Mostra la font per a Nucleosíntesi estel·lar

{{polisèmia|nucleosíntesi}}
[[Fitxer:Nuclear energy generation.svg|lang=ca|miniatura|327x327px|Energia relativa alliberada (ε) en escala logarítmica en els processos de fusió [[Cadena protó-protó|protó-protó]] (PP), [[Cicle CNO|CNO]] i [[Procés triple-alfa|triple-α]] per a diferents temperatures (T). La línia negra mostra la generació denergia en processos combinats PP i CNO a les estrelles. Per a la temperatura del nucli solar, el procés més eficient és el PP.]]
La '''nucleosíntesi estel·lar''' és el conjunt de [[reacció nuclear|reaccions nuclears]] que tenen lloc en les [[estrella|estrelles]] per a fabricar [[Element químic|element]]s més pesats.

La nucleosíntesi estel·lar, com a teoria predictiva que és, reprodueix de manera precisa l'abundància relativa observada dels elements, així com la seva variació amb el temps i l'abundància de certs [[isòtop]]s davant d'altres. La teoria va ser inicialment proposada per [[Fred Hoyle]] en 1946,<ref name=":0">{{Cita publicación|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1093/mnras/106.5.343|título=The Synthesis of the Elements from Hydrogen|apellidos=Hoyle|nombre=F.|fecha=1946-10-01|publicación=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volumen=106|número=5|páginas=343–383|fechaacceso=2021-12-03|idioma=en|bibcode=1946MNRAS.106..343H|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/106.5.343}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20211118150309/https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1093/mnras/106.5.343 |date=2021-11-18 }}</ref> qui posteriorment la va redefinir el 1954.<ref name=":1">{{Cita publicación|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190005|título=On Nuclear Reactions Occuring in Very Hot STARS.I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel.|apellidos=Hoyle|nombre=F.|fecha=1954-09|publicación=The Astrophysical Journal Supplement Series|volumen=1|páginas=121|fechaacceso=2021-12-03|idioma=en|bibcode=1954ApJS....1..121H|issn=0067-0049|doi=10.1086/190005}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190910001535/http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190005 |date=2019-09-10 }}</ref> Hoyle també va liderar un grup d'astrònoms experimentals i teòrics compost per ell mateix, [[Margaret Burbidge|Margaret]] i [[Geoffrey Burbidge]] i [[William Alfred Fowler]], que van escriure el 1957 el famós article <math display="inline">B^2FH</math><ref name=":2">{{Cita publicación|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/RevModPhys.29.547|título=Synthesis of the Elements in Stars|apellidos=Burbidge|nombre=E. Margaret|apellidos2=Burbidge|nombre2=G. R.|fecha=1957-10-01|publicación=Reviews of Modern Physics|volumen=29|número=4|páginas=547–650|fechaacceso=2021-12-03|idioma=en|bibcode=1957RvMP...29..547B|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.29.547|apellidos3=Fowler|nombre3=William A.|apellidos4=Hoyle|nombre4=F.}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045606/https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.29.547 |date=2024-07-05 }}</ref> (conegut així per les inicials dels seus quatre autors), en el qual s'afegien a la nucleosíntesi processos relacionats amb la captura de neutrons. Aquest article es va convertir en un dels més citats al llarg de la història de l'[[astrofísica]].

Aquests processos van començar a entendre's a principis del {{segle|XX}} quan va quedar clar que solament les reaccions nuclears podien explicar la gran longevitat de la font de [[calor]] i [[llum]] del [[Sol]]. Aproximadament el 90% de l'energia produïda per les estrelles vindrà de les reaccions de [[fusió nuclear|fusió]] de l'[[hidrogen]] per a convertir-lo en [[heli]].<ref>{{cita web
 |url = https://energiacmc.wikispaces.com/Historia+de+la+energ%C3%ADa+en+el+universo#Nucleos%C3%ADntesis%20estelar
 |título = Historia de la energía en el universo
 |fechaacceso = 27 de diciembre de 2017
 |sitioweb = [[Wikispaces]]
 |cita = Mientras haya hidrógeno se producirá la fusión de núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio y esas reacciones nucleares aguantarán la presión gravitatoria de las capas externas de la estrella: el centro de la estrella aguantará.
 |urlarchivo = https://archive.today/20171227204816/https://energiacmc.wikispaces.com/Historia+de+la+energ%C3%ADa+en+el+universo?responseToken=055c868449f97ec3b11e88b8912a2734d#Nucleos%C3%ADntesis%20estelar
 |fechaarchivo = 27 de diciembre de 2017
 |archive-url = https://archive.today/20171227204816/https://energiacmc.wikispaces.com/Historia+de+la+energ%C3%ADa+en+el+universo?responseToken=055c868449f97ec3b11e88b8912a2734d#Nucleos%C3%ADntesis%20estelar
 |archive-date = 2017-12-27
}}</ref> Més del 6% de l'energia generada vindrà de la fusió de l'heli en [[carboni]]. Mentre que la resta de fases de combustió tot just si contribuiran de forma apreciable a l'energia emesa per l'estrella al llarg de tota la seva vida.

== Història ==
[[Fitxer:Arthur Stanley Eddington.jpg|miniatura|El 1920 [[Arthur Eddington]] va proposar que les estrelles obtenen la seva energia de la [[Fusió nuclear#Cadenes de reaccions astrofísiques|fusió nuclear]] de l'[[hidrogen]] per formar [[heli]] i va plantejar la possibilitat que els elements més pesats es produeixen en les estrelles]] En [[1920]], [[Arthur Eddington]], basant-se en els precisos mesuraments dels àtoms realitzats per [[Francis William Aston|F.W Aston]], va ser el primer a suggerir que les estrelles obtenien la seva energia a partir de la [[fusió nuclear]] de l'[[hidrogen]] en [[heli]], afegint la possibilitat que elements més pesats fossin alhora creats a les estrelles.<ref>{{Cita publicación|url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1920Obs....43..341E|título=The Internal Constitution of the Stars|apellidos=Eddington|nombre=A. S.|fecha=1920-09-10|publicación=The Observatory|volumen=43|número=1341|páginas=341-358|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1920Obs....43..341E|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.52.1341.233|pmid=17747682}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20211203134043/https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1920Obs....43..341E |date=2021-12-03 }}</ref><ref>{{Cita publicación|url=https://zenodo.org/record/1429642#.YaoKPZGZOUk|título=The Internal Constitution of the Stars|apellidos=EDDINGTON|nombre=A. S.|fecha=1920-09|publicación=Nature|volumen=106|número=2653|páginas=233-240|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1920Natur.106...14E|issn=0028-0836|doi=10.1038/106014a0|pmid=17747682}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20220717115105/https://zenodo.org/record/1429642#.YaoKPZGZOUk |date=2022-07-17 }}</ref><ref>{{Cita publicación|url=https://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf|título=Why the Stars Shine|apellidos=Selle|nombre=D.|fecha=Octubre 2012|publicación=Guidestar, Houston Astronomical Society|páginas=6-8|formato=PDF}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240620162133/https://astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf |date=2024-06-20 }}</ref> Aquest va ser un primer pas cap a la teoria de nucleosíntesi estel·lar. En [[1928]], [[George Gamow]] va deduir l'anomenat [[factor de Gamow]], una fórmula mecànico-quàntica que dona la probabilitat de trobar a una temperatura determinada dos nuclis prou pròxims com perquè puguin saltar-se la [[barrera coulombiana]] i aproximar-se tant l'un a l'altre que pogués efectuar-se una [[Processos nuclears|reacció nuclear]] a causa de la [[Interacció nuclear forta|força nuclear forta]], la qual només és efectiva a curtes distàncies.<ref>{{Cita libro|apellidos=Krane|nombre=K.S.|título=Modern Physics|url=https://archive.org/details/modernphysics00kran|año=1983|página=[https://archive.org/details/modernphysics00kran/page/410 410]}}</ref>

El factor de Gamow va ser usat en aquesta dècada per l'astrònom anglès [[Robert Atkinson|Atkinson]] i el físic austríac [[Fritz Houtermans|Houtermans]] i més tard pel mateix Gamow i per [[Edward Teller|Teller]] per a calcular el ritme amb el qual les reaccions nuclears es produïen a les altes temperatures existents en els interiors estel·lars.

En [[1939]], en un article titulat "''Energy Production in Stars''", el nord-americà [[Hans Bethe]] va analitzar les diferents possibilitats perquè es donés la fusió de l'hidrogen a heli.<ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrev.55.434|título=Energy Production in Stars|apellidos=Bethe|nombre=H. A.|fecha=1939-03-01|publicación=Physical Review|volumen=55|número=5|páginas=434–456|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1939PhRv...55..434B|issn=0031-899X|doi=10.1103/physrev.55.434|pmid=17835673}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045608/https://journals.aps.org/pr/abstract/10.1103/PhysRev.55.434 |date=2024-07-05 }}</ref> Va seleccionar dos processos que va creure que havien de ser la principal font d'energia de les estrelles. El primer d'ells van ser les [[cadena protó-protó|cadenes protó-protó]], que són les reaccions dominants en estrelles petites amb masses no gaire més grans que la del [[Sol]]. El segon procés va ser el [[cicle CNO|cicle carboni-nitrogen-oxigen]], el qual va ser també trobat independent i simultàniament per l'alemany [[Carl Friedrich von Weizsäcker]] en [[1938]], aquest grup de reaccions és més important en les estrelles massives de la [[seqüència principal]]<ref>{{Cita libro|título=The life and death of stars|url=https://www.worldcat.org/oclc/823230368|editorial=Cambridge University Press|fecha=2013|fechaacceso=2021-12-03|isbn=978-1-139-61222-7|oclc=823230368|nombre=Kenneth R.|apellidos=Lang|página=117}}</ref> i és igualment equivalent a la fusió de quatre protons per a formar un nucli d'heli-4. Tot i això, en cap dels dos papers s'esmenta la formació de nuclis més pesats. Aquesta teoria va venir de la mà de Fred Hoyle en 1946, qui va argumentar que una concentració de nuclis molt calents podrien conformar-se termodinàmicament com un nucli de ferro.<ref name=":0" /> El seu treball va continuar, i el 1954 va publicar un paper descrivint com en etapes avançades de fusió a l'interior d'estrelles massives podrien sintetitzar-se elements des del carbó fins al ferro.<ref name=":1" /><ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.1151167|título=Hoyle's Equation|apellidos=Clayton|nombre=Donald D.|fecha=2007-12-21|publicación=Science|volumen=318|número=5858|páginas=1876–1877|fechaacceso=2021-12-03|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1151167|pmid=18096793}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045606/https://www.science.org/doi/10.1126/science.1151167 |date=2024-07-05 }}</ref>

Més tard, van ser afegits importants detalls a la teoria de Bethe. Per exemple, va suposar un important avanç la publicació d'un rellevant [[Article B2FH|article]] en [[1957]] per [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Fowler|Fowler]] i [[Fred Hoyle|Hoyle]]. Aquest treball posterior va recollir i va refinar les investigacions anteriors en un marc coherent que va donar explicació a les diferents abundàncies dels elements.

Altres millores significatives van arribar de la mà de [[Alastair G. W. Cameron]] i [[Donald D. Clayton]]. Basant-se en els avenços dels seus predecessors, el 1957 Cameron va introduir els ordinadors per als càlculs dependents del temps en l'evolució de sistemes nuclears. D'altra banda, Clayton va calcular els primers models dependents del temps en un [[Procés-S|procés]] el 1961<ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1016/0003-4916(61)90067-7|título=Neutron capture chains in heavy element synthesis|apellidos=Clayton|nombre=D.D|apellidos2=Fowler|nombre2=W.A|fecha=1961-03|publicación=Annals of Physics|volumen=12|número=3|páginas=331–408|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1961AnPhy..12..331C|issn=0003-4916|doi=10.1016/0003-4916(61)90067-7|apellidos3=Hull|nombre3=T.E|apellidos4=Zimmerman|nombre4=B.A}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045610/https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0003491661900677?via%3Dihub |date=2024-07-05 }}</ref> i en un [[Procés-R|procés r]] el 1965,<ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1086/190111|título=Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture.|apellidos=Seeger|nombre=Philip A.|apellidos2=Fowler|nombre2=William A.|fecha=1965-02|publicación=The Astrophysical Journal Supplement Series|volumen=11|páginas=121|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1965ApJS...11..121S|issn=0067-0049|doi=10.1086/190111|apellidos3=Clayton|nombre3=Donald D.}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045610/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJS...11..121S/abstract |date=2024-07-05 }}</ref> així com la crema de [[silici]] per a la formació del nucli de [[Partícula alfa|partícules alfa]] i en el grup del ferro en 1968.<ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrevlett.20.161|título=Nucleosynthesis During Silicon Burning|apellidos=Bodansky|nombre=David|apellidos2=Clayton|nombre2=Donald D.|fecha=1968-01-22|publicación=Physical Review Letters|volumen=20|número=4|páginas=161–164|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1968PhRvL..20..161B|issn=0031-9007|doi=10.1103/physrevlett.20.161|apellidos3=Fowler|nombre3=William A.}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045609/https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.20.161 |date=2024-07-05 }}</ref><ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1086/190176|título=Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning|apellidos=Bodansky|nombre=David|apellidos2=Clayton|nombre2=Donald D.|fecha=1968-11|publicación=The Astrophysical Journal Supplement Series|volumen=16|páginas=299|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=1968ApJS...16..299B|issn=0067-0049|doi=10.1086/190176|apellidos3=Fowler|nombre3=William A.}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705045611/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJS...16..299B/abstract |date=2024-07-05 }}</ref> Clayton també va descobrir la [[cronologia radiogènica]]<ref>{{Cita publicación|url=http://dx.doi.org/10.1086/147791|título=Cosmoradiogenic Chronologies of Nucleosynthesis.|apellidos=Clayton|nombre=Donald D.|fecha=1964-02|publicación=The Astrophysical Journal|volumen=139|páginas=637|fechaacceso=2021-12-03|bibcode=Bibcode:1964ApJ...139..637C|issn=0004-637X|doi=10.1086/147791}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20240705050142/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...139..637C/abstract |date=2024-07-05 }}</ref> per determinar ledat dels elements.

== Reaccions importants ==
Les reaccions més importants en la nucleosíntesi estel·lar són: 

* Combustió de l'[[hidrogen]]: 
** La [[cadena protó-protó]]
** El [[cicle CNO]]
* Combustió de l'[[heli]]: 
** El [[procés triple-alfa]]
* Combustió de metalls: 
** [[Procés de combustió del carboni]]
** [[Procés de combustió del neó]]
** [[Procés de combustió de l'oxigen]]
** [[Procés de combustió del silici]]
* Producció d'elements més pesats que el [[ferro]]: 
** Captura de neutrons: 
*** El [[procés-R]]
*** El [[procés-S]]
** Captura de protons: 
*** El [[procés rp]]

== Combustió de metalls ==
Si a l'esgotar-se l'heli en el nucli de l'estrella, la massa de l'estrella és prou gran, el nucli serà capaç de comprimir-se i escalfar-se prou com per a emprendre la fase següent de fusió del carboni. Haurà doncs dues noves capes de fusió, una d'heli i altra d'hidrogen damunt d'aquesta. Tal com ocorria en la transformació a supergegant vermella, ara la pressió exercida per aquestes noves capes farà que la coberta externa de l'estrella s'expandeixi altra vegada. Les masses mínimes per a aquests processos no estan ben determinades, ja que es desconeixen bastant els ritmes de reacció, les [[secció eficaç|seccions eficaces]] i els ritmes d'expulsió de massa per [[vent solar]] de les estrelles més massives. L'inici de les reaccions del carboni se situen indicativament en un mínim de 8 masses solars però podria produir-se a menors masses. Es pot assegurar que amb aquesta massa s'arriba a cremar el carboni però el mínim real potser estigués entre 4 i 8. Pel que fa als altres cicles aquí les dades són més incertes, encara que es pot afirmar que una estrella de més de 12 vegades la massa del Sol hauria de passar per totes les fases de combustió possible fins a arribar al ferro. A mesura que se sumen fases de combustió s'afegeixen més capes de fusió formant una espècie de nucli amb estructura de ''ceba''. Haurien de produir-se canvis a cada fase però la del carboni és l'última que dura un temps significatiu per la qual cosa les altres etapes de combustió no canvien excessivament la constitució de l'estrella perquè ocorren tan ràpid que no dona temps a l'estrella a adaptar-se a cada nova situació. Així, l'etapa de supergegant vermella és, realment, l'última transformació significativa, després d'ella, i en ulteriors fases de combustió, l'estrella es tornarà cada vegada més inestable convertint-se, molt probablement, en una [[estrella variable|variable]] abans de la seva destinació final com [[objecte compacte]].

=== Combustió del carboni (> 8 M<sub>Sol</sub>) ===
[[Fitxer:Carbonburn.png|esquerra|Combustió del carboni]]
Acabada la fusió de l'heli el nucli torna a comprimir-se i a elevar la seva temperatura. Dels tres elements que majoritàriament componen el nucli en aquest estadi, carboni i oxigen en un 90% més una mica de neó, és el carboni el que té la temperatura de fusió més baixa, uns 600 milions de graus ('''6·10<sup>8</sup> K'''). Arribats a aquesta temperatura i a una densitat d'uns '''2×10<sup>8</sup> kg/m³''', els àtoms de carboni comencen a reaccionar entre si donant lloc a diversos elements més pesats a través d'una sèrie de canals de sortida distints. La durada d'aquesta etapa serà de l'ordre d'uns centenars d'anys podent arribar als 1.000 anys. Les reaccions més probables són les que surten en requadre en el diagrama. La del [[sodi]]-23 té un 56% d'ocurrència i la del [[neó]]-20 un 44%. Els protons i les partícules alfa emeses en sengles reaccions seran ràpidament recapturats pel carboni, l'oxigen, el neó i el mateix sodi. Aquestes reabsorcions tot just si tenen efectes energètics significatius però quant a la nucleosíntesi sí que ho són, ja que faran que el sodi no estigui present entre els elements residuals de la combustió del carboni. Pel que fa a l'oxigen, si bé es forma bastant poc, se suma al que ja s'havia format durant el procés triple alfa. Tot això farà que quedi un nucli d'oxigen-16, neó-20, magnesi-24 i algunes traces de [[silici]]-28. La composició de les cendres d'aquesta etapa és fonamentalment la següent: 
'''Fraccions de massa:''' <math>X_O \sim 0,59 \qquad X_{Ne} \sim 0,28 \qquad X_{Mg} \sim 0,05</math>

=== Fotodesintegració del neó ===
Acabat el carboni del nucli central aquest torna a contreure's fins a arribar a la temperatura de '''1,2·10⁹ K''', moment en el qual torna a detenir-se el col·lapse durant uns pocs anys, una dècada a tot estirar. A aquestes temperatures els fotons radiats pel centre del nucli són tan energètics que aconsegueixen fotodesintegrar el neó-20. Aquest procés encara que és endotèrmic (consumeix energia) aconsegueix que dels seus subproductes es derivi una altra reacció que sí que és exotèrmica. El balanç global d'ambdós processos és positiu i el resultat és que l'estrella aconsegueix sostenir-se mentre quedi neó per fotodesintegrar en el nucli..<center><math>\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O + \alpha \qquad Q = -4,73MeV</math><br />
<math>\alpha + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{24}Mg + \gamma \qquad Q = 9,31MeV</math></center>

Com es veu en les reaccions adjuntes, les cendres d'aquesta fase seran les mateixes que en l'anterior menys el neó, que s'haurà consumit. S'incrementarà la quantitat d'oxigen i magnesi alhora que segueixen creant-se noves capes de fusió. Ara, a part del nucli de combustió de neó hi ha una capa de carboni, una altra d'heli i una d'hidrogen. Els [[vent solar|vents solars]] són ja molt intensos i desprenen grans quantitats de l'hidrogen més extern poc lligat ja a l'estrella.

=== Combustió de l'oxigen ===
[[Fitxer:Oxigenburn.png|esquerra|combustió de l'oxigen]]
Finalitzada l'etapa del neó el nucli de l'estrella es torna a escalfar i contreure fins a '''1,5''' a '''2·10⁹ K''' i '''10<sup>7</sup> g/cm³''' temperatura i densitat a partir de les quals s'arriba a la ignició de l'oxigen. La reacció de fusió nuclear de l'oxigen produeix diversos canals de sortida, uns més probables que uns altres, de la mateixa manera que ocorria en la fusió del carboni. L'etapa dura uns pocs mesos, potser un any, i les seves cendres són sobretot [[silici]]-28 acompanyat de silici-30, [[sofre]]-34, [[calci]]-42 i [[titani]]-46. Molts d'aquests elements són subproductes de les reaccions amb protons, neutrons o alfes recapturats. Les tres reaccions més probables són les quals estan en requadres. Resultarà sofre-31 un 18% de les vegades [[fòsfor (element)|fòsfor]]-31 un 61% i silici-28 un 21%.

=== Fotodesintegració i combustió del silici ===
[[Fitxer:Evolved star fusion shells.svg|miniatura|Capes de combustió en una estrella agonitzant en els seus últims moments abans del col·lapse final.]]

Quan el nucli arriba als '''2,7·10⁹ K''' i '''3·10<sup>7</sup> g/cm³''' es procedeix a la incineració del silici en un conjunt de complexes reaccions que sostindran per poc més d'un dia a l'estrella. Una part del silici-28 rep l'impacte de fotons ultraenergètics que ho trenquen en altres isòtops com silici-27 o magnesi-24. En el procés es tornen a emetre gran quantitat de protons, neutrons i alfes que de seguida són recapturats cada vegada per àtoms més pesats en una aproximació asimptòtica cap al ''pic del ferro''. Així mateix, el silici també arriba a temperatures de fusió que ho duen a formar [[níquel]]-56 que posteriorment es degrada fins al [[ferro]]-56, element final a partir del qual la fusió nuclear deixa de ser una reacció rendible i exotèrmica, arribant-se a finalment l''''equilibri estadístic nuclear''' (Fe56+Ni56). Arribats a aquest punt la ja molt convulsa estrella no podrà sostenir-se més per si mateixa.
<center><math>{}^{28}Si+{}^{28}Si \rightarrow {}^{56}Ni+\gamma</math><br />
<math>{}^{56}Ni \rightarrow {}^{56}Co+e^- +\bar{\nu}_e</math><br />
<math>{}^{56}Co \rightarrow {}^{56}Fe+e^- +\bar{\nu}_e</math></center>

== Referències ==
{{referències}}
{{Processos nuclears}}
{{Estel}}
{{Autoritat}}

{{ORDENA:Nucleosintesi Estellar}}
[[Categoria:Nucleosíntesi]]