Interdisciplinary study of the synthesis of the origin of the chemical elements and their role in the formation and structure of the Earth

Figure 4:
A basic scheme of the Big Bang nucleosynthesis. The
fusions (yellow arrows) happen while the Universe expands and
dilute the density of protons and neutrons. The ”bottleneck” at
A
= 5
, in which no stable nucleus exists, makes the production
of lithium difficult. The little lithium produced cannot jump to
beryllium for the same physical reason, this time the absence of
a stable nucleus at
A
= 8
, and just a residual fraction of
9
Be
is
ultimately produced. This will be the material out of which the
first generation of stars will be formed billions of years after the
Big Bang nucleosynthesis.
This estimations yields 75% hydrogen (”single” protons)
and 25% helium (fused proton
+
neutron
=
deuterium
nucleus, later combined into helium), pretty much what
observations confirm. This sets the stage for the search
of the places in which the rest of Periodic Table formed.
A recent review by Liccardo et al. [19] can be consulted
for the latest developments.
We end this part by noting that the very expansion of
the Universe is much more concrete in this context than
in any other: almost all of the primordial nucleosynthesis
essentially is hydrogen and helium, and nothing much
beyond lithium, precisely because expansion prevented
it. If the expansion had happened much more slowly, or
did not happen at all, the entire matter of the Universe
would be fusioned into iron, and we would not be here
to discuss science today.
5.2. Stellar nucleosynthesis
Stars are the natural sites for the Universe to keep on
building the Periodic Table because i) they are formed
out of the main leftovers of the Big Bang nucleosynthesis
and ii) the temperatures and densities in their interiors
are adequate to promote the fusion, without an energy
source stars would not last much, certainly not
∼
billions
of years as the Sun,but would quickly collapse and fade
away. The whole subject in its modern form was started
in a monumental paper by Burbridge, Burbridge, Fowler
and Hoyle [20], a lecture strongly recommended even
today.
A cursory inspection to Figure 3 will quickly indicate
that the stellar nucleosynthesis would be able to advance
until the elements around
A
= 56
, the “peak of iron”.
This is essentially true, although there are processes
pushing the mass limit to higher numbers. However, it is
worthwhile to emphasize to the students that the very
shape of the
E/A
curve, measured in laboratory, shows
that exothermic fusion processes in stars cannot operate
beyond this mass numbers. Let us now see how these
main elements of fusion give rise to the whole existing
variety, and afterwards how many elements much heavier
than
F e
that remain unexplained are actually produced.
The crucial ingredient for the nucleosynthesis inside a
star is the stellar mass [21,22]. In fact a ”star” is defined
as the object that has a mass enough to ignite the fusion
reactions of hydrogen in its interior. The theoretical cal-
culations and many observations of faint objects indicate
that this limit is around
0
.
08
M
for a solar composition.
Only above this threshold the central temperature will
be high enough to start the hydrogen fusion. As stated
above, around
∼
2
M
stars produce helium out of hydro-
gen, but in a more dramatic way (through the so-called
CNO cycle mentioned above), again due to the strong
dependence on the temperature of this reaction, which
in turn depends on the stellar mass. A third important
boundary for stars happens at