1. Väte (h): Detta är det vanligaste elementet i stjärnor och står för cirka 70% av deras massa. Vätesfusion är den primära energikällan för stjärnor, där vätekärnor kombineras för att bilda helium och släppa stora mängder energi.
2. Helium (han): Helium är det näst vanligaste elementet i stjärnor och utgör cirka 28% av deras massa. Det produceras genom fusion av väte och fungerar som ett "bränsle" för några senare stadier av stjärnutveckling.
3. Spårelement: Medan väte och helium dominerar innehåller stjärnor också små mängder andra element, kollektivt kallade "metaller" i astronomi. Dessa inkluderar:
* syre (O)
* kol (c)
* neon (NE)
* järn (Fe)
* kväve (n)
* kisel (SI)
* magnesium (mg)
De specifika proportionerna av dessa spårelement varierar beroende på stjärnans ålder, massa och evolutionsstadium.
Hur stjärnor bildas:
Stjärnor är födda från gigantiska moln av gas och damm som kallas nebulor. Dessa nebulor består främst av väte och helium, med mindre mängder andra element. Med tiden får tyngdkraften att dessa moln kollapsar, och materialet i mitten blir allt tätare och varmt. När kärnan når en kritisk temperatur och tryck antänds kärnfusion, släpper en enorm energi och markerar en stjärns födelse.
Evolution och tyngre elements roll:
När stjärnorna åldras fortsätter de att smälta lättare element i tyngre. Denna process leder till produktion av tyngre element som kol, kväve, syre och till och med järn. Dessa element kastas så småningom ut i rymden genom stjärnvindar och supernova -explosioner, vilket berikar det interstellära mediet med byggstenarna för kommande generationer av stjärnor och planeter.
