Una estrella típica comienza como una fina nube de gas de hidrógeno que, bajo la fuerza de la gravedad, se acumula en una esfera enorme y densa. Cuando la nueva estrella alcanza cierto tamaño, un proceso llamado fusión nuclear se enciende, generando la gran energía de la estrella. El proceso de fusión fuerza átomos de hidrógeno juntos, 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 tiempo; No lo leyó)

La fusión nuclear, el proceso que potencia a cada estrella, 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 un tremendo calor y presión para crear núcleos más pesados Debido a que todos estos núcleos tienen una carga eléctrica positiva, y al igual que las cargas se repelen entre sí, la fusión solo puede ocurrir cuando estas enormes fuerzas están presentes. La temperatura en el núcleo del sol, por ejemplo, es de aproximadamente 15 millones de grados Celsius (27 millones de grados Fahrenheit), y tiene una presión 250 mil millones de veces mayor que la atmósfera de la Tierra. El proceso libera enormes cantidades de energía, diez veces más que la fisión nuclear, y diez millones más que las reacciones químicas.

Evolución de una estrella

En algún momento, una estrella han usado todo el hidrógeno en su núcleo, todo se convirtió en helio. En esta etapa, las capas exteriores de la estrella se expandirán para formar lo que se conoce como un gigante rojo. La fusión del hidrógeno ahora se concentra en la capa de la cáscara alrededor del núcleo y, más tarde, se producirá la fusión del helio a medida que la estrella comienza a contraerse nuevamente y se vuelve más 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 altas que las estrellas más pequeñas como nuestro Sol. Después de que se consume hidrógeno en estas estrellas, pasan por una serie de quemaduras nucleares según los tipos de elementos producidos, por ejemplo, la quema de neones, la quema de carbón, la quema de oxígeno o la quema de silicio. En la quema de carbón, el elemento pasa por fusión nuclear para producir neón, sodio, oxígeno y magnesio.

Cuando el neón se quema, se funde 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 mediante reacciones de fusión continua mediante los elementos mencionados anteriormente. La desintegración radioactiva de los isótopos inestables también ocurre. Una vez que se forma el hierro, la fusión nuclear en el núcleo de la estrella se detiene.

Saliendo con un Bang

Las estrellas unas veces más grandes que nuestro sol explotan cuando se quedan sin energía en el fin de sus vidas. Las energías liberadas en este momento fugaz empequeñecen la de toda la vida de la estrella. Estas explosiones tienen la energía para crear elementos más pesados ​​que el hierro, incluidos el uranio, el plomo y el platino.