El hidrógeno y el helio se formaron a partir de los residuos del Big Bang, una vez que se hubo enfriado lo suficiente (unos 300.000 años más tarde de la explosión) y los primeros electrones se unieron a protones y neutrones para formar átomos de estos elementos, con una proporción de 10 a 1 respectivamente, las cuales observamos hoy en las estrellas jóvenes.
¿De dónde surgen pues el resto de elementos químicos que hoy día conocemos?
La respuesta es sencilla, pero no así fácil de entender.
Cuando por atracción gravitatoria se empiezan a concentrar átomos de hidrógeno y estos empiezan a aumentar su temperatura, aumenta la agitación de las partículas. Cuando se mueven a velocidades superiores a 1000km/s superan las fuerzas de repulsión de los protones de los núcleos, fusionándose para formar nuevos átomos mas pesados (átomos de helio).
En una estrella, se contrarrestan dos fuerzas.
Una empuja hacia el exterior, que es producida por la energía desprendida en las reacciones nucleares producidas en el núcleo de la estrella, mientras que la otra la provoca la gravedad hacia el interior.
Estas dos fuerzas están cuidadosamente equilibradas durante cierto tiempo, que puede durar millones de años, pero finalmente, empieza a haber un problema de espacio dentro de la estrella, y comienzan a crearse elementos más pesados de la tabla periódica.
Esta situación prosigue estable hasta que se forman átomos de hierro.
A partir de aquí, la temperatura interior de la estrella no es lo suficiente alta como para fusionar átomos tan pesados, por lo que se ralentiza y finalmente colapsa.
La fuerza de gravedad comprime la estrella brutalmente, formando en poco tiempo, el resto de los elementos que podemos encontrar en la Tierra (oro, uranio, mercurio...).
Estas reacciones desprenden una cantidad inmensa de energía y materia (denominada supernova), llegando a brillar incluso más que una galaxia entera.
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