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A Via Láctea alberga mais de 400 mil milhões de estrelas, a grande maioria das quais são estrelas da sequência principal. Nesta fase, o núcleo de uma estrela funde hidrogénio em hélio, produzindo a energia que alimenta o seu brilho. O Sol — a nossa estrela da sequência principal — ilustra esta química:a sua massa consiste em hidrogénio e hélio, com apenas vestígios de elementos mais pesados.
Hidrogênio
O hidrogénio é o elemento mais abundante do Universo, representando cerca de três quartos de toda a matéria bariónica. Quando enormes nuvens de gás e poeira entram em colapso sob a gravidade, o hidrogénio dentro delas alimenta o nascimento de estrelas. Durante a fusão, os prótons se combinam para formar núcleos de hélio, enquanto elétrons, pósitrons, raios gama e neutrinos também são liberados. Os neutrinos, que mal interagem com a matéria, saem do Sol, enquanto os outros subprodutos contribuem para o aquecimento interno da estrela.
Hélio
O hélio é o segundo elemento mais comum e o principal produto da fusão do hidrogênio. Nas estrelas da sequência principal como o Sol, o hélio acumula-se no núcleo, constituindo cerca de 27% da massa do Sol.
Carbono
Uma vez esgotado o hidrogénio do núcleo, a cadeia de fusão para e o núcleo contrai-se. O aumento das temperaturas (≈200 milhões de K) desencadeia a fusão do hélio, onde três núcleos de hélio se combinam para formar um único átomo de carbono. Isto marca o início do processo triplo-alfa.
Oxigênio e outros oligoelementos
A fusão adicional de hélio pode criar oxigênio combinando quatro núcleos de hélio. Em estrelas mais massivas, fases de fusão sucessivas constroem núcleos mais pesados – silício, magnésio, sódio – embora estes elementos mais pesados representem menos de 1% da massa de uma estrela. A fusão pode produzir elementos apenas até o ferro; além disso, as estrelas devem passar por eventos catastróficos, como supernovas, para sintetizar os elementos mais pesados.
Assim, a impressão digital química da maioria das estrelas é dominada pelo hidrogénio e pelo hélio, com elementos pesados progressivamente mais raros formados em fases avançadas de fusão.
