引論
比結合能曲線①結合能：自由核子（中子和質子）在組合成複雜原子核的時候因為質量虧損而釋放出的E=△mc 的能量。
②比結合能：平均每個自由核子在組合形成複雜原子核時釋放出來的能量。
恆星中輕元素的形成：
處在“井”中的原子核這樣星體就處於一段時期的平衡狀態（比如太陽），時間可持續高達1百億年！當參與熔合反應的核被燒盡後，對外壓力減小，引力坍塌又開始，溫度繼續升高，直到更重的核開始燃燒，這樣反覆進行，形成了恆星中輕元素的大致形成機制。
一般的星體核心部分溫度比較高，燃燒比較快！當氫燃燒結束後，引力坍縮開始，溫度可高達幾十億攝氏度。這時He-He熔合的庫侖斥力得到克服，熔合產生的輻射使星體外層擴張100～1000倍！表層能量密度和溫度會因此而降低，成為紅巨星！
2(He-4)→(Be-8)，末態粒子Be-8不穩定，壽命只有0.1fs（飛秒，1s=10 fs）。衰變的主要方式是回到He-4，反應吸收91.9KeV的能量，在2×10 K時，He-4平均質心能量只有17KeV，所以只有少部分高能端的He-4能夠實現反應，反應平衡時：n(Be):n(He)=1:250。
我們知道星球中C含量很高，遠多於我們按2α→(Be-8)，(Be-8)+α→(C-12)反應的計算結果。後來發現C-12在7.65MeV處有一個激發態，(Be-8)+α→(C-12)反應釋放能量7.45MeV，加上恆星溫度很高，體系動能大，足以促使共振核反應的發生。
這就解釋了為什麼高C含量的問題。就好比C-12所在的位置有一個葫蘆形的坑（就像《天龍八部》里鳩摩志和段譽、王語嫣呆的那口枯井，井底是基態，井口是激發態（看比結合能曲線的時候把它倒過來看！），C-12就像是鳩摩志，掉到了這個上下分層的葫蘆形枯井裡，任他怎么跳都不好跳不出去了，後來還是段譽把他抱上去的，這裡的段譽就是一種機緣，核反應也一樣，只要條件到了，要跳出這個“坑”還是有可能的）。
有了C-12，它與α粒子在一定的“機緣”下就可以跳出這個“坑”，生成O-16，Ne-20，Mg-24等原子核，只是這種過程將越來越難，可以這樣理解，核電荷數的提高，使得兩個核要靠近也變得越來越難上加難！在恆星的這種環境中，輕原子核發生複雜的級聯反應，各種核素的量有一定的平衡關係，形成典型的C-N-O-C的循環：(C-12)+p→(N-13)+γ，(N-13)→(C-13)+正電子e，(C-13)+p→(N-14)+γ，(N-14)+p→(O-15)+γ，(O-15)→(N-15)+正電子e，(N-15)+p→(C-12)+α（其中：p是質子，α是(He-4)原子核，γ是光量子）。循環中C-12的作用是協助將環境中的質子消耗掉，把它們轉變成中子和正電子，使He含量增加的同時，循環中某些核素也會反應得到更重的元素：這是當He燃燒開始減弱時，引力坍縮又開始了，只要星體質量足夠大，就可以達到足夠高的溫度（約10 K），使C-12和O-16燃燒——2(C-12)→(Ne-20)+α或(Na-23)+p，2(O-16)→(Si-28)+α或(P-31)+P。
與此同時，α和原子核的俘獲反應仍可發生：α粒子連續轟擊N-14可生成：O-18、Ne-22、Mg-26 …… 其它的反應也有，像(α，n)（α粒子入射，產物為一個中子和一個剩餘核），(p，γ)等，只是反應機率要小得多！
產生質量數靠近60的核是最後燃燒Si的過程，但是由於庫侖斥力過高的原因，熔合反應難以發生，主要靠α俘獲反應產生更重的核：(Si-28)+α→(S-32)+γ ……在Si燃燒平衡期間，一部分Si反應分解回輕元素，剩餘的則向更重的元素進化！這類反應終止於質量數A=56的原子核（ Ni-56、Co-56、Fe-56）。從比結合能曲線可以看出，這幾個核都處於“井”底，比結合能最大，因而俘獲反應不再有利，這樣，整個過程就停止了。
恆星中重元素的形成：
對於A>56的原子核，熔合和帶電粒子俘獲反應不再是有利的形成方式，產生機制主要是通過中子俘獲反應，比如，在豐中子環境下（C-12就是輔助p，使得p向中子n和正電子方向過度），Fe-56有如下的反應：(Fe-56)+n→(Fe-57)+γ，(Fe-57)+n→(Fe-58)+γ，(Fe-58)+n→(Fe-59)+γ，這些核素通過β-衰變，分別轉化成Co-57、Co-58、Co-59，在經過中子俘獲和（或）β-衰變生成Ni、Cu 等更重的元素。
至於這中間的一些沒提到的核素，它們處的“井”較淺，在整個恆星演變中不過是白駒過隙，停留的時間不長，換句話說就是這些核的量是很少的。
恆星的演變：
通過前面的討論我們知道恆星因為要平衡自身質量帶來的萬有引力，所以它開始了自我壓縮，然後產生聚變反應，靠反應釋放出的熱量來平衡自身的引力。（目前世界上的可控人工熱核聚變反應就兩種，一種是磁約束，把反應物氘氚約束在一個磁空間裡，使其進行反應；另一種就是用類似恆星上的這種壓縮力來壓縮反應物，主要靠加速器提供高能質子束從4π的立體角度轟擊並達到壓縮反應核的目的）。
恆星因為燃燒自己來阻止自身的坍塌，恆星中心溫度極高，最終的決定因素是看恆星的初始質量M，根據物理學力的平衡來分析恆星最終的演化：以太陽的質量M=1.99×10 Kg為計量單位，①如果恆星的質量M<0.1M，則由於電子簡併形成對外壓力足以抗衡恆星自身的引力，恆星終止於冷卻的電子、質子和α粒子的混合體；②如果M>0.1M，則恆星中心溫度將高於10 K，氫燃燒（此燃燒不同於一般的化學燃燒，特指熔合核反應）點火，核反應釋放出的能量彌補了星體表面釋放出去的能量，星體因此而平衡；③M>0.25M，核心氫燃燒完後，引力坍塌引起中心溫度再上升10倍(10 K)，這種燃燒、坍縮將繼續持續下去；④M>4M，持續的反應將導致形成O、Ne、Mg的恆星核心；⑤M>10M，星體可以燃燒O、Si等形成Fe核心，這時的恆星就像棵洋蔥，從裡到外依次是Fe、Si、Ne、O、C、He、H等，外層元素的聚變導致Fe核心越來越大，引力作用最終打破電子簡併的熱抗衡作用，造成急劇的引力坍塌，即超新星爆炸！劇烈的爆炸將向外層空間拋出多達1.4M的質量，然後剩下部分變成中子星或者質量特別大變成黑洞！超新星爆炸後的幾天內，會把巨大的星際空間照亮。對於質量小一些達不到Fe核心的恆星，它們最終形成白矮星，白矮星在形成的過程中也會向星際空間拋射物質。
中子星是一種燃燒的殘餘物，只不過它的電子簡併被打破，支撐它的是中子簡併。而黑洞則是被引力完全控制的奇異天體現象。
被拋射到星際空間的物質多是H、He等盤踞在星球表面的輕元素，它們到了外層空間之後，又會因為質量產生的萬有引力集合起來，成為新的星體原料，進入又一個循環。太陽就是這樣的一個二代恆星。每一次循環都會留下一個質密的星體，並使重元素逐漸增加。
恆星內部的核反應過程是:
首先，兩個質子（就是氫原子核）結合生成一個一個氦-2核，氦-2核很不穩定，分解成一個氘核和一個正電子；
第二部，前步反應生成的正電子與負電子發生湮滅反應，生成一對伽馬光子。
第三部：一個質子與一個氘核聚合成一個氦-3核。
第四部：兩個氦-3核聚合成一個鈹-6核，鈹-6核不穩定，分解成一個氦-4核和兩個質子。
由於核聚變反應需要把原子核壓縮到10 m至10 m之間的距離（因為核力即強相互作用是短程力，所以只有把核壓縮到這個距離，原子核才能融合，從而發生核聚變反應），所以需要克服強大的核與核之間的庫侖排斥力，所以核聚變反應需要極高的溫度和壓強。在恆星內部，這個高溫高壓的環境是由星球的萬有引力提供的，因為像太陽一樣的恆星由於其質量巨大，所以萬有引力也大，星球外層所有的氣體都通過萬有引力向恆星中心縮縮，於是在恆星中心產生極高溫和極高壓，這樣就引發核聚變反應。當恆星的氫通過核反應消耗殆盡，就進行氦聚變，接著發生碳氧聚變等等，直到生產最穩定的核素---鐵-56。等所有的核反應停止，恆星中所有的物質在萬有引力的作用下發生進一步坍塌，根據恆星質量的大小不同，生成白矮星、中子星或者黑洞。
恆星的“屍體”——白矮星也能重啟核反應
天文學家們使用國家科學基金會的甚大陣（VLA）射電望遠鏡抓住了一次百年難遇的機會，觀測了一顆已經結束了自己的一生，卻又突然重新活躍起來的年老恆星。如此年老的白矮星是如何重新點燃核熔爐，釋放出自己的最後一波能量的？這項令人吃驚的結果迫使科學家們改變了自己以往對於這個問題的想法。 計算機模擬已經預言了一系列最終能夠導致核反應重新點燃的事件，但這顆恆星並沒有遵循這個劇本——這些事件的發展速度比模擬預言的速度快了100倍。“我們已經建立了新的理論模型來解釋這個過程，VLA的觀測已經提供了第一個支持我們新模型的證據，”英國曼徹斯特大學的艾伯特·澤吉爾斯達（Albert Zijlstra）說。
澤吉爾斯達和他的同事們在4月8日的《科學（Science）》雜誌上公布了他們的發現。天文學家們研究了一顆名為人馬座V4334的恆星，位於人馬座中。更為熟悉的名稱是“櫻井天體（Sakurai's Object）”，是以日本業餘天文學家櫻井幸雄（Yukio Sakurai）的名字命名的，他在1996年2月20日發現了這個天體，當時它的亮度突然爆發了。最初，天文學家們認為這只是一次普通的新星爆發，但進一步的研究表明，櫻井天體一點也不普通。這顆恆星是一顆年老的白矮星，早已耗盡了核心處的核聚變燃料。天文學家們相信，一部分此類恆星能夠經歷最後的核聚變爆發，這些核燃燒發生在重元素（比如碳和氧）核心周圍的氦元素包層中。不過，櫻井天體的爆發是現代第一次觀測到的此類爆發。1670年和1918年觀測到的恆星爆發也許也是同樣的現象引起的。
天文學家們認為太陽在大約50億年之後會變成一顆白矮星。白矮星是恆星結束了正常的核聚變生命之後，留下的緻密核心。一茶匙白矮星物質就重達10噸左右。白矮星的質量上限為太陽的1.4倍；更大的恆星在生命結束之後會坍縮成更緻密的中子星或黑洞。計算機模擬表明，熱量產生的對流能夠將恆星外層的氫帶入到氦包層中，產生一陣短暫的核聚變閃光。這會引起亮度的突然增加。最初的計算機模型暗示，這一系列可觀測的事件將持續超過幾百年。“櫻井天體僅在幾年之內就經歷了這一系列事件的第一個階段——比我們的預期快了100倍——因此我們不得不修正我們的模型，”澤吉爾斯達說。修正後的模型預言，恆星能夠迅速重新加熱，並且開始電離周圍區域中的氣體。“這就是我們在最新的VLA觀測中看到的現象，”澤吉爾斯達說。“理解這一過程是重要的。櫻井天體已經將大量核心中的碳元素，以氣體和塵埃顆粒的形式拋入了太空。這些碳會進入新的恆星形成區域，塵埃顆粒會凝聚在一起形成新的行星。一些在隕石中找到的碳質顆粒顯示了與櫻井天體一致的同位素比例，我們認為它們也許來源於一次同樣的事件。我們的結果暗示，宇宙中這類碳元素 源要遠比我們之前猜測的更為重要，”澤吉爾斯達補充說。
科學家們會繼續研究櫻井天體，抓住這次罕見的機會來研究重新點火的過程。就在這個月，他們利用VLA進行了最新的觀測。他們的新模型預言，這顆恆星將會快速變熱，然後再緩慢冷卻，大約在2200年降回到現在的溫度。他們認為在它開始最終冷卻為一個恆星殘渣之前，還會出現另外一次重新加熱時期。澤吉爾斯達的工作夥伴包括了曼徹斯特大學和波蘭哥白尼大學的Marcin Hajduk；美國洛斯阿拉莫斯國家實驗室的Falk Herwig；比利時皇后大學和皇家天文台的Peter A.M. van Hoof；德國歐南台的Florian Kerber；奧地利因斯布魯克大學的Stefan Kimeswenger；比利時皇后大學的Don Pollacco；英國基爾大學的Aneurin Evans；墨西哥國立自治大學的Jose Lopez；英國喬德班克天文台的Myfanwe Bryce；英國蘭開夏中部大學的Stewart P.S. Eyres；以及英國曼徹斯特大學的Mikako Matsuura。
