¿Qué elementos se pueden crear en el proceso de fusión de diferentes tipos de estrellas?

En realidad, hay varios "límites" diferentes que uno puede encontrar. De lo que todo el mundo habla es de no fusionarse con el hierro pasado. Esto proviene del hecho de que los isótopos en la vecindad de${}^{56}\mathrm{Fe}$consisten en los núcleos más estrechamente unidos. Ver Wikipedia para una discusión y algunas curvas de energía vinculante. Si está interesado en por qué hay un pico, se trata de equilibrar varias consideraciones energéticas, y puede comprender algo de la fórmula de masa semiempírica y el modelo de gota de líquido asociado del núcleo. Tenga en cuenta que esto es un ajuste empírico a una simplificación algo justificada: no abarca todo lo que sabemos sobre las fuerzas nucleares y demás. Una vez que una estrella ha fusionado nucleones en estos isótopos, ya no se puede extraer energía de una mayor fusión. Como resultado, la quema nuclear estable y sostenible ha llegado a su fin.

Sin embargo, una estrella nunca puede llegar a este punto. En general, las estrellas pasan por varias fases diferentes de la vida, caracterizadas por el combustible nuclear que queman. La historia (muy simplificada en exceso) es algo así como

$${}^1\mathrm{H} \to {}^4\mathrm{He} \to {}^{12}\mathrm{C}, {}^{16}\mathrm{O} \to \ldots \to {}^{56}\mathrm{Fe}.$$ Cuando se acaba un combustible, la estrella (o al menos su núcleo) se encoge y se calienta, lo que permite la fusión de elementos más pesados. Nuestro Sol no pasará mucho más allá de la etapa de helio; simplemente no tiene suficiente masa.

Por otro lado, las estrellas muy masivas no se limitan al hierro, al níquel y cosas por el estilo. El hecho de que una reacción sea endotérmica no significa que no pueda ocurrir. En las supernovas con colapso del núcleo, su muerte violenta hace que se creen elementos más pesados. Gran parte de esto se logra con la captura de neutrones (o alfa, si se encuentra algo de helio), por lo que es fusión, pero solo en el sentido de colisión de cosas de masa desigual . Este tipo de proceso puede producir casi cualquier elemento pesado en el universo, con cosas pasadas sobre el uranio que se somete a una fisión espontánea demasiado rápido para establecerse en las abundancias cósmicas.

Desde el punto de vista de un mecanismo estadístico, uno puede ver el objetivo de una estrella como arrojar entropía a lo largo de su vida útil. El hierro es tan estable como las cosas desde una perspectiva de entropía. Esto da como resultado el límite de fusión. La entropía que viene junto con suficiente temperatura y presión para continuar este proceso no es favorable para la continuación de la fusión más allá del hierro.

Creo que esto es cierto para todas las estrellas hasta que las cosas llegan al punto gravitacional en el que la presión de Fermi es importante para el equilibrio.