La genesi degli elementi chimici

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Nell'Universo da una parte ci sono elementi, ovvero idrogeno ed elio, che sono già presenti in grandi percentuali, mentre altri sono assenti o presenti in quantità trascurabili nel gas interstellare. La presenza o meno di questi elementi dipende, essenzialmente, dalle reazioni nucleari che avvengono all'interno delle Stelle, secondo un processo chiamato nucleosintesi stellare, che può essere la diretta responsabili di tutti gli elementi fino al ferro-56, mentre gli altri vengono prodotti grazie alle esplosioni di supernove, dove le alte temperature favoriscono un ambiente più adatto alla loro formazione.
In particolare, nelle stelle più massicce che terminano la loro vita con un'esplosione di supernova (attraverso il processo di fusione del silicio, che richiede temperature di 2.7×109 K e densità di 3×1010 kg/m3), la fusione degli
elementi compresi fra silicio e nichel avviene spontaneamente dato che si tratta di un processo esoergonico, che ha inizio con la catena protone-protone e il ciclo carbonio-azoto-ossigeno, e continua con il processo alfa, quello tre alfa, i processi di fusione del carbonio, del neon, dell'ossigeno e del silicio, il processo R, S (slow neutron capture, durante il quale potrebbero creare elementi fino al bismuto) e P (rapid neutron capture).
Una volta raggiunto il limite di Chandrasekhar la fusione non può procedere ulteriormente, se non tramite processi endotermici. Perciò, sotto l'effetto della sua stessa gravità, la stella collassa, causando l'esplosione di una supernova e la formazione di una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della massa.
La supernova rilascia una enorme quantità di energia che rende possibile la formazione di nuclei più pesanti del Ferro tramite il processo di cattura rapida di neutroni, mentre strati contenenti gli elementi pesanti possono essere espulsi dalla esplosione e fornire la materia prima di elementi pesanti alle nuvole di idrogeno che poi condenseranno per formare nuove stelle e altri corpi celesti.