恒星核聚变虽深藏天体内部，但天体物理学家们却发现了多种方法来解析这一核心过程的奥秘，如判断恒星能否产生重元素的核心依据就是质量阈值判定法，假如一颗恒星的质量达到8倍太阳质量及以上，也就是天文学中定义的大质量恒星，那么通过分析其内部温度压强与核反应链的关联，便能初步确定它是否具备制造重元素的能力。

如果能精准测量出恒星的质量、核心密度等关键参数，还可以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在应用时需结合恒星演化阶段，而如果是处于主序星早期的恒星，那么就需要补充分析其元素丰度光谱。

所谓恒星元素丰度光谱，就是恒星大气中各类元素吸收特定波长光线形成的特征图谱。光谱中包含着关于恒星核聚变产物的关键信息，光谱的特征吸收线形态决定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反映了其核聚变的推进程度。

天体物理学家在长期的观测与模拟研究中发现，质量越大的恒星核心温度越高，同时内部压强也越大。也就是说通过恒星的质量就能大概的推测出其核聚变的极限阶段，目前我们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。

通过这一理论体系我们可以得知太阳是一颗无法合成重元素的恒星，因为太阳质量仅为1倍太阳质量，远低于8倍的临界值，所以太阳的核聚变仅能推进到氦核融合阶段，通过对恒星质量与核聚变阶段的对应分析不仅能够知道其能否产生重元素，还能了解宇宙重元素的来源分布。

根据天体物理学家的研究发现，恒星的核聚变极限与质量呈正相关关系，也就是说质量越大的恒星核聚变推进越彻底，能合成的元素越重；质量越小的恒星核聚变越温和，合成的元素越轻。我们知道恒星核聚变的核心动力是引力坍缩产生的高温高压，由于小质量恒星的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。

因此大质量恒星的重元素合成效率极高，如质量为20倍太阳质量的蓝超巨星，其生命末期可合成铁及之前的各类重元素，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。由此通过分析恒星质量与核聚变阶段的关联，就能够确定宇宙中某一区域重元素的富集潜力。

那么恒星能否合成重元素的关键证据是如何获取的呢？虽然这些恒星大多距离地球极为遥远，但我们仍可以通过多种天文观测手段得出准确结论。

第一种是高分辨率光谱分析法，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。并且需要用到大型地面光谱望远镜来捕捉精细光谱。因为不同元素的特征吸收线波长固定，而我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，那么将两者特征吸收线的匹配程度进行量化分析，就可以判断该恒星是否含有重元素。

第二种是超新星爆发观测法，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，亮度变化具有典型的周期性，这个周期我们称之为光变衰减周期。并且它的光变衰减周期与抛射的重元素总量相关，而天体物理学家通过光变衰减周期来估算超新星抛射的重元素质量，然后就可以反推原恒星的核聚变能力。

第三个是引力波探测法，在上个世纪的90年代，天文学家们就预测大质量恒星死亡后的中子星合并事件会产生引力波，同时伴随重元素的合成，所谓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，反之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，也就是不会伴随相应的引力波信号与重元素光谱特征。

由此天文学家得出，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，并且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才逐步富集。这意味着我们只要检测到某一星系的重元素丰度，再结合恒星演化模型，就可以知道该星系的宇宙学年龄与生命孕育潜力。