En typisk stjärna börjar som ett tunt moln vätegas som under tyngdkraften samlas in i en stor, tät sfär. När den nya stjärnan når en viss storlek, tänds en process som heter kärnfusion och genererar stjärnans stora energi. Fusionsprocessen tvingar väteatomer samman och omvandlar dem till tyngre element såsom helium, kol och syre. När stjärnan dör efter miljoner eller miljarder år, kan den frigöra tyngre element som guld.

TL; DR (för länge, läste inte)

Kärnfusion, processen som befogenheter varje stjärna, skapar många av de element som utgör vårt universum.

Kärnfusion: The Big Squeeze

Kärnfusion är processen under vilken atomkärnor tvingas samman under enormt värme och tryck att skapa tyngre kärnor. Eftersom dessa kärnor alla bär en positiv elektrisk laddning, och som laddningar avstöter varandra, kan fusion ske endast när dessa enorma krafter är närvarande. Temperaturen vid solens kärna är till exempel ca 15 miljoner grader Celsius (27 miljoner grader Fahrenheit) och har ett tryck 250 miljarder gånger större än jordens atmosfär. Processen släpper ut stora mängder energi - tio gånger så mycket som kärnklyvning, och tio miljoner gånger så mycket som kemiska reaktioner.

Evolution of a Star

Vid en tidpunkt kommer en stjärna har använt allt väte i sin kärna, alla har blivit vända mot helium. På detta stadium kommer de yttre skikten av stjärnan att expandera för att bilda det som är känt som en röd jätte. Vätgasfusion är nu koncentrerad på skalskiktet kring kärnan och senare kommer heliumfusion att uppträda när stjärnan börjar krympa igen och blir varmare. Kol är resultatet av kärnfusion bland tre heliumatomer. När en fjärde heliumatom förenar blandningen, ger 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 stjärnorna som vår Sun can. Efter att vätgas har använts i dessa stjärnor går de igenom en rad kärnbränslen beroende på vilka typer av element som produceras, till exempel neonbränning, kolförbränning, syreförbränning eller kiselförbränning. Vid koldioxidförbränning 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 bordet. Dessa element producerar i sin tur de som är nära järn på det periodiska bordet - kobolt, mangan och rutenium. Järn och andra lättare element produceras sedan genom kontinuerliga fusionsreaktioner av ovan nämnda element. Radioaktivt förfall av instabila isotoper uppträder också. När en järn bildas, kommer kärnfusion i stjärnans kärna att sluta.

Gå ut med en bang

Stjärnor ett par gånger större än vår sol exploderar när de går slut på energi vid slutet av deras livstider. De energier som släpptes i detta flyktiga ögonblick dvärg det av stjärnans hela livstid. Dessa explosioner har energi att skapa element tyngre än järn, inklusive uran, bly och platina.