Zvjezdana evolucija, peti dio: Nuklearni procesi u zvijezdama
Nuklearna sila ima vrlo kratak doseg djelovanja: počinje da djeluje između dviju čestica tek kad se približe na udaljenost manju od 2∙10-15 m, na 10-15 m je najjačeg djelovanja, da bi na udaljenosti 0.5∙10-15 m postala odbojna. To je najjača sila od četiriju fundamentalnih: 100 puta jača od elektromagnetske, a 1040 puta jača od gravitacijske. Stoga, da bi mogao da se desi proces fuzije, spajanje lakših jezgara u teže (one s više nukleona), dvije jezgre atoma moraju doći na doseg nuklearnih sila. A da bi došle na taj doseg, one moraju nadvladati odbojnu silu koja dalekometnije djeluje između njih. To pak znači da se proces fuzije može dešavati na dovoljno visokoj temperaturi, kada je kinetička energija čestica dovoljna da prevlada odbojnu električnu silu. Pri reakcijama fuzije masa novonastalih čestica je nešto manja od mase čestica od kojih su nastale, a taj defekt mase pretvara se u čistu energiju iznosa Δm∙c2, koja je potrebna za uzdržavanje zvijezde do kolapsa.

U prvoj fazi razvoja zvijezde, kada je ona dosegla temperaturu u unutrašnjosti od 10 milijuna kelvina, počela je fuzija jezgara vodika u jezgre helija-4, što je proces koji se dešava sve dok se zvijezda nalazi na glavnom nizu. Protonsko-protonskim ciklusom na Suncu se svake sekunde oko 5 milijuna tona materije pretvori u energiju.

Međutim, da bi nastale teže jezgre od helija, potrebne su mnogo veće temperature. Tako, da bi se izgradile druge obične lake jezgre, npr. ugljik, dušik, neon, potrebna je temperatura od oko 100 milijuna stupnjeva. Da se izgrade magnezij, silicij, sumpor ili kalcij potrebne su temperature od oko 1000 milijuna stupnjeva, a za željezo oko 3 milijarde stupnjeva. Pitanje je, odakle tako visoke temperature? Te temperature nastaju kada se potroši u zvijezdi zaliha vodika kao nuklearnog goriva. Naime, tada ponestaje topline koja je potrebna za stvaranje tlaka koji uravnotežuje gravitacijsku težnju za samourušavanjem, pa zvijezda počinje da se steže – no prilikom tog stezanja oslobađa se gravitacijska energija pa zvijezda postaje ponovno toplija. Kada je dovoljno topla počinje druga faza razvoja zvijezde, koja se očituje fuzijom triju jezgara helija-4 u jezgru ugljika-12 uz emisiju gama zračenja.

Ovdje bismo očekivali da će se dešavati fuzija dviju jezgara helija u berilij-8. No ta jezgra Be-8 je iznimno nestabilna i raspada se nakon oko 10-14 sekundi, pa je jedini način da se stvori stabilna jezgra trostruki alfa proces, pri kojem se tri jezgre He-4 najprije stope u pobuđenu jezgru C-12, koja se oslobađa viška energije (2γ) poslije čega nastaje stabilna jezgra.

Nakon što je stvoren ugljik-12, ostali elementi nastaju mnogo lakše. Kad u središtu jezgre počne ponestajati helija, jezgra se opet malo sažme, pritom oslobađa gravitacijsku energiju koja ju još malo zagrije i započinje spajanje α-čestica sa ugljikovim jezgrama pri čemu nastaje kisik-16 a nakon toga na sličan način nastaje neon-20. Tada se oko ove središnje kugle, gdje se zbiva fuzija jezgara, nalazi vanjski omotač gdje neiscrpljeni vodik nastavlja fuziju u helij-4.

Kada se u centralnom dijelu zvijezde potroši ugljik-14, središnji dio se opet gravitacijski steže, što rezultira opet dodatnim zagrijavanjem zvijezde, pri čemu daljnjom fuzijom nastaju jezgre magnezija-24, silicija-28 itd. Ovo je treća faza razvoja zvijezde, a zvijezda je podijeljena u više slojeva: u centru se dešava nastajanje gore spomenutih jezgara, u prvoj ljuski se dešava fuzija He – C, u onoj iznad nje fuzija H – He.

Elementi većeg atomskog broja od silicija nastaju kada jezgra Si-28, Mg-24 i Ne-20 stupe u interakcije u kojima apsorbiraju ili emitiraju protone te kad se neutroni pretvaraju u protone ili obrnuto.

Kraj nukleosintetskog procesa predstavlja spajanje parova jezgare Si-28 u jezgru Fe-56 ili njemu srodne elemente, primjerice Co-56 ili Ni-56. U svim dosad opisanim procesima fuzije stapanjem lakših jezgara u teže oslobođeno je nešto energije. No kad dođemo do elemenata željezove skupine, za stapanje u teže jezgre potrebno je dodati energiju (željezo je na dnu nuklearne doline). Pri fuziji elemenata željezove skupine nema načina za oslobađanje energije pa zvijezda koja je došla u tu evolucijsku fazu razvoja ne može više računati na nuklearno gorivo.

Ipak, u unutrašnjosti zvijezde mogu nastati jezgre masa većih od mase Fe-56, procesima sporog upijanja neutrona, tzv. s – procesom. Lakše jezgre postepeno upijaju neutrone koji se neprekidno stvaraju pri nekim od procesa fuzije. To upijanje moguće je jer su neutroni električni neutralni pa lako preko (električne) energetske prepreke dolaze u doseg nuklearne sile. Svaka jezgra upija ih dok ne postane beta-minus (β-) radioaktivnom. Tim βˉ- raspadom nastaju elementi većeg atomskog broja.

Kada je riječ o običnoj zvjezdanoj nukleosintezi, stvaranje Fe-56 je kraj procesa, a i to se dešava kod veoma masivnih zvijezda. Mnoge zvijezde (npr. Sunce) dovoljno su masivne da stvore samo ugljik, a mnoge manje ne idu dalje od H – He fuzijskog ciklusa.

Sva ova zbivanja u središtu zvijezde imaju pak veliki utjecaj na vanjske slojeve, pa zvijezda tokom svojih različitih faza nukleosinteze mijenja drastično svoj vanjski izgled, što je najuzbudljiviji dio priče o zvjezdanoj evoluciji.