Syntese Av Elementene i Stjerner
Elementer syntetiseres i diskrete stadier i løpet av en stjernes levetid, og noen trinn forekommer bare i de mest massive stjernene som er kjent(Figur \(\PageIndex{2}\)). I utgangspunktet dannes alle stjerner ved aggregering av interstellært «støv», som hovedsakelig er hydrogen. Når støvskyen sakte trekker seg sammen på grunn av gravitasjonsattraksjon, når dens tetthet til slutt ca 100 g / cm3, og temperaturen øker til ca 1.5 × 107 K, som danner et tett plasma av ioniserte hydrogenkjerner. På dette tidspunktet begynner selvbærende atomreaksjoner, og stjernen «antenner», og skaper en gul stjerne som vår sol.
i den første fasen av sitt liv drives stjernen av en rekke kjernefysiske fusjonsreaksjoner som konverterer hydrogen til helium:
den samlede reaksjonen er omdannelsen av fire hydrogenkjerner til en helium-4-kjerne, som ledsages av frigjøring av to positroner, to \(\gamma\) stråler og mye energi:
\
disse reaksjonene er ansvarlige for det meste av den enorme mengden energi som frigjøres som sollys og solvarme. Det tar flere milliarder år, avhengig av størrelsen på stjernen, å konvertere ca 10% av hydrogenet til helium.
når store mengder helium-4 er dannet, blir de konsentrert i kjernen av stjernen, som sakte blir tettere og varmere. Ved en temperatur på ca.2 × 108 K begynner helium-4-kjernene å smelte sammen og produserer beryllium-8:
\
Selv om beryllium-8 har både et jevnt massenummer og et jevnt atomnummer, har det også et lavt nøytron-til-proton-forhold (og andre faktorer utenfor omfanget av denne teksten) som gjør det ustabilt; det dekomponerer i bare ca. 10-16 s. Likevel er dette lenge nok til at den reagerer med en tredje helium-4-kjerne for å danne karbon-12, som er veldig stabil. Sekvensielle reaksjoner av karbon-12 med helium-4 produserer elementene med jevnt antall protoner og nøytroner opp til magnesium-24:
\
så mye energi frigjøres av disse reaksjonene at det får den omkringliggende massen av hydrogen til å ekspandere, og produserer en rød kjempe som er omtrent 100 ganger større enn den opprinnelige gule stjernen.
når stjernen ekspanderer, akkumuleres tyngre kjerner i kjernen, som trekker seg videre til en tetthet på ca. 50 000 g / cm3, slik at kjernen blir enda varmere. Ved en temperatur på ca 7 × 108 K gjennomgår karbon-og oksygenkjerner kjernefysiske fusjonsreaksjoner for å produsere natrium-og silisiumkjerner:
\
\
\
ved disse temperaturene reagerer karbon-12 med helium-4 for å starte en serie reaksjoner som produserer mer oksygen-16, neon-20, magnesium-24 og silisium-28, samt tyngre nuklider som svovel-32, argon-36 og kalsium-40:energien som frigjøres av disse reaksjonene forårsaker en ytterligere utvidelse av stjernen for å danne en rød supergiant, og kjernetemperaturen øker jevnt. Ved en temperatur på ca 3 × 109 K utveksler kjernene som er dannet protoner og nøytroner fritt. Denne likevektsprosessen danner tyngre elementer opp til jern-56 og nikkel-58, som har de mest stabile kjernene som er kjent.