Nucleossínteses

Nucluossínteses
Nucleossíntese Primordial (Formação das Estrelas)
Três minutos após o Big Bang os protões e os neutrões ligaram-se, formando os primeiros núcleos atómicos (hidrogénio-2; hélio-3; hélio-4; lítio-7; berílio-7)
Trezentos mil anos mais tarde, os núcleos ligaram-se aos electrões, formando os primeiros átomos. Com a expansão e arrefecimento da galáxia os átomos juntaram-se, formando nuvens de gás.
Um milhão de anos mais tarde, com a força gravitacional as nuvens de gás foram comprimindo e aquecendo, fazendo nascer as primeiras estrelas.
Neste processo só existe reacções de fusão.
Nucleossíntese Estelar
Reacções de fusão nas quais se geram, para além do hidrogénio e do hélio, outros elementos químicos que constituem o Universo. São estas reacções que mantêm as estrelas a temperaturas elevadas, fazendo-as brilharem.
Fase principal da vida da Estrela
Após o nascimento da estrela, iniciam-se as reacções nucleares de fusão em que formam os núcleos dos elementos leves. Chama-se coração ou núcleo da estrela, ao interior da estrela onde ocorre a fusão do hidrogénio.
Fusão do hidrogénio, originando hélio
Etapa (A)
2
Etapa (B)

Etapa (C)

O tempo de duração desta fase depende da massa da estrela. As estrelas de maior massa brilham mais mas o tempo de duração da fase principal é menor.
Gigante Vermelha
Com a diminuição da temperatura e da quantidade de hidrogénio, a zona de fusão do hidrogénio começa a avençar para o exterior.
O coração da estrela sofre uma contracção e um reaquecimento, a sua temperatura aumenta, de modo que seja possível ocorrer novas reacções nucleares:
Fusão do hélio

Fusão entre um núcleo de carbono-12 e um núcleo de hélio-4

O que se passa a seguir depende da massa da estrela.
Em estrelas com massa semelhante á do Sol ou com massa oito vezes inferior à do Sol, quando o hélio se esgota no coração das estrelas, as reacções nucleares de fusão acabam e as estrelas evoluem para anã branca.
Em estrelas com massa