ZVEZDNA NUKLEOSINTEZA

• gorenje H v He: protonska verižna reakcija v središču zvezd pri 5*106 K. Počasen proces, ki traja večino življenja zvezde. • gorenje He v C in O: ko je ves H v zvezdi porabljen, se zvezda skrči, T naraste preko 108 K. V teh pogojih iz He lahko nastajajo C, O in N. • gorenje C in O: tik preden je porabljen tudi He, se zaradi dodatnega krčenja zvezde temperatura poviša na 6*108 K. S fuzijo C nastajajo Mg, Na in Ne. Pri 109 K iz O nastajajo S, P in Si. • gorenje Si: pri 109 K in naraščajoči koncentraciji Si nastajajo prvine z masnim številom vse do 56Fe. Reakcije nastajanja višjih prvin energije ne sproščajo, ampak jo potrebujejo za svoj potek. • eksplozivno gorenje v supernovah: le v supernovah se sprosti dovolj energije za sintezo prvin težjih od Fe. Težje prvine so zato izjemno redke: le vsaka milijonta zvezda postane supernova.