為什麽恒星只能聚變到鐵，就聚變不下去了？

99%的科普文，都會寫」恒星只能聚變到鐵」，或者「鐵的比結合能最大」，這是錯誤的。

前情回顧：恒星的核聚變

我們先簡單回顧一下高中和大學知識。高中物理老師教過我們，太陽進行的是核聚變，氫原子可以透過核聚變結合形成氦，並釋放能量。然後氦透過3α過程聚變成碳，太陽變成白矮星。

氫 → 氦 ( → 鈹） → 碳

（鋰原子因太容易變為氦，這裏就不去說它了）

當一顆恒星的質素超過8倍太陽時，更大的質素提供了更高的溫度和壓力，使得核聚變反應得以繼續，以下原子透過與氦原子等結合，像滾雪球一樣越來越大 ^[1] ：

碳 → 氧 → 氖 → 鎂 → 矽 → 硫 → 氬 → 鈣 → 鈦 → 鉻 → 鐵

案件聚焦：鐵是終點麽？

一般大學教授、入門級的天文科普書、科普文在寫到這裏的時候，就會這樣說：

什麽是」比結合能「？我們知道，絕大部份原子核是由質子+中子（統稱核子）抱在一起構成的，而這些帶正電的質子間存在庫侖斥力，能讓質子們抱在一起而不因斥力分開的束縛力，就是核子之間存在的強相互作用力（強力），打破這種力而讓核子們分開所需的能量就叫做結合能。我們再用結合能除以核子數，就是「比結合能」。比結合能越大，原子核中核子抱得就越緊，原子核越穩定。透過勢能分析、計算和實測，比結合能先升高再降低，中間就產生了一個峰值點。

從上圖來看，鐵（ Fe^{56} )確實是在這個峰值附近呀。那麽我們放大了再看：

這些元素的核子數（質素數）都在60附近，通常被天體物理學家稱為「鐵族」，對理解恒星中重元素的合成具有重要意義。 你會看到，Fe-56實際上只排在第三高的位置上，比它更高的是Fe-58，而最高的是鎳-62。以下是比結合能最高的四位選手的成績（+/- 0.03 KeV) ^[3] :

所以說，鎳-62才是比結合能最高的。

那為什麽大家都認為鐵是核聚變的終點？

因為大量的天文觀測表明，鐵的豐度要比鎳高出一個數量級。

這就奇怪了，上面不是說，鎳62比鐵56更」穩定「麽？

這是因為，沒有透過聚變獲得鎳-62的簡單途徑，恒星內核聚變的產物是它的同位素鎳-56：

^{52} _{26}Fe + ^{4} _{2}He \rightarrow ^{56} _{28}Ni + \gamma

也就是說，在鉻-48核聚變為鐵-52後，在合適條件下，鐵-52又會核聚變為鎳-56，全過程就是：

氦4 → 鈹8 → 碳12 → 氧16 → 氖20 → 鎂24 → 矽28

→ 硫32 → 氬36 → 鈣40 → 鈦44 → 鉻48 → 鐵52 → 鎳56

其中從氦-4到矽-28的反應過程統稱氦聚變，從矽-28開始至鎳-56統稱矽燃燒過程。當鎳-56再加入一個α粒子（氦原子）產生鋅-60 ^[4] 時，消耗的能量大於釋放的能量，也就是說反應將吸收熱量，這使得反應不可穩定地自我維持。

所以說， 鎳-56是大質素恒星核聚變能產生的最後一種元素。

但鎳-56的問題在於它會衰變（註意這裏不是穩定的鎳-62），而且半衰期非常短僅為 6 天，比如當鎳-56從超新星爆炸中脫離時，會在幾周內迅速衰變成鈷-56（半衰期 77 天），進而衰變成更穩定的鐵-56 ^[5] 。

所以當一顆恒星處於塌縮的極限時，它會在它的最後階段產生大量的鐵——其中一部份就來自於上面這種的由較重的放射性同位素的衰變。

也就是說， 核聚變產生了鐵52，接著產生了鎳56，然後鎳又衰變回了鐵56。 （造鎳啊.gif）

（至於鎳-62，雖然它很穩定，但因不在核聚變的主路徑上，所以豐度比鐵低，而且高能Gamma射線會切斷它的原子核，也就是 光致蛻變 ^[6] 。由於光致蛻變非常吸熱，這通常意味著恒星已走到了絕路的盡頭，最終還可能引發塌縮。這裏就不去過多解釋了，有興趣的可以回顧一下之前講過的α-process、e-process、p-process和s-process等過程）

試想一下，如果你有一堆核子，並且想將它們重新排列以形成各種原子核，那自然是想辦法讓比結合能（每個核子的結合能）最大化，以釋放其中能釋放的所有能量。

打個比方，鎳-鐵位於谷底，左邊的山坡是核聚變，右邊的山坡是核分裂。想要獲得越大的能量，就要離鎳-鐵越遠。左邊最遠的就是氫，右邊最遠的就是那些放射性元素（鈈、鈾等，其它比鉛重的原子核」自我分裂「的速度太快，無法作為原始元素在自然界中穩定存在）。左邊就是太陽的反應，右邊就是核反應堆。

其它反應

以上都是從恒星最主要的核聚變反應來講的，並不是說反應只有這些。比如上面提到的s-process，也就是慢中子捕獲 ， 它的反應盡頭是鉍和鉛（兩者迴圈，鉍以後的元素全都是放射性元素了） ^[7] 。

有人認為s-process和r-process並不發生在恒星內部，比鐵鎳更重的元素基本上都不是恒星核聚變形成的，而是在更強大的超新星爆發期間形成的。但目前認為這是不夠正確的。

恒星能夠產生比鐵鎳更重的元素這一事實在上世紀50年代得到了最終證明，天文學家Merrill等人在1952年從紅巨星中觀測到了鍀 ^[8] ，鍀借助s-process產生並以對流方式進入到光球層中。由於鍀的半衰期只有400萬年，遠比紅巨星的壽命要短，所以它一定是恒星產生的而非在恒星形成前(從超新星爆炸等)捕獲的。

這些不應籠統地歸為和恒星壽命相關的主要的核聚變反應之列，但仍然是恒星中元素魔法的一部份。

難以想象，你能看到這裏，這麽枯燥的回答。

一更：關於這個問題下面msoeg的回答

非常開心能有人在這個問題下提出了另外一個視角（動力學）。本來我只想寫一個科普文，不想寫那麽深，但為了能把目前人類觀測到的天文現象解釋清楚而不致於混淆，所以下面抄一下我自己以前上過的α-process（現在課上原則性要少提這個了，改用矽燃燒等代替，不過我懶的改了）講義。

提示：以下內容更加枯燥，建議不要閱讀。

在msoeg的回答中提到：

那我上面說的⁴He從哪裏來的呢？

現實總是比我們想象的要復雜。

當恒星質素比太陽大得多時，聚變將讓它走向 紅超巨星 ^[9] （比如著名的參宿四）。

在它發展到沃爾夫-拉葉星或超新星爆發之前，在重力壓縮下其核心溫度已經達到300keV左右。這如此高的溫度下，矽等元素將吸收Gamma射線光子並噴射出大量質子、中子及Alpha粒子，也就是⁴He ^{[10] [11]} ，這就是所謂的「光致蛻變」 ^[12] 。

比如鎂25在吸收足夠能量的光子後，會釋放出質子變成鈉24。

上面所產生⁴He，使得「矽燃燒」過程得以進行：

^{28} _{14}Si + ^{4} _{2}He \rightarrow^{32} _{16}S

^{32} _{16}S + ^{4} _{2}He \rightarrow^{36} _{18} Ar

......

光致蛻變反應雖然會暫時降低恒星核心內的壓力和溫度，但杯水車薪。相比太陽的聚變反應以億年計，上面這一系列反應的持續時間僅以天計，因為核心會發生劇烈地塌縮並加快反應，溫度將從430keV直竄到8MeV，直至崩潰。後面就是II型超新星的中子爆發的r過程了。

以上就是目前人類觀測到的大質素恒星聚變的最後階段。α過程 ^[13] 、三氦過程( Triple-alpha process ) ^[14] 等很多反應都為我們認識恒星生命周期提供了符合目前觀測的較成熟的理論模型。

綜上，就是反應中關於⁴He的解釋。

我們的宇宙比我們的想象還要復雜。

參考

1. ^ 在宇宙尺度下，奇數原子序數的元素豐度比偶數的要少，所以下列是以偶數原子序數原子為主
2. ^ September 1990 issue of Physics Today
3. ^http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/NucEne/nucbin2.html#c1
4. ^ 60Zn 的結合能比 56Ni 高約 8 MeV。較重的元素具有更多的總結合能。
5. ^ 這種過程的放射性衰變能量光變曲線已被觀察到發生在II 型超新星中，例如SN 1987A.
6. ^ https://doi.org/10.1119/1.17828
7. ^ doi:10.1126/science.1136842
8. ^ DOI：10.1086/145589
9. ^ 還有紅特超巨星
10. ^ 生成物其實相當多
11. ^https://doi.org/10.1134/1.855645
12. ^ https://doi.org/10.1016/0029-5582(65)90623-1
13. ^https://en.m.wikipedia.org/wiki/Alpha_process
14. ^ Triple-alpha_process https://en.m.wikipedia.org/wiki/Triple-alpha_process