，但根据爱因斯坦的质能互变公式E=mc2，一点微小的质量乘以光速的平方后，就表示核融合可以产生非常巨大的能量。

恒星从诞生到终老，生命中大部分时间都处于融合氢原子核的燃烧状态中，燃烧的范围在恒星核心的位置，那里才有足够高的温度维持核反应，维持这状态的恒星称为主序星。例如太阳，估计寿命是10亿年，现在已活到5亿岁，在未来的5亿年中，氢融合会持续不断，而太阳的表面温度虽然只有6000 K，但核心的温度却高达1600万度，核心范围的半径只有太阳半径的1/5左右（见图7.9）。但氢原子核不断被消耗，到了恒星老年的时候，核融合的速度越来越慢，恒星的形态产生变化。

要了解恒星老年的形态，我们先看一个例子。图7.10中可见的恒星的中文名字叫参宿四（Betelgeuse）。它位于一个很著名的星座—猎户座，在东亚地区的冬季很容易可以见到。这个星座最容易辨认的地方是它腰部有三颗星，叫福、禄、寿三星，代表猎人的腰带。星座上端和下端各有两颗较亮的星，分别代表猎人的双手和双脚。当猎人面向我们的时候，他右手的角落就是参宿四。这颗星的颜色是红色的，它是一颗红巨星。

图7.9　整个核融合的过程

图7.10　参宿四

这红巨星的大小比地球轨迹的大小更大，假如把这红巨星放在太阳系的话，地球也会淹没在红巨星当中，那时我们真会被烤得灰飞烟灭了。我们如果向外走到木星的轨迹时，才仅仅离开红巨星，可见红巨星的大小非常惊人（见图7.11）。

氢融合产生的氦，是核融合作用的灰烬。当恒星踏入老年时，氦灰烬在恒星核心堆积，氢融合的速度减慢。要注意的是，恒星生命在主序星的阶段，维持着一种流体静力平衡态。在这状态中，万有引力向内压，抵消核心气体的向外压力，但当氢融合的速度减慢后，气体的压力就不敌万有引力，核心受压收缩，令核心温度提高，出人意料的事情终于出现了。

这时恒星的核心是灰烬，但包着核心的外壳仍然有很多氢原子核，可以作为新鲜的燃料，当温度足够高的时候，氢融合就在核心外壳开始了。这外壳燃烧的阶段产生很大的向外推力，使恒星的外层大大地向外扩张，而外层在扩张的过程降温，使颜色变红，形成红巨星。(www.daowen.com)

图7.11　红巨星的横切面图，这个红巨星的质量相当于五个太阳

但恒星核心因为压力加大的关系，本是灰烬的氦原子核被压后变得越来越热，到了更高温度的时候，终于可以产生自己的核融合作用。在这个核融合作用中，三个氦原子核会融合成为一个碳原子核，它所需要的温度会更高，大概是一亿度。这种核反应简称三氦过程（triple alpha process），因为氦原子核就是alpha粒子。

说到三氦过程的发现，也有一段故事。氦融合会先产生碳原子核的激发态，然后再衰变到碳原子核的稳定态。这激发态若不存在，三氦过程就不能按合理速度进行。1952年，这激发态还没有被发现。可是著名的天文物理学家弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）考虑到今日宇宙间含有丰富的碳元素，估计该激发态必定存在。但他不是核子物理学家，于是他从英国的剑桥大学大老远跑到美国的加州理工学院去访问著名的核子物理学家威廉·福勒（William Fowler）。福勒起初对他的估计不很重视，就把老旧的仪器交给另一位年轻的物理学家去探究，果然几个月后就发现了估计中的激发态（见图7.12）。

图7.12　三氦过程概要

碳原子核产生后，有部分会变成氧原子核，成了今日宇宙中有机物质和生命物质的重要基础。根据物理推算，当日霍伊尔估计的碳激发态若不存在，或者激发态的能阶稍高一点，三氦过程的速度就会大大减慢，今日的宇宙就不能有以碳元素为基础的生物存在。其他核作用的配合也很重要，例如氧元素产生后可以衰变成氖元素，幸亏氖原子核没有适合的激发态让衰变快速进行，否则宇宙就多氖少氧，今日多姿多彩的生物世界就会大大改观，宇宙的奥妙就在于此。

碳变成了核作用的灰烬，但它在足够高的温度下也可以产生自己的核融合作用，可以产生其他更重的元素，例如氖、钠、镁、氧等。而这些元素虽然是核作用的灰烬，但经过压缩后加热到更高温度，也会继续产生核作用。例如，氖的核作用可以产生氧和镁，而氧又可以产生硅、硫、磷，硅又可以产生镍、铁。这过程所需的温度会越来越高，氢融合作用大概1000万度就足够，再到了氦的核作用要有一亿度，直至越来越重的元素核作用会达到数十亿度才能产生。因此，虽然这个作用可以产生很多元素，但它的比例会越来越低，而且并非每一个星体都可以达到足够高的温度。

一般来说，质量比较轻的恒星，它的核心都未必可以达到很高温度，所以以上提到的各个核作用都要求恒星有一个起码的质量以让该作用进行。例如氢融合作用大概要有太阳质量的10%就可以产生，但如果一个恒星要产生最重的元素的话，就要达至8倍太阳质量才可以产生。而产生所需的时间随元素质量提高越来越短，以一个25倍太阳质量的恒星来说，它可以足够产生上述所有的核融合作用，假如把这个恒星打开来看，它的结构就像一个洋葱，一层一层地见到它们有铁元素的核心，外面包着硅、氧，然后是越来越轻的元素，到最外层是一层氢元素。这恒星从最初级的氢融合核作用需要700万年，到最后硅元素的核作用会快至一日就可以完全燃烧。

连串核作用到何时才会完结？从核子物理学的角度来说，最稳定的原子核是铁。所以一个恒星由氢开始产生融合作用，产生的原子核结构会变得越来越稳定，到了铁元素产生的时候，再高的温度都再不会产生更重的元素，所以铁是星体演化最后产生的元素。但当这些核作用停止之后就没有热能再产生，结果恒星就会到达生命的尽头，以超新星爆炸结束（见图7.13）。

图7.13　超巨星内的洋葱结构