B 2 FH ("B-2-FH" olarak telaffuz edilir), 1957'de yayınlanan "ünlü" bir astrofizik makalenin kısaltmasıdır : Yıldızlarda Elementlerin Sentezi . Bu nasıl ilk kez açıklıyor yıldız sentezleyebilirler kimyasal elementler daha ağır hidrojen aşağı, demir . 100 sayfadan fazla olan bu makale , yazarlar tarafından belirlenen dokuz temel süreci detaylandırarak bu elementlerin yıldızların kalbinde sentezlenmesini mümkün kılarak , yıldız nükleosentezinin teorik temellerini ortaya koyuyor . Kısaltma, yazarların baş harflerine dayanmaktadır: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , Fred Hoyle ve William Fowler .
1939'da Alman ve Amerikalı bilim adamları, yıldızların ısılarını helyum oluşturan bir süreç olan hidrojenin nükleer füzyonundan aldıklarını gösterdiler . Aşağıdaki kimyasal elementler arasında elementlerin periyodik tablosunun sırasında ortaya olurdu Big Bang , ancak elemanlar eşit olmayan galaksilerde dağıtılır çünkü astronomik gözlemler, bu varsayımı yalanlandı.
B²FH, Evren'in ilk başta biraz helyum ve lityum içeren "ilkel bir hidrojen bulamacı" olduğunu iddia ederek başlar . Çekim kuvvetleri, hidrojen gök cisimlerini oluşturmak üzere yakın yeterince almak için. Atomların ve ilgili kütlenin yakınlığından dolayı nükleer füzyon süreçleri başlar ve kalbinde helyumun oluştuğu " yıldızlar " denen şeyi yaratır . Milyarlarca yıl sürebilen bu ekzotermik süreçlerin sonunda hidrojen tükendiğinde yıldızlar helyumu “yakarak” sıcaklıklarını korumaya “çalışırlar”. Bu işlemler daha ağır kimyasal elementler oluşturur: lityum , berilyum , bor ve "çoğunlukla" karbon . Yıldızın yüzeyinde sıcaklık, bu nükleer füzyonları başlatacak kadar yüksek değil, bu yüzden hidrojen orada bol miktarda bulunur.
Yana nükleer füzyon helyum bültenleri az enerji, yıldızlar yüz milyon daha uzun birkaç yıldır kendi iç sıcaklığa sahip olamazlar. En hafif yıldızlar beyaz cücelere , "erimiş karbon kütlelerine" dönüşür . Güneş'ten yaklaşık sekiz kat daha ağır olanlar, karbonu daha ağır kimyasal elementlere, magnezyuma dönüştürerek onları birkaç yüz yıl kurtarır. Daha büyük kütleli ve dolayısıyla daha sıcak olan , "içleri birkaç milyar dereceye ulaşan" yıldızlara gelince , bu elementleri birkaç milyon yıl içinde yakarlar. Ancak, bu kimyasal elementin nükleer füzyonunu başlatmak için gereken enerji nedeniyle demirden daha ağır elementler üretemezler .
En az on iki güneş kütlesine sahip daha büyük kütleli yıldızlarda, hidrojen hariç demirden daha hafif olan elementler, daha sonra bir günün uzayında birleşirler. Yıldızın kalbi bir demir parçasından başka bir şey değildir. Artık diğer atomların nükleer yanmasını destekleyemeyen yıldızın hacmi, yeterli ısı eksikliği nedeniyle (aniden çok fazla ısıdan yoksun kalan bir gaz gibi) aniden azalır ve yarıçapı on binlerce kilometre azalır. birkaç saniye içinde. İlgili kütle nedeniyle, yerçekimi atomları elektrostatik itme kuvvetlerinin elektron ve protonların kaynaşmasını engelleyemeyeceği noktaya sıkıştırır . Bu nedenle yıldız, esas olarak nötronlardan oluşur . Yıldız, içerdiği enerji miktarı nedeniyle patlar: bir süpernovaya dönüşür ve "milyarlarca yıldızdan daha parlak parlar" . Parçacıkların kinetik enerjisi o kadar büyüktür ve çarpışma sayısı o kadar yüksektir ki demirin füzyonundan yeni kimyasal elementler oluşur.