A partir del hidrógeno y el helio hubo “saltos” a elementos que son fáciles de formar, y los elementos intermedios solo se producen por reacciones secundarias que producen cantidades mucho más pequeñas. Después del helio, los siguientes elementos que se producirán por fusión en las estrellas fueron carbono y oxígeno, y luego nitrógeno. El litio, el berilio y el boro son más fáciles de consumir que los que se producen en las reacciones de fusión, por lo que son mucho más raros. Este diagrama muestra los elementos que se forman preferentemente en los núcleos de estrellas masivas:
Este gráfico de la abundancia de elementos diferentes es un reflejo de esto:
- ¿Cuánta energía se libera cuando el hidrógeno se fusiona para producir un kilo de helio?
- Si agotáramos el petróleo de la tierra (incluido el petróleo de esquisto bituminoso), ¿cuál proporcionaría una mejor solución a largo plazo para el transporte, las celdas de combustible de hidrógeno o los autos eléctricos?
- La energía de ionización del hidrógeno es de 13,6 eV. ¿Cuánta energía se requiere para ionizar 2 g de gas hidrógeno en STP? La energía de enlace del hidrógeno es de 104 Kcal / mol
- ¿Por qué el agua (hidrógeno y oxígeno) se considera la clave de la vida cuando el carbono y el nitrógeno son tan importantes?
- ¿Es cierto que las bases voluminosas, como el ión butoxi terciario, siempre agarrarán el hidrógeno terminal y darán lugar a productos Hoffmann en la reacción de eliminación?
tenga en cuenta que la escala de abundancia es logarítmica, lo que significa que los números atómicos 6,7 y 8 son mucho más abundantes que los números atómicos 3, 4 y 5. Las líneas en zig-zag se deben al hecho de que los elementos con números pares de protones tienden a ser más estables y más fáciles de producir por fusión que los elementos impares. El calcio es el elemento más pesado que se puede construir directamente a partir de núcleos de helio, y el hierro y el níquel son los más pesados que se forman en el núcleo de una estrella.
