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

M
∼
8
M
. Above this
value the nuclear reactions can ignite carbon and heavier
fuels if the mass is high enough. As a consequence, the
evolution of
M >
8
M
will be very different than their
lighter cousins, and their lives will end very differently.
The lower set of masses,
0
.
08
M
< M <
8
M
are
called solar-type, are thought to ignite helium to form
carbon past their maturity, but nothing beyond that. The
reason is, again, that masses and structural conditions do
not allow the high temperatures needed to ignite carbon,
around
8
×
10
9
K
. Their lives end in a pulsational insta-
bility that ejects the outer layers (carbon, nitrogen and
oxygen due to secondary reactions) to the interstellar
medium, with a compact
white dwarf
(the former stellar
core) and
planetary nebula
as the outcome. This sequence
illustrates an important aspect of the filling of the Peri-
odic Table which in not often emphasized: in addition to
the synthesis of the elements, it is very important that
some physical process can put them into the interstellar
medium, for example, all the composition of the white
dwarf, thought to be carbon and oxygen, will remain
”locked” in this stellar corpse and for all practical effects
it will not participate in any other process after that. It
is also worth to note that even very heavy elements can
be synthesized by ”dying” low/intermediate mass stars:
the material is exposed for very long times to sources
of neutrons, which end up building masses of isotopes
with
A >
200
through the so-called
s-neutron
process
(”slow” because it proceeds over
10
4
yr
or more in the
end of the AGB stage, just before the ejection of the
stellar envelope and the formation of a white dwarf, see
below).
DOI: https://doi.org/10.1590/1806-9126-RBEF-2020-0160
Revista Brasileira de Ensino de Física, vol. 42, e20200160, 2020

---

e20200160-8
Interdisciplinary study of the synthesis of the origin of the chemical elements...
On the other hand, the fate of massive stars is quite
different and has produced the most spectacular events
registered in astronomical records: supernovae. The su-
pernova is the result of the impossibility of the star to
hold its structure when ”
F e
” is produced out of a
”
Si
”
core (the quotation marks are an indication that a lot
of complexity surrounds this last fusion, silicon is not
actually a single, unique species and iron is in fact a name
for a set of elements around the 56 mass number). At its
very end the star looks like an ”onion” with concentric
shells in which nuclear reactions are still taking place,
the lighter at the outskirts and the
”2
Si
”
→
”
F e
”
at
the center. When the conditions are extreme, the star
loses equilibrium, implodes and bounces ejecting all but
its internal
1
−
2
M
”
F e
”
core, later transformed into a
neutron star
by the action of its own gravity [21,22]. Now
all the envelope raw and synthesized material (several
solar masses) will be ejected, although the heavier iron
core will ”lock” most of the heaviest material. Table 1
shows the outcome of the massive star nucleosynthesis
(
20
M
)
case, showing in the last column the
duration
of each cycle to highlight the acceleration of the fusion
reaction rate needed to hold the structure. These pre-
dictions have been overall confirmed by observations of
young supernova remnants.
We now turn our attention to secondary products out-
side the main nuclear reactions. It is apparent that a
buildup of heavier elements can happen provided protons
or neutrons can be captured by the existing nuclei in
the interior. The first, called the
p-process
has the dis-
advantage of working against the Coulomb barrier, and
therefore is not exceedingly important. The capture of
ambient neutrons, however, does not feel this Coulomb
repulsion, and can proceed in two timescales: a long one,
in which a relatively low density of neutrons can add
mass to a nucleus
A
→
A
+ 1
over >millennia; and a
fast one in which a very high density of neutrons are
added suddenly. The first is known as
s-process
(slow)
and the second as
r-process
(rapid). In the first there is
plenty of time for the formed nucleus to decay if it is
unstable (the case of heavies in the AGB stars mentioned
above), while in the second the neutrons are added so fast
that no immediate decay is possible, and is considered a
prime candidate to reach the highest mass numbers in
the Periodic Table.
The distribution of nuclei observed in the solar neigh-
borhood is shown in Figure 5. We see that there are orders
of magnitude in the abundance of hydrogen, helium and
the rest of the elements, even the very abundant carbon,
oxygen and others. At the tail of the curve, with increas-
ing
A
more than 12 orders of magnitude difference is
present, indicating that the overall production of heavies
in Nature is very small, but nevertheless intriguing. The
nuclear structure is also important for this outcome, and
it is a consensus that some elements can be produced ex-
clusively by one or the other (
s
or
r
)
processes and some
other by the two of them. The colored lines mark the lo-
cal maxima attributed to elements exclusively produced
by the
s
and
r
processes. The very last ones (thorium,
uranium etc) are the most problematic, because until
recently no astrophysical site for the
r-process
to arrive
at such mass numbers was identified. Apparently, type
II supernovae are not enough to produce the heaviest
isotopes, but a completely different class of events have
been identified to contribute (see next section).
A figure with the outcome of the stellar life as a func-
tion of its initial mass, which determines how the end
will be, is presented below (Figure 6). The planetary
nebula contribution of light elements, the contribution
of massive stars shown in Table 1, plus many elements
also ejected in supernovae resulting from the
s
and
r
process and other secondary sources not discussed here
(for example, massive stellar winds) complete the view
of stellar nucleosynthesis.