A hidrogén, deutérium és a hélium az ősrobbanás elmélet szerint rögtön az infláció után alakult ki.
A szén és annál nagyobb elemek a csillagokban keletkeznek.
Sok elmélet azt állítja, hogy a lítium-6 és lítium-7, a berillium-9, valamint a bór-10 és bór-11 is ekkor alakult ki. Ezek a primordiális elemek. A bökkenő az, hogy ezek az elemek, magas hőmérsékleten, proton gazdag környezetben nem maradnak meg, vagyis az ősrobbanás inflációjának (tágulásának) volt egy olyan hőmérsékletű szakasza, amikor keletkezhettek ugyan, de meg nem maradhattak, sőt a csillagok belsejében is ezek az elemek megsemmisülnek. Előfordulásukra sok magyarázat van, de most erre nem térnék ki.
Az születő csillagok tehát főképp hidrogénből álltak, sőt a fiatal csillagok többsége ma is abból. Ezekben a hidrogén ég el héliummá. Amikor egy hidrogénből álló égitest eléggé nagy lesz, a gravitáció összehúzza és ez két dolgot okoz.
Növekszik a belső sűrűség és a térfogati munka (csökken a térfogat) miatt nő a hőmérséklet. A növekvő hőmérséklet miatt a protonok elérik a fúzióhoz szükséges küszöbenergiát, a sűrűség növekedés miatt pedig megnő az ütközések száma. Belátható, egy dobozban hiába pattog két atommag a megfelelő sebességgel, ha sosem ütköznek össze, nem lesz reakció.
Hogy a fúzió meginduljon annak feltételeit a Lawson kritérium adja meg.
A Naphoz hasonló csillagokban három különböző folyamatban termelődik
hélium.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a5/Proton_proton_cycle.png
Ez a folyamat azért lassú, mert sok energiát termel és a hőmérséklet növekedéséből adódó nyomás ellenáll a gravitációs nyomásnak, így nem nő a sűrűség. Egy ilyen csillag, mint a Napunk évmilliárdokat tölt ebben az állapotban.
A Napunk azonban nem elég nagy csillag, a folyamat a hidrogén elfogyásával
megáll, majd Napunk ki fog hűlni.
A nagyobb csillagokban azonban a folyamat nem áll meg a hélium szintézisnél, hanem a szén és a nagyobb elemek keletkezése is megindul.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fe/Cno_cycle.png/800px-Cno_cycle.png
Fajlagosan kevesebb energia termelődik már, így az összehúzódást akadályozó energia termelés kisebb, ezért ezek a folyamatok már gyorsabban mennek. A csillag hagymahéjszerűen ég, a magban a legnagyobb elemek szilicium, magnézium, nátrium, neon, kijjebb a szén, nitrogén, oxigén, a legkülső fúziós rétegben még a hélium fúziója zajlik. Ekkor fújódnak fel a csillagok vörös óriássá.
Ha elég nagy a csillag akkor a folyamat a szilicium-28 izotópig megy, az
oxigén izotópok sorozatos hélium magokkal történő fúziója nyomán.
A folyamat egyre kevesebb energiát termel és így egyre gyorsabb lesz.
Több párhuzamos egyéb folyamat is beindul. További hélium fúzionál a szilicium-28 atomokkal, de a rendkívül magas hőmérséklet miatt szét is esnek atomok hélium atomokra és ez azokban a magokban, ahol több a neutron mint a proton (Fe56) neutron felszabadulással jár. (Fe-56 = 13He-4 + 4n)
Ezeket befogják az atomok így sokféle közbenső izotóp termelődik.
A csillagok, amelyek nem elég nagyok, ennél a folyamatnál megállnak, mert megszűnik az energia termelés, ugyanis a vas 56-os izotópja az energia minimum.
A csillag megfelelő méreténél, amikor a gravitációs nyomás kiváltotta összehúzódás során termelt térfogati munka már óriási lesz, ugyan le kellene lassulnia a folyamatnak, de van egy olyan lépés amely a legstabilabb magnál (Fe56) nagyobb energiájú magot termel, a Ni-56 izotópot, amelyből keletkezésében megelőzi az Fe-56-ot. Közben a magok egy részének hélium magokra szétesése „hűti” a csillagot, így a központi mag nem áll ellen a gravitációs nyomásnak, mert nem nő a hőmérséklet, viszont csökken a magok száma. (A keletkező hélium és neutron befogódik más magokban.) A csillag gyorsan összeomlik, miközben sok neutron termelődik, amelyeket a magok befognak. Ekkor rengeteg Ni-56-os izotóp keletkezik a Si-28-at tartalmazó a vasmagot körülvevő
héjban és a csillag hirtelen, kb egy nap alatt összehúzódik.
A Ni-56 izotóp azonban azonos számú protont és neutron tartalmaz, amely energetikailag nem kedvező és bomlik, 5 MeV energia kibocsájtás mellett a Co-56 közbeiktatódásával Fe-56 izotóppá.
Ez a folyamat a Ni-56 felezési ideje miatt késleltetve csúcsosodik ki, amely miatt a hőmérséklet megnő a már összehúzódott magban, amit rengeteg mag szétesését okozza elsősorban az képződő Fe-56 = 13He4 + 4n folyamatot előidézve. A belső nyomás hirtelen nagyobb lesz, mint amivel addig a gravitáció ellent tudott tartani. Ekkor a csillag méretétől függően több lehetséges kimenetel is van. Ha a csillag nagy, akkor összeroppan neutron csillaggá, miközben a külső rétegek ledobódnak. Ha a csillag egészen nagy, akkor fekete lyukká omlik össze. Ha nem elég nagy és a külső rétegek még gazdagok hidrogénben, akkor II típusú szupernova robbanás történik, aminek színképe gazdag hidrogénben.
Ha a csillag kicsi – bár a Napunknál többszörösen nagy , akkor a folyamat, mint az előbb említettem az Fe-56 szintézisnél megáll, a külső rétegekben pedig alacsonyabb szintű fúziónál. Csillagászok találtak olyan szinképű csillagot, amelynek külső burka valószínűleg szénből áll. Ha viszont a csillag ebben az állapotban külső anyag utánpótlást kap, akkor elérkezhet az az állapot, amikor a hirtelen sok szilicium-28 fúziónál nikkel-56-á a külső rétegekben, majd annak Fe-56–á alakulása a csillag szétrobbanását okozza, mert a tömege nem elég nagy a keletkező energia által keltett nyomással szembeni gravitációs nyomáshoz. Úgy kell elképzelni, hogy a gravitációs nyomás által keltett térfogai munka által termelt energia a Ni-56 magokba betárolódik és annak felezési ideje miatt késleltetve jelenik meg a csillag hőmérsékletében. Ez és a hőmérséklet növekedés által kiváltott disszociációja a magoknak szétveti a csillagot, ez az Ia típusú szupernova robbanás. Ez nagyjából azonos méretű csillagokban történik, hiszen egy olyanban zajlik le, amelynek fúziós folyamatai leálltak és ez az összeomlás egy bizonyos nyomásnál/méretnél következik be, vagyis a robbanás energiája nagyjából azonos, így a fényességből meg lehet becsülni a csillag távolságát. Azért különböztethetők meg jól ezek a többitől, mert hidrogénjük elfogyott, ezért hidrogén vonalak gyengék vagy nincsenek a színképben.
Ebben persze sok bizonytalanság van, az utóbbi években vitatják, hogy az Ia
típusú szupernova robbanások energiája azonos.
De most nem az asztrofizikai kérdéseket feszegetjük. Ebben a robbanásban nagyon sok neutron keletkezik hirtelen. A csillagban eddig is termelődtek a nagyobb elemek, lassú neutron befogással és béta bomlásokkal. Azonban a lassú folyamatok csak a bizmut-209-es elemig képesek termelni, mert a bizmut-210 polonium-210-é alakulva gyorsan ólom-206 és héliumra bomlik. Viszont a robbanásban olyan sok neutron termelődik, hogy a magok gyors egymásutánban fognak be neutronokat, a bizmut és a tórium közötti instabil magoknak nincs idejük az alfa bomlásra így tórium és urán, sőt magasabb elemek is képződnek. Transzuránok is képződnek, de ezek rövid felezési idejük miatt nem maradnak.
Vagyis Földünkön az uránkészlet egy valaha volt szupernova robbanás maradéka.
