Redigerer Stjerne (avsnitt)

== Kjernereaksjoner ==
{{Flere bilder
| justering   = right
| retning     = vertikal
| bredde      = 200
| bilde1      = Fusion in the Sun.svg
| bildetekst1 = Oversikt over «proton-proton»-kjeden
| bilde2      = CNO Cycle.svg
| bildetekst2 = «Karbon-nitrogen-oksygen»-kjeden
}}
{{Utdypende artikkel|Stjernenukleosyntese}}
En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhengig av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi ifølge det berømte forholdet [[Masseenergiloven|''E = mc''²]].<ref name="sunshine" />

Den viktigste kjernereaksjonen i hovedseriestjerner som for eksempel solen er omdanningen av hydrogen til helium gjennom [[proton-protonkjeden]]:<ref name="synthesis" />

:4[[Hydrogen|<sup>1</sup>H]] → 2[[Deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[nøytrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elektronvolt|eV]] + 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helium|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Disse reaksjonene kan sammenfattes som:
:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

der e<sup>+</sup> er et [[positron]], γ er et gammafoton, ν<sub>e</sub> er et [[nøytrino]] og H og He er hydrogen og helium.
Fusjonen av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av kjernetemperaturen resulterer i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen fra «bare» rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen.<ref name="aps_mss" /> Solen har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader.

I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som er [[katalysator|katalysert]] av karbon, [[CNO-syklusen]] (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen).<ref name="synthesis" />

Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10 [[solmasse]]r, kan helium omdannes til karbon gjennom [[trippel-alfaprosess]]en som benytter stoffet [[beryllium]] som et mellomsteg i reaksjonen.

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[Beryllium|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Karbon|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Som gir den totale reaksjonen:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

I enda tyngre stjerner kan enda tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennom [[neonforbrenning]] og [[oksygenforbrenning]]. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen er [[silisiumforbrenning]]en som danner den stabile [[isotop]]en [[jern|jern-56]]. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikke [[forbrenning]] i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom en [[Endoterm reaksjon|endoterm prosess]], noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps.<ref name="synthesis" />

Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og {{formatnum:62000}} ganger dens luminositet.<ref name="Woosley 2002" />

{| class="wikitable"
!valign="bottom"| Drivstoff
!valign="bottom"| Temperatur<br />(millioner Kelvin)
!valign="bottom"| Densitet<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Forbrenningstid<br />(τ i år)
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Hydrogen|H]]}}
|align="center"| 37
|align="center"| 0,0045
|align="center"| 8,1 millioner
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Helium|He]]}}
|align="center"| 188
|align="center"| 0,97
|align="center"| 1,2 millioner
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Karbon|C]]}}
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Neon|Ne]]}}
|align="center"| 1&nbsp;570
|align="center"| 3&nbsp;100
|align="center"| 0,6
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Oksygen|O]]}}
|align="center"| 1&nbsp;980
|align="center"| 5&nbsp;550
|align="center"| 1,25
|-
|align="center"| {{Kjemi|[[Svovel|S]]}}/{{Kjemi|[[Silisium|Si]]}}
|align="center"| 3&nbsp;340
|align="center"| 33&nbsp;400
|align="center"| 0,0315
|}