Lebenszyklus der Sterne
Man vermutet, dass in den ersten drei Minuten der Geschichte unseres Universums Neutronen entweder in Protonen und Elektronen zerfielen oder sich mit anderen Neutronen zusammenschlossen und Deuterium (oder schweren Wasserstoff) erzeugten, das sich verbinden konnte, um Helium zu bilden. Helium-Kerne können ihrerseits teilweise verschmelzen und Lithium-Spuren (das dritte Element im Periodensystem) erzeugen. Allerdings vermutet man, dass kein schwereres Element als dieses in Folge der „Urknall“-Explosion erzeugt wurde (vergleiche Weinberg, 1988; Hawking, 1990; usw.). Als Konsequenz wird vermutet, dass der gesamte Wasserstoff und ein Großteil des Heliums umgehend nach dem „Urknall“ erzeugt wurden, während man vermutet, dass das restliche Helium durch die Verbrennung von Wasserstoff im Inneren der „Hauptreihensterne“, wie beispielsweise unsere Sonne, stetig erzeugt wurde.
Man glaubt, dass die Schwerkraft nach der „Urknall“-Explosion Rauchwolken zusammenzog und riesige Zusammenballungen von Materie formte. Die ständige Kontraktion dieser Zusammenballungen erhöhte schließlich deren Temperatur. Dies geschah auf Grund der Wechselwirkung zwischen den aufeinanderprallenden Teilchen und dem Druck, der durch die große Anziehungskraft erzeugt wurde. Als sich die Temperatur der 15-Millionen-Grad-Celsius-Marke näherte, wurden die Elektronen in den neu gebildeten Atomen abgetrennt, worauf sie einen Plasmazustand erzeugten. Die kontinuierliche Kontraktion ging weiter, bis sich die Teilchen im Plasma mit derart hohen Geschwindigkeiten bewegten, dass sie begannen, Wasserstoff zu Helium zu schmelzen, wobei sie Sterne hervorbrachten, die ausreichend Energie besaßen, um einen nach außen gerichteten Zentrifugalkraft-Stoß (Druck) zu erzeugen, der mit dem nach innen gerichteten Sog der Anziehungskraft ein Gleichgewicht bildete.
Supernovas entstehen durch die Erschöpfung der Treibstofflieferungen der Nova (des neuen Sterns).
Erst kürzlich wurde bewiesen, dass Elemente, die schwerer als Lithium sind, gegenwärtig durch den Prozess der Kernfusion in den Kernen gewaltiger Sterne (mindestens zehn Mal so groß wie unsere Sonne) in einem späten Entwicklungsstadium synthetisiert werden. Es wurde beobachtet, dass derartig gewaltige Sterne Helium zu Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Schwefel und schließlich zu Eisen verbrennen. Wenn Elemente der Eisengruppe erzeugt werden, dann kann der Prozess der Kernfusion nicht weiter fortschreiten. Es wird vermutet, dass Elemente, die schwerer als Eisen (und dessen Elementgruppe) sind, in den äußeren Hüllen von extrem riesigen Sternen oder bei der Explosion einer Nova in Form einer Supernova entstehen.
Dementsprechend wurde bewiesen, dass Sterne kosmische Öfen sind, in denen die meisten bekannten Elemente durch den Prozess der Kernfusion aus Wasserstoff und/oder Helium erzeugt werden. Gleichzeitig stammt die unglaubliche Energie der Sterne von diesem Prozess der interstellaren Nukleogenese von Elementen, der die Verquickung von Leichtelementen zu schwereren Elementen durch Kernfusion (Kernschmelze) enthält. Dieser Prozess erfordert eine Hochgeschwindigkeitskollision, die nur bei sehr hohen Temperaturen erlangt werden kann. Die Minimaltemperatur, die für die Fusion von Wasserstoff zu Helium erforderlich ist, wird auf ungefähr 5.000.000 °C geschätzt. Mit zunehmendem atomarem Gewicht des Elements, das durch die Kernfusion erzeugt wird, steigt diese Temperatur stetig auf mehrere Milliarden Grad an. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Kohlenstoff erfordert beispielsweise eine Temperatur von ungefähr einer Milliarde °C.
Das Verbrennen (Fusion) von Wasserstoff zu Helium findet fast das gesamte Sternenleben hindurch statt. Nachdem der Wasserstoff im Kern des Sterns erschöpft (zu Helium geschmolzen) ist, wandelt sich der Stern entweder in einen Roten Riesen und danach in einen Zwerg oder in einen Roten Superriesen und danach in eine Nova, wobei diese damit beginnt, Helium zu verbrennen und dieses (entsprechend seiner ursprünglichen Masse) in zunehmend schwerere Elemente zu schmelzen, bis die Eisengruppe erreicht ist. Bis zu diesem Punkt ist der Prozess der Nukleogenese von Elementen höchst exotherm (sprich, er gibt übermäßige Mengen an Energie ab). Die Bildung der Elemente der Eisengruppe ist jedoch höchst endotherm (sprich, sie erfordert den Einsatz von übermäßigen Energiemengen). Die Explosionen von Novas in Form von Supernovas resultieren aus der Erschöpfung der Treibstofflieferungen in den Kernen derartig gewaltiger Sterne und aus der Schmelzung aller dort vorhandenen Elemente zu Elementen der Eisengruppe. Es wird vermutet, dass sich während der Explosion der Supernova schwerere Kerne bilden.
Die Nukleogenese der Eisengruppe der Elemente in den inneren Kernen gewaltiger Sterne, wie beispielsweise der Nova, ist die Endstufe des Kernfusionsprozesses. Sobald diese Stufe erlangt ist, explodiert die Nova in Form einer Supernova, zertrümmert ihren Eisenkern in Stücke, die in den Weltraum fliegen und andere Himmelskörper mit dem benötigten Eisen ausstatten. Mit dieser Analyse wird der himmlische (außerirdische) Ursprung von Eisen sowohl auf der Erde als auch im Rest des Sonnensystems bestätigt (vergl. Weinberg. 1988; Hawking, 1990; usw.).