在天体物理学领域，恒星核聚变这一深藏于天体内部的核心过程，一直是科学家们探索宇宙奥秘的关键。尽管其隐藏于恒星内部，但天体物理学家们凭借智慧与不懈努力，找到了多种方法来揭开它的神秘面纱。其中，质量阈值判定法是判断恒星能否产生重元素的重要依据。当一颗恒星的质量达到或超过8倍太阳质量时，便被定义为大质量恒星。通过分析这类恒星内部温度、压强与核反应链的关联，科学家们能够初步确定它们是否具备制造重元素的能力。
若能精准测量恒星的质量、核心密度等关键参数，科学家们还能进一步确定其能合成的重元素种类与总量。不过，质量阈值判定法并非孤立应用，它需结合恒星的演化阶段。对于处于主序星早期的恒星，还需补充分析其元素丰度光谱。恒星元素丰度光谱，是恒星大气中各类元素吸收特定波长光线后形成的特征图谱。这张图谱中蕴含着关于恒星核聚变产物的关键信息，其特征吸收线的形态取决于恒星内部的核反应阶段、温度压强条件。因此，恒星元素丰度光谱的差异，实际上反映了其核聚变的推进程度。
经过长期的观测与模拟研究，天体物理学家们发现，恒星的质量与其核心温度、内部压强密切相关。质量越大的恒星，核心温度越高，内部压强也越大。这意味着，通过恒星的质量，科学家们可以大致推测出其核聚变的极限阶段。目前，最常用的恒星核聚变阶段分类系统，是美国天文学家汉斯·贝特在20世纪中期提出的恒星核合成理论体系。根据这一理论体系，太阳作为一颗质量仅为1倍太阳质量的恒星，远低于8倍的临界值，其核聚变仅能推进到氦核融合阶段，无法合成重元素。
恒星的核聚变极限与质量呈正相关关系，这是天体物理学家的又一重要发现。质量越大的恒星，核聚变推进越彻底，能合成的元素越重；而质量越小的恒星，核聚变则越温和，合成的元素越轻。恒星核聚变的核心动力是引力坍缩产生的高温高压。小质量恒星内部温度和压强仅能支撑氢聚变成氦的反应，而大质量恒星内部的温度和压强大到足以触发多阶段核聚变，在持续的重核融合反应中逐步合成更重的元素。
以质量为20倍太阳质量的蓝超巨星为例，其生命末期可合成铁及之前的各类重元素，重元素合成效率极高。而像太阳这样的小质量恒星，终其一生只能合成氢、氦等轻元素。因此，通过分析恒星质量与核聚变阶段的关联，科学家们能够确定宇宙中某一区域重元素的富集潜力。
那么，如何获取恒星能否合成重元素的关键证据呢？尽管这些恒星大多距离地球极为遥远，但科学家们仍通过多种天文观测手段得出了准确结论。高分辨率光谱分析法是其中之一，这种方法一般用于测量距离地球1000光年之内的恒星元素构成。它需要用到大型地面光谱望远镜来捕捉精细光谱。由于不同元素的特征吸收线波长固定，科学家们通过比对观测到的恒星光谱与实验室中重元素的标准光谱，将两者特征吸收线的匹配程度进行量化分析，从而判断该恒星是否含有重元素。
超新星爆发观测法也是获取关键证据的重要手段。超新星爆发是大质量恒星生命末期的剧烈爆炸现象，其爆发过程会将内部合成的重元素大量抛射到宇宙空间。超新星的光变衰减周期具有典型性，且与抛射的重元素总量相关。天体物理学家们通过光变衰减周期来估算超新星抛射的重元素质量，进而反推原恒星的核聚变能力。
引力波探测法也为科学家们提供了新的线索。上世纪90年代，天文学家们预测大质量恒星死亡后的中子星合并事件会产生引力波，并伴随重元素的合成。中子星合并是指两颗中子星在引力作用下相互靠近并碰撞融合，过程中产生的极端高温高压会触发r-过程核合成，合成金、铂等重元素。而小质量恒星死亡后只会形成白矮星，不会产生此类重元素合成事件，也就不会伴随相应的引力波信号与重元素光谱特征。
基于这些研究，天文学家们得出结论：宇宙中绝大多数重元素都来自8倍太阳质量以上的大质量恒星及其死亡后的爆发与合并事件。他们还发现，宇宙早期重元素丰度极低，随着大质量恒星的不断演化与死亡，重元素才逐步富集。这意味着，只要检测到某一星系的重元素丰度，再结合恒星演化模型，科学家们就可以知道该星系的宇宙学年龄与生命孕育潜力。
