• Protón-protón
• Ciclo del carbono CON
• Proceso triple alfa
• Nucleosíntesis estelar
  

Se han propuestos varias cadenas de reacciones nucleares para producir la fusión de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio. Las importancia de las diferentes cadenas de reacciones depende de la temperatura, así las dominantes en el centro de las estrellas muy calientes, y por ello muy masivas, son diferentes de las que dominan en el núcleo de las estrellas frías y poco masivas.

Cuando en el centro de una estrella la temperatura es del orden o inferior a los 15 millones de grados la cadena de reacciones nucleares dominante recibe el nombre de protón-protón, que comporta los siguientes procesos:

H¹ + H¹ ® H² + e⁺ + n

el neutrino, n, escapa y el positrón, e⁺ (partícula similar a un electrón excepto que tiene carga positiva), se aniquila con un electrón, e⁺ + e^-, produciendo radiación gamma ( de corta longitud de onda). El deuterio formado, H², reacciona con otro núcleo de hidrógeno dando lugar a un isótopo del helio, He³, que contiene dos protones y un neutrón, cediéndose más energía en forma de rayos gamma (g ),

H² + H¹ ® He³ + g

Finalmente dos isótopos de helio, He³, se fusionan para dar un núcleo normal de helio, He⁴, más dos núcleos de hidrógeno

He³ + He³ ® He⁴ + 2 H¹

Esta última reacción precisa que las anteriores se realicen dos veces, se utilizan seis hidrógenos y se obtiene un helio más dos hidrógenos, luego la transformación neta es que cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en uno de helio.

4 H¹ ® He⁴ + 2 e⁺ + 2 n + g (energía)

Sin embargo la masa del helio es inferior a la de cuatro hidrógenos, la diferencia de masa se transforma en energía a través del principio de equivalencia masa-energía, enunciado por Einstein

E = m c²

donde c es la velocidad de la luz, 3 x 10⁸ m/s, y m la masa que desaparece en el proceso nuclear

Para estrellas con interiores más calientes que el solar la cadena dominante recibe el nombre de ciclo del carbono, CNO. Este empieza con la fusión de un núcleo de hidrógeno con uno de carbono, después de varios pasos y con la inserción de tres núcleos más de hidrógeno se obtiene un núcleo de helio mas uno de carbono. El carbono permanece inalterable, se tiene la misma cantidad al principio que al final, pero es necesaria su presencia para que se produzca esta cadena de reacciones.

C¹² + H¹ ® N¹³ + g

N¹³ ® C¹³ + e⁺ + n _e

C¹³ + H¹ ® N¹⁴ + g

N¹⁴ + H¹ ® O¹⁵ + g

O¹⁵ ® N¹⁵ + e⁺ +n _e

N¹⁵ + H¹ ® C¹² + He⁴

El resultado neto es, C¹² + 4 H¹ ® C¹² + He⁴

Este ciclo puede empezar también con nitrógeno u oxígeno por ello se denomina el ciclo CNO y el resultado es el mismo que en la cadena protón-protón, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan para dar uno de helio.

Durante todo el periodo de fusión del hidrógeno la estrella permanece en la secuencia principal y es la etapa más larga de su vida. En la etapa de gigante roja, posterior a la secuencia principal, la temperatura del núcleo alcanza los cien millones de grados, suficientes para que comience la fusión del helio, producido en las reacciones anteriores. En este proceso de fusión, denominado triple alfa ya que tres núcleos de helio (denominados también partículas alfa) se fusionan, se obtiene carbono y oxígeno en aproximadamente la misma proporción.

He⁴ + He⁴ Û Be⁸

Be⁸ + He^{4 ®} C¹² + g

El primer paso produce un núcleo de berilio inestable que rápidamente decae en núcleos de helio sino es inmediatamente golpeado por otra partícula alfa. A la alta temperatura de fusión del helio, del orden de 10⁸ K, pueden ocurrir otros procesos que producen oxígeno, neón y magnesio, así como neutrones

C¹² + He^{4 ®} O¹⁶ + g

Los periodos de fusión nuclear alternan con otros de contracción gravitacional, con la finalidad de incrementar la temperatura central, de forma que pueda realizarse la fusión nuclear de elementos cada vez más pesados. Pero ello no ocurrirá en el Sol y en las demás estrellas de pequeña masa, ya que la contracción de éstas no consigue obtener la energía necesaria para que la temperatura alcance los 700 a 900 millones de grados requeridos para la fusión del carbono. El estudio de la formación de los elementos pesados en el interior de las estrellas recibe el nombre de nucleosíntesis estelar.

La fusión del carbono da lugar principalmente a sintetizar el magnesio y en menor proporción otros elementos como el neón, a una temperatura cercana a 6 x 10⁸ K se producen las siguientes reacciones nucleares

Sí la temperatura se eleva hasta los mil millones de grados, tiene lugar la fusión del oxígeno, en la que se sintetiza elementos tales como el silicio y el fósforo.

Durante la combustión del carbono y del oxígeno, se producen modificaciones de los parámetros estelares, y las estrellas, sin abandonar la fase de gigante o supergigante roja, se desplazan hacia la región izquierda del diagrama H-R.

Cuando aparece en el núcleo de la estrella el silicio-28, surge una competición entre formar elementos más pesados por captura de núcleos de helio y la tendencia de los núcleos pesados a romperse en otros más simples, cuando la temperatura es muy alta. En esta fase la temperatura del núcleo es de 3 x 10⁹ K, y los rayos gamma asociados a esta temperatura tienen energía suficiente para romper los núcleos, este proceso se conoce como fotodesintegración. Los núcleos de silicio-28 se pueden romper en 7 núcleos de helio-4, y un núcleo próximo que no se haya desintegrado puede capturar los núcleos de helio y formar elementos más pesados todavía. Así se puede crear el argon-36, calcio-40, titanio-44, cromio-48, hierro-52 y finalmente niquel-56

Si²⁸ + 7 He⁴ ® Ni⁵⁶ + g

Ahora surge otra complicación, el niquel-56 es inestable y rápidamente decae en cobalto-56 y este en hierro-56 que es estable. Cualquier núcleo inestable continua desintegrándose hasta que alcánza la estabilidad y el hierro-56 es el más estable de todos los núcleos. Así estos procesos conducen inevitablemente a la fabricación de hierro en el centro de la estrella.

Finalmente este núcleo de hierro de la estrella, al aumentar la temperatura, se desintegrará originando una cadena de procesos que concluirá con la explosión de la estrella en forma de supernova de tipo II, fenómeno que marca el fin de la vida de las estrellas muy masivas.