* 融合制限： 融合には、原子核間の静電反発を克服するために、計り知れない温度と圧力が必要です。 星がより軽い要素をより重い要素に融合するにつれて、必要な条件はますます極端になります。
* 星サイズ： 中型の星には、ヘリウムよりも重い元素を融合するために必要な温度に到達するための質量または内圧がありません。 彼らは、必要な密度にコアを絞るために重力の引っ張りを欠いています。
より重い要素はどうなりますか？
* 赤い巨大フェーズ： 中型の星が水素燃料を排出すると、赤い巨人に拡大します。これは、重い要素（炭素や酸素など）がコアの周りのシェルで生成されるが、コア自体では生成されない段階です。
* 惑星星雲： 最終的に、赤い巨人の外層が宇宙に排出され、惑星の星雲が形成されます。この星雲には、炭素、酸素、窒素などの元素が濃縮されています。
* 白いd星： 星の核は、主に炭素と酸素で構成される密集した熱い白い小人に崩壊します。
より重い星で重い要素が形成されます：
* 超新星： はるかに大きな星（私たちの太陽の数倍）には、要素を鉄まで融合するために必要な条件があります。 彼らが人生の終わりに到達すると、彼らは超新星として爆発します。 鉄よりも重い要素が作成されるのは、これらの超新星の激しい状態の範囲内です。
要約： 中型の星は宇宙の軽い要素（炭素、酸素）の豊富さに寄与しますが、より重い要素の形成には、はるかに大きな星のコアとその最終的な超新星爆発に見られる極端な条件が必要です。
