B 2 FH (wymawiane „B-2-FH”) to akronim „słynnego” artykułu astrofizycznego opublikowanego w 1957 roku: Synteza pierwiastków w gwiazdach . Po raz pierwszy wyjaśnia, w jaki sposób gwiazdy mogą syntetyzować pierwiastki chemiczne cięższe od wodoru , aż do żelaza . Ten ponad 100-stronicowy artykuł przedstawia teoretyczne podstawy nukleosyntezy gwiazd , szczegółowo opisując dziewięć podstawowych procesów zidentyfikowanych przez autorów, umożliwiając syntezę tych pierwiastków w sercu gwiazd . Akronim jest oparty na inicjałach autorów: Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , Fred Hoyle i William Fowler .
W 1939 roku niemieccy i amerykańscy naukowcy wykazali, że gwiazdy pobierają ciepło z syntezy jądrowej wodoru, procesu, w którym powstaje hel . Na następujące pierwiastki chemiczne z układu okresowego pierwiastków by wyglądał w momencie Wielkiego Wybuchu , ale obserwacje astronomiczne obalić to założenie, ponieważ elementy są nierównomiernie rozłożone w galaktykach.
B²FH zaczyna się od stwierdzenia, że Wszechświat jest początkowo „prymitywną zawiesiną wodoru” z niewielką ilością helu i litu . W grawitacyjne siły wodór, aby uzyskać wystarczająco blisko do tworzenia ciał niebieskich. Ze względu na bliskość atomów i związaną z nimi masę rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej, w wyniku których powstają tzw. „ Gwiazdy ”, w sercu których powstaje hel. Kiedy skończy się wodór, po zakończeniu tych egzotermicznych procesów, które mogą trwać miliardy lat, gwiazdy „próbują” utrzymać swoją temperaturę poprzez „spalanie” helu. W procesach tych powstają cięższe pierwiastki chemiczne: lit , beryl , bor i „głównie” węgiel . Na powierzchni gwiazdy temperatura nie jest wystarczająco wysoka, aby zainicjować te fuzje jądrowe, więc wodór jest tam obfity.
Ponieważ fuzja jądrowa helu uwalnia mniej energii, gwiazdy nie mogą utrzymać swojej temperatury wewnętrznej dłużej niż kilkaset milionów lat. Najlżejsze gwiazdy zamieniają się w białe karły , „masy stopionego węgla” . Te, które ważą około ośmiokrotnie cięższe od Słońca, przekształcają węgiel w cięższe pierwiastki chemiczne, aż do magnezu , co oszczędza im kilkaset lat. Co do masywniejszych, a przez to gorętszych gwiazd, „których wnętrze sięga kilku miliardów stopni” , spalają te pierwiastki w ciągu kilku milionów lat. Jednak nie są w stanie wyprodukować pierwiastków cięższych od żelaza ze względu na energię potrzebną do rozpoczęcia syntezy jądrowej tego pierwiastka chemicznego.
W jeszcze bardziej masywnych gwiazdach, mających co najmniej dwanaście mas Słońca, pierwiastki lżejsze od żelaza, z wyjątkiem wodoru, łączą się w ciągu jednego dnia. Serce gwiazdy to nic innego jak kawałek żelaza. Nie będąc już w stanie wspierać jądrowego spalania innych atomów, objętość gwiazdy nagle maleje z powodu braku wystarczającej ilości ciepła (jak gaz, który nagle zostaje pozbawiony dużej ilości ciepła), widząc, że jej promień zmniejsza się o dziesiątki tysięcy kilometrów za kilka sekund. Ze względu na masę, grawitacja kompresuje atomy do takiego stopnia, że odpychające siły elektrostatyczne nie mogą zapobiec fuzji elektronów i protonów . Dlatego gwiazda składa się głównie z neutronów . Ze względu na ilość zaangażowanej energii gwiazda eksploduje: staje się supernową i „świeci jaśniej niż miliardy gwiazd” . Energia kinetyczna cząstek jest tak duża, a liczba zderzeń tak duża, że w wyniku stopienia żelaza powstają nowe pierwiastki chemiczne.