Regla de Oddo-Harkins

Esta tendencia a la abundancia de elementos químicos fue informada por Giuseppe Oddo[1]​ en 1914 y William Draper Harkins[2]​ en 1917.

[3]​ Todos los átomos más grandes que el hidrógeno se forman en estrellas o supernovas mediante nucleosíntesis, cuando la gravedad, la temperatura y la presión alcanzan niveles lo suficientemente altos como para fusionar protones y neutrones.

Más tarde, después de que el nuevo núcleo se haya enfriado lo suficiente, puede capturar electrones creando una capa de electrones a su alrededor, originando un átomo completo.

Esto se debe a que la mayor parte del litio, berilio y boro del universo se produce por espalación de rayos cósmicos y no por nucleosíntesis estelar ordinaria.

Cuando se produce una fusión con núcleos cada vez más grandes, la entrada de energía se vuelve cada vez más grande y la salida de energía se vuelve cada vez más pequeña; el punto en el que estos dos potenciales se encuentran en la tabla periódica de elementos está en algún lugar entre los elementos hierro, elemento 26, y níquel, elemento 28.

Abundancias estimadas de los elementos químicos en el sistema solar. El hidrógeno y el helio, los números atómicos son 1 y 2, respectivamente, son los más abundantes, desde el Big Bang . Los siguientes tres elementos con números atómicos superiores a 2 —Li, Be y B, con números atómicos 3, 4 y 5, respectivamente— son raros porque son poco sintetizados en el Big Bang y también en las estrellas. Las dos tendencias generales en los elementos restantes producidos por las estrellas son: (1) una alternancia de abundancia en los elementos, ya sea que tengan números atómicos pares o impares (la regla de Oddo-Harkins), y (2) una disminución general de la abundancia, como elementos volverse más pesado. El hierro es especialmente común porque representa el núclido de energía mínima que se puede producir por fusión de helio en supernovas. Los elementos 43 Tecnecio (Tc) y 61 Prometio (Pm) se omiten del gráfico debido a su abundancia cósmica extremadamente baja, que está muy por debajo de los núclidos pares adyacentes.