syntese af elementerne i stjerner
elementer syntetiseres i diskrete trin i løbet af en stjernes levetid, og nogle trin forekommer kun i de mest massive stjerner, der er kendt (figur \(\Sideindeks{2}\)). I første omgang dannes alle stjerner ved aggregering af interstellært “støv”, som for det meste er hydrogen. Da Støvskyen langsomt trækker sig sammen på grund af gravitationsattraktion, når dens densitet til sidst omkring 100 g/cm3, og temperaturen stiger til omkring 1.5 til 107 K, der danner et tæt plasma af ioniserede hydrogenkerner. På dette tidspunkt begynder selvbærende nukleare reaktioner, og stjernen “antændes” og skaber en gul stjerne som vores sol.
i den første fase af sit liv drives stjernen af en række nukleare fusionsreaktioner, der omdanner brint til helium:
den samlede reaktion er omdannelsen af fire hydrogenkerner til en helium-4-kerne, som ledsages af frigivelsen af to positroner, to \(\gamma\) stråler og en stor del energi:
\
disse reaktioner er ansvarlige for det meste af den enorme mængde energi, der frigives som sollys og solvarme. Det tager flere milliarder år, afhængigt af stjernens størrelse, at omdanne omkring 10% af brintet til helium.
når store mængder helium-4 er blevet dannet, bliver de koncentreret i stjernens kerne, som langsomt bliver tættere og varmere. Ved en temperatur på omkring 2 liter 108 K begynder helium – 4-kernerne at smelte sammen og producerer beryllium-8:
\
selvom beryllium-8 både har et jævnt massetal og et jævnt atomnummer, har det også et lavt neutron-til-proton-forhold (og andre faktorer uden for denne teksts anvendelsesområde), der gør det ustabilt; det nedbrydes kun omkring 10-16 s. Ikke desto mindre er dette længe nok til, at det reagerer med en tredje helium-4-kerne til dannelse af kulstof-12, hvilket er meget stabilt. Sekventielle reaktioner af carbon – 12 med helium-4 producerer elementerne med lige antal protoner og neutroner op til magnesium-24:
\
så meget energi frigives af disse reaktioner, at det får den omgivende masse af brint til at ekspandere og producere en rød kæmpe, der er omkring 100 gange større end den oprindelige gule stjerne.
efterhånden som stjernen udvides, akkumuleres tungere kerner i dens kerne, som sammentrækkes yderligere til en densitet på omkring 50.000 g/cm3, så kernen bliver endnu varmere. 7 liter 108 K gennemgår kulstof-og iltkerner nukleare fusionsreaktioner for at producere natrium-og siliciumkerner:
\
\
ved disse temperaturer reagerer carbon-12 med helium-4 for at indlede en række reaktioner, der producerer mere ilt-16, neon-20, magnesium-24 og silicium-28 samt tungere nuklider såsom svovl-32, argon-36 og calcium-40:
\
energien frigivet af disse reaktioner forårsager en yderligere udvidelse af stjernen til dannelse af en rød superkæmpe, og kernetemperaturen stiger støt. Ved en temperatur på omkring 3 liter 109 K udveksler kernerne, der er dannet, protoner og neutroner frit. Denne ækvilibreringsproces danner tungere elementer op til jern-56 og nikkel-58, som har de mest stabile kerner, der er kendt.