synteza pierwiastków w gwiazdach
pierwiastki są syntetyzowane w dyskretnych etapach podczas życia gwiazdy, a niektóre etapy występują tylko w najbardziej masywnych znanych gwiazdach (rysunek \(\PageIndex{2}\)). Początkowo wszystkie gwiazdy powstają w wyniku agregacji międzygwiezdnego „pyłu”, którym jest głównie Wodór. W miarę jak obłok pyłu powoli kurczy się pod wpływem przyciągania grawitacyjnego, jego gęstość osiąga ostatecznie około 100 g / cm3, a temperatura wzrasta do około 1.5 × 107 K, tworząc gęstą plazmę zjonizowanych jąder wodoru. W tym momencie zaczynają się samowystarczalne reakcje jądrowe i gwiazda „zapala się”, tworząc żółtą gwiazdę podobną do naszego Słońca.
w pierwszym etapie swojego życia gwiazda jest zasilana przez serię reakcji syntezy jądrowej, które przekształcają wodór w hel:
ogólna reakcja to konwersja czterech jąder wodoru do jądra helu-4, któremu towarzyszy uwolnienie dwóch pozytonów, dwóch promieni \(\gamma\) i dużej ilości energii:
reakcje te są odpowiedzialne za większość ogromnej ilości energii, która jest uwalniana jako światło słoneczne i ciepło słoneczne. Potrzeba kilku miliardów lat, w zależności od wielkości gwiazdy, aby przekształcić około 10% wodoru w hel.
Po uformowaniu się dużych ilości helu-4, stają się one skoncentrowane w jądrze gwiazdy, które powoli staje się gęstsze i gorętsze. W temperaturze około 2 × 108 K jądra helu-4 zaczynają się topić, wytwarzając Beryl-8:
\
chociaż Beryl-8 ma zarówno parzystą liczbę masową, jak i parzystą liczbę atomową, ma również niski stosunek neutronu do protonu (i inne czynniki wykraczające poza zakres tego tekstu), który czyni go niestabilnym; rozkłada się w ciągu zaledwie około 10-16 s. Niemniej jednak, jest to wystarczająco długo, aby reagować z trzecim jądrem helu-4, tworząc węgiel-12, który jest bardzo stabilny. Sekwencyjne reakcje węgla-12 z helem-4 wytwarzają pierwiastki o parzystej liczbie protonów i neutronów do magnez-24:
tyle energii jest uwalniane przez te reakcje, że powoduje to rozszerzenie otaczającej masy wodoru, tworząc czerwonego olbrzyma, który jest około 100 razy większy niż oryginalna żółta gwiazda.
gdy gwiazda się rozszerza, w jej jądrze gromadzą się cięższe jądra, które kurczą się dalej do gęstości około 50 000 g/cm3, więc jądro staje się jeszcze gorętsze. W temperaturze około 7 × 108 K jądra węgla i tlenu przechodzą reakcje fuzji jądrowej w celu wytworzenia jąder sodu i krzemu:
w tych temperaturach węgiel-12 reaguje z helem-4, inicjując serię reakcji, które wytwarzają więcej tlenu-16, neonu-20, magnezu-24 i krzemu-28, a także cięższych nuklidów, takich jak siarka-32, argon-36 i wapń-40:
\
energia uwolniona w wyniku tych reakcji powoduje dalszą ekspansję Gwiazdy, tworząc czerwony supergigant, a temperatura jądra stale wzrasta. W temperaturze około 3 × 109 K utworzone jądra swobodnie wymieniają protony i neutrony. Ten proces równowagi tworzy cięższe pierwiastki do żelaza-56 i niklu-58, które mają najbardziej stabilne jądra znane.