1。核融合：温度と圧力が非常に高い星のcoresでは、水素原子が融合して一連の核反応を通じてヘリウムを形成します。水素が枯渇し、星のコア温度が上昇すると、より重い要素が形成され始めます。
2。ヘリウム燃焼：星の核が主にヘリウムで構成されると、ヘリウム融合が始まります。ヘリウム原子は融合して炭素と酸素を形成します。
3。炭素燃焼：星のコアの温度が十分に高くなると、炭素燃焼が始まります。炭素原子は融合して、窒素、酸素、ネオンなどのより重い元素を形成します。
4.高度な燃焼段階：星が進化し続け、その温度が上昇するにつれて、さらなる燃焼段階が発生します。これらには、マグネシウム、シリコン、硫黄、鉄などのより重い元素を生成する酸素燃焼、ネオン燃焼、シリコン燃焼が含まれます。
5.超新星核化：大規模な星の崩壊に起因する超新星爆発は、鉄を超えたより重い元素の形成において重要な役割を果たします。超新星の間、極端な温度と圧力は、急速な中性子キャプチャプロセスが発生する中性子が豊富な環境を作り出します。これにより、Rプロセス（ラピッド中性子キャプチャプロセス）やSプロセス（遅い中性子キャプチャプロセス）などのプロセスを通じて、重元素が生成されます。 Rプロセスは、金、プラチナ、ウランなど、鉄よりも重い元素の形成に責任があります。
星内のより重い元素の形成は、複数の段階を含み、温度、圧力、および中性子密度の特定の条件を必要とする複雑なプロセスであることに注意することが重要です。さまざまな要素がさまざまなタイプの星で生成され、超新星は宇宙に見られる多くのより重い要素の創造に重要な役割を果たします。
