alkuaineiden synteesi tähdissä
alkuaineet syntetisoidaan diskreeteissä vaiheissa tähden elinaikana, ja jotkin vaiheet tapahtuvat vain massiivisimmissa tunnetuissa tähdissä (Kuva \(\PageIndex{2}\)). Aluksi kaikki tähdet muodostuvat tähtienvälisen ”pölyn”, joka on enimmäkseen vetyä, kasautumisesta. Kun pölypilvi hitaasti supistuu vetovoiman vuoksi, sen tiheys nousee lopulta noin 100 g / cm3 ja lämpötila nousee noin 1: een.5 × 107 K, muodostaen ionisoituneista vetyytimistä muodostuvan tiheän plasman. Tässä vaiheessa alkavat itseään ylläpitävät ydinreaktiot, ja tähti ”syttyy”, jolloin syntyy auringon kaltainen keltainen tähti.
elämänsä ensimmäisessä vaiheessa tähden voimanlähteenä on sarja ydinfuusioreaktioita, jotka muuttavat vedyn heliumiksi:
kokonaisreaktio on neljän vetyytimen muuntuminen helium-4-ytimeksi, johon liittyy kahden positronin vapautuminen, kaksi \(\gamma\) sädettä ja paljon energiaa:
\
nämä reaktiot ovat vastuussa suurimmasta osasta suunnattomasta energiamäärästä, joka vapautuu auringonvalona ja auringon lämpönä. Kestää useita miljardeja vuosia, riippuen tähden koosta, muuttaa noin 10% vedystä heliumiksi.
kun suuria määriä helium-4: ää on muodostunut, ne tiivistyvät tähden ytimeen, joka muuttuu hitaasti tiheämmäksi ja kuumemmaksi. Noin 2 × 108 K: n lämpötilassa helium-4-ytimet alkavat fuusioitua, jolloin syntyy beryllium-8:
\
vaikka beryllium-8: lla on sekä parillinen massaluku että parillinen järjestysluku, sillä on myös alhainen neutroni-protoni-suhde (ja muita tämän tekstin ulkopuolelle jääviä tekijöitä), joka tekee siitä epävakaan; se hajoaa vain noin 10-16 sekunnissa. Tämä on kuitenkin niin pitkä, että se reagoi kolmannen helium-4-ytimen kanssa muodostaen hiili-12: n, joka on hyvin stabiili. Hiili-12: n ja helium-4: n peräkkäiset reaktiot tuottavat alkuaineille parillisen määrän protoneja ja neutroneja magnesium-24: ään asti:
\
näissä reaktioissa vapautuu niin paljon energiaa, että se saa ympäröivän vedyn massan laajenemaan, jolloin syntyy punainen jättiläinen, joka on noin 100 kertaa suurempi kuin alkuperäinen keltainen tähti.
tähden laajentuessa sen ytimeen kerääntyy raskaampia ytimiä, jotka supistuvat edelleen noin 50 000 g / cm3: n tiheyteen, joten ydin kuumenee entisestään. Noin 7 × 108 K: n lämpötilassa hiili-ja happi-ytimet käyvät läpi ydinfuusioreaktioita, jotka tuottavat natrium-ja pii-ytimiä:
\
\
\
näissä lämpötiloissa hiili – 12 reagoi helium-4: n kanssa aloittaen sarjan reaktioita, jotka tuottavat enemmän happi-16: ta, neon-20: tä, magnesium-24: ää ja pii-28: aa sekä raskaampia nuklideja kuten rikki-32: ta, argon-36: ta ja kalsium-40: tä:
\
näissä reaktioissa vapautuva energia saa tähden laajenemaan edelleen muodostaen punaisen supergiantin, ja ytimen lämpötila nousee tasaisesti. Noin 3 × 109 K: n lämpötilassa muodostuneet ytimet vaihtavat protoneja ja neutroneja vapaasti. Tämä tasapainotusprosessi muodostaa raskaampia alkuaineita rauta-56: een ja nikkeli-58: aan asti, joilla on stabiileimmat tunnetut ytimet.