A csillagok kialakulásának előzményeiről
az Univerzum keletkezése kapcsán beszéltünk. Egy csillag
„születése” pillanatának azt tekintjük,
amikor benne megindulnak a magfúziós reakciók, azaz az elemek
szintézise. Az első lépés az ún.
hidrogén - égés folyamata, amelyet további reakciók követnek.
E. M. Burbidge, G. E. Burbidge,
W. A. Fowler és F. Hoyle elmélete (BBFH - elmélet) szerint a kémiai
elemek az alábbi főbb folyamatokban
képződnek:
I. Exoterm folyamatok:
- hidrogén égése (107
K)
- hélium égése
(108 K)
- a-
folyamat (109 K)
3 4He
®-> 12C + g
12C + 4He
®->
®16O + g
16O + 4He
®®
-> 20Ne + g
20Ne + 4He
®®->
24Mg
+ g
AX + 4He
®®->
A+4Y
- e - folyamat (4.109
K )
Ez utóbbiban legnagyobb mennyiségben
a vascsoport elemei képződnek és a csillag hőmérsékletének
megfelelő egyensúly áll be. A reakcióban
nagy energiájú fotonok és nukleonok vesznek részt (g,
p);
(g,
n); (g,a);
(a, n).
Ezek a reakciók a csillag hőmérsékletének
emelkedésével egymás után mennek végbe.
II. Neutronbefogási reakciók:
- s - folyamat (lassú neutronok
befogása)
- r - folyamat (gyors neutronok
befogása)
III. Egyéb reakciók:
- p - folyamat (protonbefogás)
- x - folyamat (D, Li, Be,
B, képződése)
- a szén égése
A hidrogén felhasználásának fontos,
és a csillag életében hosszú ideig meghatározó része a katalitikus
H-égés.
A csillagfejlődés utolsó stádiumában
(nova, szupernova) megkezdődik a vasnál nehezebb atomok
szintézise.
Vízgáz reakció