恒星聚變的最終元素確實是鐵，但鐵卻不是最終的元素，而恒星呢也會成為一個鐵球，但卻不全是鐵球，要理清這個關(guān)系，必須來了解下這個過程。
元素是怎么誕生的？也許很多朋友會啞口無言，因為這問到了一個本質(zhì)問題，根據(jù)現(xiàn)代天文理論，最早的元素誕生于宇宙大爆炸，也就是從宇宙從一個能量的濃湯中溫度下降到夸克膠子相變溫度以下時，夸克和膠子誕生，溫度繼續(xù)下降，夸克和膠子結(jié)合組成了重子，到3分鐘宇宙溫度下降10億K時，質(zhì)子與中子結(jié)合，形成大量氫原子，以及少量氦原子與微量鋰原子核，但真正的元素需要等宇宙37.9萬年以后冷卻到捕獲電子構(gòu)成原子時。
元素與元素之間的真正差異在哪里？
從宏觀來看，元素之間的差異千變?nèi)f化，我們無從說明各種元素之間的差異，但從微觀角度來看它們之間的差異其實挺有規(guī)律的
不同元素之間的差異就是質(zhì)子數(shù)不一樣
同位素之間的差異就是中子數(shù)不一樣
元素的化學(xué)屬性則和質(zhì)子數(shù)、中子數(shù)以及核外電子排布都有關(guān)系，這個就不如元素和同位素之間差異那么有簡單直接了。
宇宙中最豐富的元素是氫，而氫還是唯一一種將同位素單獨命名的元素，分別是氕氘氚：
這三種看起來差不多同位素化學(xué)特性差別也挺大，但它們的物理屬性差異比化學(xué)屬性還大，這是為啥？因為自然界中含量約0.02%的氘聚變門檻是所有元素中最低的（只需要10^6K，不過氘和氚更低，但氚容易衰變，自然界含量極其微量），傳說中的褐矮星（13個木星質(zhì)量以上）的內(nèi)核即可達到氘聚變的條件：
D + D → T + p + 4.03MeV)
D + D → 3He + n + 3.27MeV
在氘燃燒后也許在更大的褐矮星內(nèi)核還能達到鋰聚變的條件，因為鋰燃燒需要2.5×10^6K的溫度，鋰6和鋰7與質(zhì)子聚變生成鈹7和鈹8，即使這樣褐矮星中的氘以及后續(xù)的鋰也僅僅足夠聚變數(shù)千萬至上億年就結(jié)束了，甚至不足以讓褐矮星發(fā)光，僅僅只能在紅外波段看到它。
足夠質(zhì)量的恒星是產(chǎn)生各種元素的關(guān)鍵
質(zhì)量足夠意味著引力坍縮能提供的高壓高溫環(huán)境足夠，因為氕這種元素只有一個質(zhì)子，無中子調(diào)和的情況下，兩個質(zhì)子要克服庫侖力靠在一起太難了，好在量子力學(xué)發(fā)現(xiàn)了量子隧穿效應(yīng)（喬治·伽莫夫在1928年推導(dǎo)出了伽莫夫因子，給出了兩個原子核足夠接近時的強作用力可以克服庫倫障壁的量子力學(xué)公式），否則天文學(xué)家抱著計算草稿發(fā)呆呢，因為他們計算的結(jié)果是太陽的內(nèi)核不足以維持氕氕聚變。
質(zhì)子鏈反應(yīng)憑著運氣跨過了最難的一關(guān)，之后就順當了，從氕到氘，在到氦三和氦四，然后就元素聚變的速度越來越快，周期越來越短，當然所需要的環(huán)境也越來越高，下圖是各個過程的產(chǎn)物以及所需的條件：
而從氦四開始的元素聚變過程則如下：
氦-4 → 鈹-8 → 碳-12 → 氧-16 → 氖-20 → 鎂-24 → 硅–28 → 硫–32 → 氬–36 → 鈣–40 → 鈦–44 → 鉻–48 → 鐵–52 → 鎳–56
很多朋友認為只能到鐵，其實大質(zhì)量恒星內(nèi)部可以演化到鎳-56，但鎳-56會以β+衰變成為鈷-56，再經(jīng)過77.3天又衰變?yōu)槌设F-56，因此說到鐵元素也沒錯，因為最終還是鐵嘛，不過等到鎳-56產(chǎn)生，恒星的壽命就以分鐘倒計時了，鐵核坍縮，超新星爆發(fā)。
我們從這個元素比結(jié)合能曲線中能看到，鐵元素是峰值，之前的元素曲線上上升的，這表示這些元素的原子和結(jié)合都能釋放能量，而到了鐵元素之后，結(jié)合反而需要吸收能量，因此元素聚變到鐵（鎳-56）戛然而止，恒星的發(fā)展到了一個非常重要的階段。
不過超新星爆發(fā)前夕的恒星卻不是大鐵核，而是由外到內(nèi)的一個洋蔥結(jié)構(gòu)，大致就是元素的聚變順序，只有中心部分才是個大鐵球，為什么會這樣呢？這是因為各種元素聚變的溫度要求是不一樣的，如前文表格，而恒星更靠近內(nèi)核的位置溫度與壓力越高，更容易達到下一個元素的核聚變，當然上圖中的比例是不對的，因為這個洋蔥結(jié)構(gòu)中，氫殼占了絕大部分。
不過這個大鐵球可支撐不了多久，因為隨后就是超新星爆發(fā)。
其實這是分別在恒星不同階段發(fā)生的兩個過程，放在一起是因為前者為慢中子捕獲，一般發(fā)生在恒星階段，后者是快中子捕獲，發(fā)生在超新星爆發(fā)階段：
慢中子捕獲：S-過程
快中子捕獲：R-過程
恒星那個內(nèi)部聚變時都會產(chǎn)生中子輻射，因此輕元素的原子核就有可能捕獲到中子，而中子多了并不穩(wěn)定，會發(fā)生β衰變，放出一個電子和中微子，變成一個質(zhì)子，此時這個元素質(zhì)子數(shù)+1，成了一種新的元素，而在這個過程中一直都會可能發(fā)生，因此在恒星內(nèi)核聚變到鐵元素之前，就已可能存在部分比鐵重的元素，這是S過程產(chǎn)生的。
快中子捕獲發(fā)生在超新星爆發(fā)時刻，R-過程需要以鐵為種核的連續(xù)快中子捕獲，之后的β衰變與產(chǎn)生新元素的方式和S-過程沒有差別，兩者一起各貢獻了比鐵重元素的一半比例。
另外還有Rp-過程P-過程也是產(chǎn)生富含質(zhì)子的原子核一種途徑，前者需要在碳氮氧循環(huán)占主要能量來源的恒星中的質(zhì)子流，后者則在恒星內(nèi)核坍縮過程中發(fā)生，但跟S-過程和R-過程相比較而言，至少在數(shù)量上幾乎是種可有可無的存在。
超新星過程中R過程盡管能產(chǎn)生大量比鐵重的元素，但從數(shù)量與比例上來看仍然無法和中子星媲美，因為中子星有碰撞的R-過程，也有脫離中子星束縛后的自由中子衰變，這些過程一起為中子星碰撞貢獻了難以計數(shù)的重元素。
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