En typisk stjärna börjar som ett tunt moln av vätgas som under tyngdkraften samlas in i en enorm, tät sfär. När den nya stjärnan når en viss storlek antänds en process som kallas kärnfusion och genererar stjärnans stora energi. Fusionsprocessen tvingar väteatomer tillsammans och förvandlar dem till tyngre grundämnen som helium, kol och syre. När stjärnan dör efter miljoner eller miljarder år kan den släppa tyngre element som guld.
TL; DR (för lång; Läste inte)
Kärnfusion, processen som driver varje stjärna, skapar många av de element som utgör vårt universum.
Nuclear Fusion: The Big Squeeze
Kärnfusion är processen under vilken atomkärnor tvingas samman under enorm värme och tryck för att skapa tyngre kärnor. Eftersom alla dessa kärnor har en positiv elektrisk laddning, och liksom laddningar stöter ut varandra, kan fusion bara hända när dessa enorma krafter är närvarande. Temperaturen i solens kärna är till exempel cirka 15 miljoner grader Celsius (27 miljoner grader Fahrenheit) och har ett tryck som är 250 miljarder gånger högre än jordens atmosfär. Processen frigör enorma mängder energi - tio gånger så stor som kärnklyvning och tio miljoner gånger så mycket som kemiska reaktioner.
Evolution of a Star
Vid någon tidpunkt kommer en stjärna att ha använt allt väte i sin kärna, allt har förvandlats till helium. I detta skede expanderar stjärnans yttre lager för att bilda det som kallas en röd jätte. Vätefusion koncentreras nu till skalskiktet runt kärnan och senare kommer heliumfusion att inträffa när stjärnan börjar krympa igen och blir varmare. Kol är resultatet av kärnfusion mellan tre heliumatomer. När en fjärde heliumatom ansluter sig till blandningen producerar reaktionen syre.
Elementproduktion
Endast de större stjärnorna kan producera tyngre element. Detta beror på att dessa stjärnor kan dra upp sina temperaturer högre än de mindre stjärnor som vår sol kan. Efter att väte har använts i dessa stjärnor, går de igenom en serie kärnkraftsförbränning beroende på typer av element som produceras, till exempel neonförbränning, kolförbränning, syreförbränning eller kisel brinnande. Vid kolförbränning går elementet genom kärnfusion för att ge neon, natrium, syre och magnesium.
När neon brinner, smälter det och producerar magnesium och syre. Syre ger i sin tur kisel och de andra elementen som finns mellan svavel och magnesium i det periodiska systemet. Dessa element producerar i sin tur de som ligger nära järn på det periodiska bordet - kobolt, mangan och rutenium. Järn och andra lättare element produceras sedan genom kontinuerliga fusionsreaktioner av ovannämnda element. Radioaktivt sönderfall av instabila isotoper förekommer också. När järn väl har bildats upphör kärnfusionen i stjärnans kärna.
Går ut med en smäll
Stjärnor som är några gånger större än vår sol exploderar när de får slut på energi i slutet av sin livstid. Energierna som frigörs i detta flyktiga ögonblick dvärgar den för stjärnans hela livstid. Dessa explosioner har energi att skapa element som är tyngre än järn, inklusive uran, bly och platina.