synthese van de elementen in Sterren
elementen worden gesynthetiseerd in afzonderlijke stadia gedurende de levensduur van een ster, en sommige stappen komen alleen voor in de meest massieve sterren die bekend zijn (figuur \(\Paginindex{2}\)). Aanvankelijk worden alle sterren gevormd door de samenvoeging van interstellair “stof”, dat meestal waterstof is. Naarmate de stofwolk door aantrekking van de zwaartekracht langzaam samentrekt, bereikt de dichtheid uiteindelijk ongeveer 100 g/cm3 en stijgt de temperatuur tot ongeveer 1.5 × 107 K, die een dicht plasma van geïoniseerde waterstofkernen vormen. Op dit moment beginnen zelfvoorzienende nucleaire reacties, en de ster “ontbrandt”, waardoor een gele ster ontstaat zoals onze zon.
In de eerste fase van zijn leven wordt de ster aangedreven door een reeks kernfusiereacties die waterstof omzetten in helium:
de totale reactie is de omzetting van vier waterstofkernen in een helium-4-kern, die gepaard gaat met het vrijkomen van twee positronen, twee \(\gamma\) stralen en een grote hoeveelheid energie:
\
deze reacties zijn verantwoordelijk voor het grootste deel van de enorme hoeveelheid energie die vrijkomt als zonlicht en zonnewarmte. Het duurt een paar miljard jaar, afhankelijk van de grootte van de ster, om ongeveer 10% van de waterstof om te zetten in helium.
zodra grote hoeveelheden helium-4 zijn gevormd, worden ze geconcentreerd in de kern van de ster, die langzaam dichter en heter wordt. Bij een temperatuur van ongeveer 2 × 108 K beginnen de helium-4 kernen te fuseren, waardoor beryllium-8 ontstaat:
\
hoewel beryllium-8 zowel een even massagetal als een even atoomnummer heeft, heeft het ook een lage neutron-protonverhouding (en andere factoren buiten het bereik van deze tekst) die het onstabiel maakt; het ontleedt in slechts ongeveer 10-16 s. Dit is echter lang genoeg om te reageren met een derde helium-4 kern om koolstof-12 te vormen, die zeer stabiel is. Sequentiële reacties van koolstof-12 met helium-4 produceren de elementen met een even aantal protonen en neutronen tot magnesium-24:
\
Er komt zoveel energie vrij door deze reacties dat het de omringende massa van waterstof doet uitzetten, waardoor een rode reus ontstaat die ongeveer 100 keer groter is dan de oorspronkelijke gele ster.
naarmate de ster uitdijt, accumuleren zwaardere kernen in de kern, die verder samentrekt tot een dichtheid van ongeveer 50.000 g/cm3, zodat de kern nog heter wordt. Bij een temperatuur van ongeveer 7 × 108 K ondergaan koolstof-en zuurstofkernen kernfusiereacties om natrium-en siliciumkernen te produceren:
\
\
bij deze temperaturen reageert koolstof-12 met helium-4 Om een reeks reacties in gang te zetten die meer zuurstof-16, neon-20, magnesium-24 en silicium-28 produceren, evenals zwaardere nucliden zoals zwavel-32, argon-36 en calcium-40:
\
de energie die vrijkomt door deze reacties veroorzaakt een verdere expansie van de ster om een rode superreus te vormen, en de kerntemperatuur neemt gestaag toe. Bij een temperatuur van ongeveer 3 × 109 K wisselen de gevormde kernen protonen en neutronen vrij uit. Dit evenwichtsproces vormt zwaardere elementen tot ijzer-56 en nikkel-58, die de meest stabiele kernen kennen.