sinteza elementelor din stele
elementele sunt sintetizate în etape discrete în timpul vieții unei stele, iar unele etape apar doar în cele mai masive stele cunoscute (figura \(\PageIndex{2}\)). Inițial, toate stelele sunt formate prin agregarea „prafului” interstelar, care este în mare parte hidrogen. Pe măsură ce norul de praf se contractă încet din cauza atracției gravitaționale, densitatea sa ajunge în cele din urmă la aproximativ 100 g/cm3, iar temperatura crește la aproximativ 1.5 107 k, formând o plasmă densă de nuclee de hidrogen ionizat. În acest moment, încep reacțiile nucleare auto-susținute, iar steaua „se aprinde”, creând o stea galbenă ca Soarele nostru.
în prima etapă a vieții sale, steaua este alimentată de o serie de reacții de fuziune nucleară care transformă hidrogenul în heliu:
reacția generală este conversia a patru nuclee de hidrogen într-un nucleu de heliu-4, care este însoțită de eliberarea a doi pozitroni, două raze gamma și o mare cantitate de energie:
aceste reacții sunt responsabile pentru cea mai mare parte a cantității enorme de energie care este eliberată sub formă de lumină solară și căldură solară. Este nevoie de câteva miliarde de ani, în funcție de dimensiunea stelei, pentru a converti aproximativ 10% din hidrogen în heliu.
odată ce s-au format cantități mari de heliu-4, ele devin concentrate în miezul stelei, care devine încet mai dens și mai fierbinte. La o temperatură de aproximativ 2 108 k, nucleele de heliu-4 încep să fuzioneze, producând beriliu-8:
\
deși beriliul-8 are atât un număr de masă par, cât și un număr atomic par, are, de asemenea, un raport scăzut neutron-proton (și alți factori dincolo de sfera acestui text) care îl face instabil; se descompune în doar aproximativ 10-16 s. Cu toate acestea, acest lucru este suficient de lung pentru a reacționa cu un al treilea nucleu de heliu-4 pentru a forma carbon-12, care este foarte stabil. Reacțiile secvențiale ale carbonului-12 cu heliu-4 produc elementele cu un număr par de protoni și neutroni până la magneziu-24:
\
atât de multă energie este eliberată de aceste reacții încât determină extinderea masei înconjurătoare de hidrogen, producând un gigant roșu care este de aproximativ 100 de ori mai mare decât steaua galbenă originală.
pe măsură ce steaua se extinde, nucleele mai grele se acumulează în miezul său, care se contractă în continuare la o densitate de aproximativ 50.000 g / cm3, astfel încât miezul devine și mai fierbinte. La o temperatură de aproximativ 7 108 k, nucleele de carbon și oxigen suferă reacții de fuziune nucleară pentru a produce nuclee de sodiu și siliciu:
\
la aceste temperaturi, carbon-12 reacționează cu heliu-4 pentru a iniția o serie de reacții care produc mai mult oxigen-16, neon-20, magneziu-24 și siliciu-28, precum și nuclizi mai grei, cum ar fi sulf-32, argon-36 și calciu-40:
\
energia eliberată de aceste reacții determină o expansiune suplimentară a stelei pentru a forma o supergigantă roșie, iar temperatura miezului crește constant. La o temperatură de aproximativ 3 109 k, nucleele care s-au format schimbă protoni și neutroni în mod liber. Acest proces de echilibrare formează elemente mai grele până la fier-56 și nichel-58, care au nucleele cele mai stabile cunoscute.