Una estrella típica comienza como una nube delgada de gas hidrógeno que, bajo la fuerza de la gravedad, se acumula en una esfera enorme y densa. Cuando la nueva estrella alcanza un cierto tamaño, se enciende un proceso llamado fusión nuclear, que genera la vasta energía de la estrella. El proceso de fusión fuerza a los átomos de hidrógeno a unirse, transformándolos en elementos más pesados como helio, carbono y oxígeno. Cuando la estrella muere después de millones o miles de millones de años, puede liberar elementos más pesados como el oro.
TL; DR (demasiado largo; No leí)
La fusión nuclear, el proceso que impulsa a todas las estrellas, crea muchos de los elementos que componen nuestro universo.
Fusión nuclear: el gran apretón
La fusión nuclear es el proceso durante el cual los núcleos atómicos se unen bajo una tremenda presión y calor para crear núcleos más pesados. Debido a que todos estos núcleos llevan una carga eléctrica positiva y las cargas similares se repelen entre sí, la fusión puede ocurrir solo cuando estas enormes fuerzas están presentes. La temperatura en el núcleo del sol, por ejemplo, es de unos 15 millones de grados Celsius (27 millones de grados Fahrenheit) y tiene una presión 250 mil millones de veces mayor que la atmósfera terrestre. El proceso libera enormes cantidades de energía, diez veces más que la fisión nuclear y diez millones de veces más que las reacciones químicas.
Evolución de una estrella
En algún momento, una estrella habrá agotado todo el hidrógeno de su núcleo, y todo se habrá convertido en helio. En esta etapa, las capas externas de la estrella se expandirán para formar lo que se conoce como gigante roja. La fusión de hidrógeno ahora se concentra en la capa de la cáscara alrededor del núcleo y, más tarde, se producirá la fusión de helio cuando la estrella comience a encogerse nuevamente y se caliente. El carbono es el resultado de la fusión nuclear entre tres átomos de helio. Cuando un cuarto átomo de helio se une a la mezcla, la reacción produce oxígeno.
Producción de elementos
Solo las estrellas más grandes pueden producir elementos más pesados. Esto se debe a que estas estrellas pueden elevar sus temperaturas más alto que las estrellas más pequeñas como nuestro Sol. Después de que el hidrógeno se agota en estas estrellas, pasan por una serie de quemaduras nucleares dependiendo de la tipos de elementos producidos, por ejemplo, quema de neón, quema de carbón, quema de oxígeno o silicio incendio. En la quema de carbono, el elemento pasa por fusión nuclear para producir neón, sodio, oxígeno y magnesio.
Cuando el neón arde, se fusiona y produce magnesio y oxígeno. El oxígeno, a su vez, produce silicio y los otros elementos que se encuentran entre el azufre y el magnesio en la tabla periódica. Estos elementos, a su vez, producen los que están cerca del hierro en la tabla periódica: cobalto, manganeso y rutenio. El hierro y otros elementos más ligeros se producen luego a través de reacciones de fusión continuas de los elementos mencionados anteriormente. También se produce la desintegración radiactiva de isótopos inestables. Una vez que se forma el hierro, la fusión nuclear en el núcleo de la estrella se detiene.
Saliendo con una explosión
Las estrellas un poco más grandes que nuestro sol explotan cuando se quedan sin energía al final de su vida. Las energías liberadas en este momento fugaz eclipsan las de toda la vida de la estrella. Estas explosiones tienen la energía para crear elementos más pesados que el hierro, como uranio, plomo y platino.