In effetti all'interno della struttura stellare esistono diversi tipi di processi nucleari. Quelli ai quali si fa riferimento nella domanda sono i responsabili della produzione energetica. Le stelle per brillare nel cielo così intensamente e per vivere tanto a lungo (i tempi di vita per una stella simile al sole sono dell'ordine delle decine di miliardi di anni) hanno bisogno di una fonte di energia molto efficiente.

La fusione degli elementi più leggeri del ferro garantisce questa produzione energetica. Infatti, queste reazioni sono dette esoenergetiche e rilasciano un'energia pari al difetto massa fra i reagenti e i prodotti della reazione, che si può calcolare attraverso la nota formula di Einstein E=mc². Ad esempio la fusione di due ioni di idrogeno, che produce un nucleo di deuterio e l'emissione di un elettrone e di un neutrino (p + p -> d + e+ + nu), produce un'energia per reazione pari a:

Q =(Mp+Mp-Md-Me-Mnu)c2 = 1.2 MeV

Per cui l'esistenza di una stella è caratterizzata nella sua fase di equilibrio termodinamico dall'alternarsi nel proprio centro di diverse fasi di combustione nucleare. Prima si "brucia" l'idrogeno, producendo elio, poi è la volta dell'elio, quindi il carbonio, neon, ossigeno ed infine il silicio. A questo punto nel centro della stella si sarà formato un nucleo di ferro. Le reazioni che coinvolgono elementi più pesanti del ferro necessitano di una quota di energia per essere innescate (Q<0), per questo motivo la comparsa di un nucleo di ferro determina la fine dell'esistenza di una stella come struttura in equilibrio termidinamico. Questo significa che nel nucleo delle stelle l'elemento più pesante sintezzato è il ferro.

Parallelamente, però, sono possibili altri processi nucleari, che garantiscono la nucleosintesi di tutti gli elementi presenti sulla terra. In particolare, alla fine degli anni 50 del secolo scorso Burbidge, Fowler e Hoyle e indipendentemente Cameron proposero quale spiegazione della presenza di elementi più pesanti del ferro, in due lavori fondamentali, la nucleosintesi attraverso la cattura di neutroni. La particolarità dei neutroni è che avendo carica nulla non subiscono la repulsione coulumbiana, per cui penetrano nel nucleo, quindi è possibile attraverso ripetute catture di neutroni produrre tutti gli elementi della tavola periodica. Nelle stelle si possono produrre due tipi di flussi neutronici. Il primo avviene durante la fase di equilibrio termodinamico e si genera quando negli interni stellari si attivano le reazioni 13C(alpha,n)16O e 22Ne(alpha,n)25Mg. Queste ultime garantiscono un flusso di neutroni, che per ragioni di intensità è detto lento, da cui il nome s-process (slow process). Una tipica catena di reazioni di questo tipo è:

56Fe+n->57Fe+n->58Fe+n->59Fe

che è instabile con vita media di 44 giorni e decade, trasformando un neutrone in protone ed emettendo un neutrino in 59Co. Quindi si ricomincia: 59Co+n->60Co instabile che decade in 60Ni+n->61Ni+n->62Ni+n->63Ni instabile, decade in 63Cu....

Con questo processo si riesce a giustificare la produzione di tutti gli elementi fino al 208Pb e 209Bi. Tuttavia, i nuclei sono troppo instabili per essere prodotti in questo modo. Il secondo tipo di flusso di neutroni si produce durante le esplosioni delle supernovae di tipo II, che sono stelle che esplodono dopo aver raggiunto nel centro una massa critica di ferro, che, come abbiamo visto prima, distrugge l'equilibrio termodinamico precedentemnte esistente. Durante l'esplosione grazie all'enorme quantità di energia disponibile (10^53 erg) si genera un flusso di neutroni molto veloci (r-process, dove "r" sta per rapid). Con questo genere di flusso di neutroni si riescono a produrre gli altri elementi, che sono gli attanidi dal torio all'uranio.

Per approfondire questo argomento consiglio di leggere i seguenti lavori:

Burbidge, E. M., Burbidge, G. R., Fowler, W. A. & Hoyle, F., Rev. Mod. Phys. 29, 547 (1957).

Cameron, A. G. W., Atomic Energy of Canada Ltd., CRL-41; Pub. Astr. Soc. Pacific 69, 201 (1957).