Comstock Images/Stockbyte/Getty Images
Vintergatan är värd för mer än 400 miljarder stjärnor, varav den stora majoriteten är huvudsekvensstjärnor. I denna fas smälter en stjärnas kärna samman väte till helium, vilket producerar energin som driver dess glöd. Solen – vår egen huvudsekvensstjärna – illustrerar denna kemi:dess bulk består av väte och helium, med endast spårmängder av tyngre grundämnen.
Väte är universums mest förekommande grundämne och står för ungefär tre fjärdedelar av all baryonisk materia. När enorma moln av gas och damm kollapsar under tyngdkraften, ger vätet i dem bränsle till födelsen av stjärnor. Under fusion kombineras protoner för att bilda heliumkärnor, medan elektroner, positroner, gammastrålar och neutriner också frigörs. Neutriner, som knappt interagerar med materia, strömmar ut från solen, medan de andra biprodukterna bidrar till stjärnans inre uppvärmning.
Helium är det näst vanligaste grundämnet och den primära produkten av vätefusion. I huvudsekvensstjärnor som solen ansamlas helium i kärnan och utgör cirka 27 % av solens massa.
När kärnväte är utarmat, stannar fusionskedjan och kärnan drar ihop sig. Stigande temperaturer (≈200 miljoner K) antänder heliumfusion, där tre heliumkärnor kombineras för att bilda en enda kolatom. Detta markerar början av trippel-alfa-processen.
Ytterligare heliumfusion kan skapa syre genom att kombinera fyra heliumkärnor. I mer massiva stjärnor bygger successiva fusionsstadier tyngre kärnor – kisel, magnesium, natrium – även om dessa tyngre grundämnen representerar mindre än 1 % av en stjärnas massa. Fusion kan producera element endast upp till järn; utöver det måste stjärnor genomgå katastrofala händelser som supernovor för att syntetisera de tyngsta elementen.
Således domineras det kemiska fingeravtrycket för de flesta stjärnor av väte och helium, med allt sällsyntare tunga grundämnen som bildas i avancerade fusionsstadier.
