Uma estrela típica começa como uma nuvem fina de gás hidrogênio que, sob a força da gravidade, se acumula em uma esfera enorme e densa. Quando a nova estrela atinge um certo tamanho, um processo chamado fusão nuclear é iniciado, gerando a vasta energia da estrela. O processo de fusão força os átomos de hidrogênio juntos, transformando-os em elementos mais pesados, como hélio, carbono e oxigênio. Quando a estrela morre após milhões ou bilhões de anos, ela pode liberar elementos mais pesados, como ouro.
TL; DR (muito longo; Não li)
A fusão nuclear, o processo que alimenta todas as estrelas, cria muitos dos elementos que constituem o nosso universo.
Fusão nuclear: o grande aperto
A fusão nuclear é o processo durante o qual os núcleos atômicos são forçados a se unir sob tremendo calor e pressão para criar núcleos mais pesados. Como todos esses núcleos carregam uma carga elétrica positiva, e cargas semelhantes se repelem, a fusão só pode acontecer quando essas forças enormes estão presentes. A temperatura no centro do Sol, por exemplo, é de cerca de 15 milhões de graus Celsius (27 milhões de graus Fahrenheit) e tem uma pressão 250 bilhões de vezes maior que a da atmosfera terrestre. O processo libera enormes quantidades de energia - dez vezes a da fissão nuclear e dez milhões de vezes mais do que as reações químicas.
Evolução de uma estrela
Em algum ponto, uma estrela terá esgotado todo o hidrogênio de seu núcleo, todo ele transformado em hélio. Nesse estágio, as camadas externas da estrela se expandirão para formar o que é conhecido como gigante vermelha. A fusão do hidrogênio agora está concentrada na camada de casca ao redor do núcleo e, mais tarde, a fusão do hélio ocorrerá quando a estrela começar a encolher novamente e ficar mais quente. O carbono é o resultado da fusão nuclear entre três átomos de hélio. Quando um quarto átomo de hélio se junta à mistura, a reação produz oxigênio.
Produção de Elementos
Apenas as estrelas maiores podem produzir elementos mais pesados. Isso ocorre porque essas estrelas podem elevar suas temperaturas mais altas do que as estrelas menores, como o nosso Sol. Depois que o hidrogênio é usado nessas estrelas, elas passam por uma série de queima nuclear, dependendo da tipos de elementos produzidos, por exemplo, queima de neon, queima de carbono, queima de oxigênio ou silício queimando. Na queima de carbono, o elemento passa por fusão nuclear para produzir néon, sódio, oxigênio e magnésio.
Quando o néon queima, ele se funde e produz magnésio e oxigênio. O oxigênio, por sua vez, produz silício e os outros elementos encontrados entre o enxofre e o magnésio na tabela periódica. Esses elementos, por sua vez, produzem aqueles que estão próximos do ferro na tabela periódica - cobalto, manganês e rutênio. Ferro e outros elementos mais leves são então produzidos por meio de reações de fusão contínuas pelos elementos mencionados acima. O decaimento radioativo de isótopos instáveis também ocorre. Uma vez que o ferro é formado, a fusão nuclear no núcleo da estrela é interrompida.
Saindo com um estrondo
Estrelas algumas vezes maiores que o nosso sol explodem quando ficam sem energia no final de suas vidas. As energias liberadas neste momento fugaz superam as de toda a vida da estrela. Essas explosões têm energia para criar elementos mais pesados que o ferro, incluindo urânio, chumbo e platina.