A nucleosíntese dos elementos por sucessivos estágios de fusão termonuclear termina nos elementos do grupo do ferro já que a energia de ligação por núcleon é máxima para estes elementos. Pode-se portanto entender a abundância relativa dos elementos leves em termos dos estágios de queima nuclear.
Os elementos mais pesados do que o grupo do ferro são formados
por exposição de núcleos leves a um fluxo de nêutrons,
mesmo em temperaturas moderadas. Os nêutrons, por serem
neutros, não precisam vencer a barreira Coulombiana dos íons.
Duas reações que produzem nêutrons são:
e
.
Quando um íon captura um nêutron, ele se torna um isótopo
do mesmo elemento, com uma unidade maior de massa atômica:
for estável, ele poderá capturar
um novo nêutron e assim por diante. Se o núcleo for radioativo,
ele poderá capturar um novo nêutron antes ou depois do
decaimento beta. Esta questão distingue entre as duas
cadeias principais de capturas de nêutrons:
A reação
C
N
C
O
domina a produção de nêutrons nas camadas externas,
de acordo com Roberto Gallino et al. 1998, Astrophysical Journal, 497, 338.
Durante a queima de
hélio o processo s (slow) de lenta captura de
nêutrons, produzidos nas reações com
13C, 13N e 22Ne, ocorre em estrelas
massivas, produzindo os núcleons até o chumbo. Para as estrelas de
massa entre 1 e 8 MSol um forte processo s
ocorre por interação entre as camadas que queimam hidrogênio e
hélio.
A abundância solar dos elementos s é devido à evolução química da nossa Galáxia, que mistura as perdas de massa de várias gerações de estrelas, nascidas com composições químicas diferentes e, portanto, com diferentes padrões de núcleos s gerados. Os modelos calculados com as teorias de convecção atuais têm sido inadequados para reproduzir as observações dos isótopos de CNO nas estrelas gigantes vermelhas e grãos de poeira circunstelares. Overshooting e hot bottom burning (queima na base da zona de convecção que atinge a camada queimando H no AGB de estrelas de 4 a 5 MSol) têm mostrado melhores resultados. Mas as incertezas em algumas taxas de reações nucleares também levam a incertezas nas taxas de produções de certos elementos.
Na evolução de estrelas isoladas, aproximadamente metade dos elementos mais pesados que o Fe são produzidos pelo processo s. Os elementos até A=90 são produzidos principalmente durante a queima de He e C em estrelas massivas, enquanto que a maior quantidade, com 90 < A < 204, são formados por estrelas de até 3 massas solares no AGB (Ramo Assintótico das Supergigantes). No artigo de Chiaki Kobayashi, Amanda I. Karakas e Maria Lugaro, arXiv2008.04660, de 2020, eles levam em conta a produção pelos processos s e r, para diferentes metalicidades iniciais.
Discutiremos os resultados dos modelos de evolução estelar e sua complexa nucleosíntese após concluir as condições físicas, como a perda de energia (refrigeração) por emissão de neutrinos e de áxions.