A continuación se da una breve explicación a los iconos del panel. En aquellos con varios orígenes, estos no indican necesariamente la proporción real.
Gran Explosión (Big-Bang)
Los modelos cosmológicos actuales coinciden en que el universo está en expansión acelerada. El que este en expansión indica que si seguimos la historia del cosmos hacia el pasado, toda la materia y la energía que contiene se concentraría más y más. Se deduce que el universo primitivo se hallaba en un estado de densidades y temperaturas enormes; nos encontramos con el cosmos en el estado primigenio, instante que corresponde a la Gran Explosión o Big Bang. Pasados apenas un par de minutos tras el Big Bang se formaron los primeros elementos químicos mediante determinadas reacciones termonucleares: hidrógeno (H), helio (He) y unas pequeñas trazas de litio (Li).
Estrellas de masa baja e intermedia (< 8 Mo)
Las gigantes rojas (como la que representa el icono) son estrellas muy grandes y frías. Su tamaño, que puede llegar a unos pocos cientos de veces el radio del Sol, las hace merecedoras del término gigantes y su relativamente baja temperatura, de unos escasos 3000-4000 grados kelvin, las hace aparecer como rojas a nuestros ojos. Las gigantes rojas son el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia: estrellas con masas entre aproximadamente 0.8 y 8 veces la masa del Sol. Como estas estrellas son las más numerosas y sus vidas son largas, las gigantes rojas son muy abundantes. Cuando agotan el hidrógeno (H) en su centro convirtiéndolo en helio (He), estas estrellas se transforman en gigantes rojas. A continuación, transforman el He en carbono (C). Como resultado de la combustión del H y el He, estas estrellas son una importante fuente de C y nitrógeno (N) en el universo. Pero aún más, durante las últimas fases de su evolución, en su interior se dan las condiciones para que se produzcan una buena parte de los elementos estables mas pesados que el hierro, como el circonio (Zr), bario (Ba) o plomo (Pb). Estos elementos se originan en estas estrellas mediante la captura sucesiva y lenta de neutrones por elementos del grupo del hierro (Fe). Una vez agotado el He central, las capas más exteriores son expulsadas al espacio enriqueciendo el medio interestelar en los elementos químicos creados en su interior y formando un objeto denominado nebulosa planetaria.
Supernovas
Existen dos tipos de supernovas: las gravitatorias y las termonucleares. Las supernovas son las mayores responsables del enriquecimiento químico del medio interestelar en átomos pesados, entre ellos muchos de los necesarios para la vida.
Las supernovas gravitatorias (o supernovas de tipo II) son explosiones que se producen al final de la vida de las estrellas con masa superior a unas 8 veces la masa del Sol. Estas estrellas completan todos los ciclos de reacciones nucleares con la producción de elementos del grupo del hierro. La fusión de átomos más allá de este grupo consumiría energía, de modo que la estrella entra en crisis, la energía producida por las reacciones termonucleares deja de sostener su estructura y se produce un colapso gravitatorio. Tras el colapso del núcleo estelar se produce una gran explosión. Durante esta explosión se expulsa la mayor parte de la masa original de la estrella. Esta materia esta enriquecida con los elementos químicos producidos en su interior. La gran mayoría de los elementos de la tabla periódica tienen su origen en estas supernovas.
Estas supernovas dejan tras de sí objetos compactos en forma de estrellas de neutrones o agujeros negros.
Las supernovas termonucleares (o supernovas de tipo Ia) se producen en sistemas estelares binarios en los que una de las componentes es una estrella enana blanca.
Las enanas blancas son el resultado final de la evolución de las estrellas de masa baja e intermedia. Si las estrellas del sistema binario están lo suficientemente cerca, la enana blanca puede incrementar su masa a expensas de su compañera. Cuando la acumulación de materia sobre la enana blanca se produce en las condiciones adecuadas, pueden desencadenarse las reacciones termonucleares que conducen a la explosión de la enana blanca. En esta explosión se produce más del 50% del Fe (y de los elementos del grupo del Fe) que vemos en el universo.
Fusión de estrellas de neutrones
Tras la explosión como supernova gravitatoria de las estrellas masivas (masa superior a unas 8 masas solares), el núcleo de la estrella colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones. El colapso continúa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo. Se forma entonces una estrella de neutrones. Estos objetos tienen la particularidad que cuanto mayor es su masa menor es su diámetro, pero si sobrepasa unas dos masas solares, seguiría colapsándose hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia, las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y relativamente masivos (alrededor de dos veces la masa del Sol) comprimidas en una esfera de unos 10 km de radio.
Las estrellas de neutrones se pueden encontrar como objetos aislados o en sistemas binarios. En ocasiones ocurre que dos (o más) estrellas de neutrones en un sistema estelar binario, si están lo suficientemente cercanas, pueden fusionarse en un solo objeto (normalmente un agujero negro). Durante la fusión se produce una cantidad enorme de neutrones que pueden interaccionar con núcleos atómicos. En este proceso se forman muchos de los elementos más pesados de la tabla periódica, fundamentalmente aquellos que son inestables, como el europio (Eu), oro (Au), uranio (U), o torio (Th).
Rayos cósmicos
Son partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el universo con velocidades cercanas a la de la luz. Entre esas partículas se cuentan algunos electrones, pero sobre todo se trata de núcleos de hidrógeno y helio. Durante su periplo por el medio interestelar, los rayos cósmicos pueden colisionar con núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno que forman parte de la composición química normal de éste. En estas colisiones, denominadas reacciones de spallation (astillado), se pueden producir algunos de los elementos más ligeros de la tabla periódica: el litio (Li), berilio (Be) y boro (B). Prácticamente el 100% del Be y B que observamos se producen de esta manera. Sin embargo el Li requiere de otras fuentes.
Aún no está claro el origen de los rayos cósmicos, aunque la hipótesis más firme apunta hacia las partículas emitidas en fenómenos violentos como las explosiones de supernovas o los procesos que suceden en los núcleos de algunas galaxias. Los rayos cósmicos de menos energía tienen su origen en el Sol.
Elementos artificiales (laboratorio)
Estos elementos no se producen espontáneamente en la naturaleza. Tienen su origen en el laboratorio. Son elementos inestables con tiempos de vida cortos.
Elementos radiactivos
Los elementos radiactivos son elementos formados por átomos con núcleos inestables. Estos elementos se producen en la naturaleza de manera indirecta por el decaimiento radiactivo de un núcleo inestable más pesado producido en alguno de los escenarios astrofísicos indicados anteriormente, mayoritariamente en las supernovas y la fusión de estrellas de neutrones. Los núcleos inestables emiten radiación ionizante en forma de partículas alfa, partículas beta o rayos gamma en un proceso llamado decaimiento radiactivo.