syntes av elementen i Stjärnor
element syntetiseras i diskreta steg under en stjärnas livstid, och vissa steg förekommer endast i de mest massiva stjärnor som är kända (figur \(\PageIndex{2}\)). Ursprungligen bildas alla stjärnor genom aggregering av interstellärt ”damm”, vilket mestadels är väte. När dammmolnet sakta dras samman på grund av gravitationsattraktion når densiteten så småningom cirka 100 g/cm3 och temperaturen ökar till cirka 1.5 107 k, som bildar en tät plasma av joniserade vätekärnor. Vid denna tidpunkt börjar självbärande kärnreaktioner, och stjärnan ”antänds” och skapar en gul stjärna som vår sol.
i den första etappen av sitt liv drivs stjärnan av en serie kärnfusionsreaktioner som omvandlar väte till helium:
den totala reaktionen är omvandlingen av fyra vätekärnor till en helium-4-kärna, som åtföljs av frisättningen av två positroner, två \(\gamma\) strålar och en hel del energi:
\
dessa reaktioner är ansvariga för det mesta av den enorma mängd energi som frigörs som solljus och solvärme. Det tar flera miljarder år, beroende på stjärnans storlek, att omvandla cirka 10% av väte till helium.
när stora mängder helium-4 har bildats koncentreras de i stjärnans kärna, som långsamt blir tätare och varmare. Vid en temperatur av ca 2 kg 108 K börjar helium-4-kärnorna att smälta och producera beryllium-8:
\
även om beryllium-8 har både ett jämnt massnummer och ett jämnt atomnummer, har det också ett lågt neutron-till-protonförhållande (och andra faktorer utanför ramen för denna text) som gör den instabil; den sönderdelas endast på cirka 10-16 s. Ändå är detta tillräckligt länge för att det ska reagera med en tredje helium-4-kärna för att bilda kol-12, vilket är mycket stabilt. Sekventiella reaktioner av kol – 12 med helium-4 producerar elementen med jämnt antal protoner och neutroner upp till magnesium-24:
\
så mycket energi frigörs av dessa reaktioner att det får den omgivande massan av väte att expandera, vilket ger en röd jätte som är cirka 100 gånger större än den ursprungliga gula stjärnan.
när stjärnan expanderar ackumuleras tyngre kärnor i sin kärna, som dras vidare till en densitet på cirka 50 000 g/cm3, så kärnan blir ännu varmare. Vid en temperatur av ca 7 kg 108 K genomgår kol-och syrekärnor kärnfusionsreaktioner för att producera natrium-och kiselkärnor:
\
\
vid dessa temperaturer reagerar kol-12 med helium-4 för att initiera en serie reaktioner som producerar mer syre-16, neon-20, magnesium-24 och kisel-28, såväl som tyngre nuklider såsom svavel-32, argon-36 och kalcium-40:
\
den energi som frigörs av dessa reaktioner orsakar en ytterligare expansion av stjärnan för att bilda en röd supergiant, och kärntemperaturen ökar stadigt. Vid en temperatur av ca 3 kg 109 K utbyter kärnorna som har bildats protoner och neutroner fritt. Denna jämviktsprocess bildar tyngre element upp till järn-56 och nickel-58, som har de mest stabila kärnorna kända.