Синтез на по-тежки елементи

Какво се случва, когато целият водород в ядрото на звездата се превърне в хелий? За звездите с най-малки маси (около 1/10 от масата на Слънцето) това е краят на термоядрените реакции. За звезди, подобни на Слънцето, ядрото е от хелий, но около него се е образувал водороден слой, в който условията са благоприятни за термоядрени реакции и там също се образува хелий, който потъва в ядрото, като увеличава плътността и температурата му. Когато температурата достигне 100 000 000 К, условията са благоприятни за стартиране на хелиеви реакции, при които от хелиевите ядра се синтезират ядра на въглерод и – при по-високи температури – на кислород. За по-маломасивните звезди (като Слънцето и тези с малко по- големи маси), това ще е краят на термоядрените реакции. Но за най-масивните и най-горещи звезди, термоядрените реакции продължават, докато ядрото не стане изцяло от желязо. При всички тези реакции се отделя енергия, която осигурява светенето на звездата, но за много по-кратки периоди от време, в сравнение с водородните реакции.

За образуването на елементи по-тежки от желязото (с номер 56) обаче е необходимо “поглъщането” на значителна енергия при протичане на реакцията. Затова такива елементи могат да се образуват при избухването на Свръхнови звезди.

Като обобщение може да се отбележи, че основните термоядрени реакции в ядрата на звездите са: 

■ процес на ‘горене’ на водорода, който в зависимост от температурата е: – p-p цикъл – най-важният механизъм за производство на енергия за звезди от типа на Слънцето и такива с по-малки маси, започва при T = 4 000 000 K, – CNO цикъл – ефективен при по-масивните звезди, започва при T = 15 000 000 K, доминира при T = 17 000 000 K,
■ хелиево ‘горене’ – проявява се при по-старите звезди,
■ синтез на по-тежки елементи до желязо – при най-масивните звезди,
■ синтез на елементи, по-тежки от желязото – при избухването на Свръхнови.