nucleosynteesiin

Nucleosynteesi viittaa prosesseihin, joiden aikana kevyet ydinlataukset yhdistyvät ja syntyvät raskaammat ytimet sekä uusi alkuaineiden jakauma. Se kattaa sekä varhaisen universumin nucleosynteesin että tähdissä ja niiden räjähdyksissä tapahtuvat ydinreaktiot. Ydinreaktioiden tuotokset määrittelevät nykyisen galaksiaksi ja planeettojen kemiallisen koostumuksen.

Big Bang -nucleosynteesi tapahtui maailmankauden nuorimmassa vaiheessa muutaman minuutin kuluessa alusta. Siinä muodostuivat suurimmaksi osaksi vety-1 ja helium-4 sekä pienet määrät deuterium, helium-3 ja litium-7. Prosessi rajoittui kevyimpiin ytimeen eikä ole vastuussa raskaimpien alkuaineiden runsaudesta.

Stellaarinen nucleosynteesi eli tähdissä tapahtuva synteesi kattaa useita fuusioreaktioita. H:n fuusiointi heliummaksi etenee protont-proton-ketjun tai CNO-syklin kautta. Heliumin fuusioinnin seurauksena syntyy hiiltä ja happea kolmin-alpha-reaktion tuloksena, ja jatkuvat polttokielet johtavat hiilestä neon, hapen ja magnesiumin sekä edelleen piin ja rautaan asti. Useimmat raskaat elementit syntyvät suurissa tähdissä tai niiden räjähdyksissä.

Neutronien sieppausprosessit täydentävät kuvan: s-prosessissa tapahtuu hidas neutroninsieppaus ja tuottaa monia hitaasti syntyviä nistoppeja AGB-tähdissä; r-prosessissa neutronien nopea sieppaus muodostaa raskaiden aineiden, kuten kulta- ja uraani-isotooppeja, muun muassa supernovissa tai neutronitähtien liitoksissa. P-prosessi tuottaa vähän protonorikkaiden isotooppeja gamma-aktiivisen fotodisinteesion kautta.

Nucleosynteesiin liittyy myös havaintoja galaktisten kemiallisen evoluution malleista, spektroskopiasta ja meteoriittien isotooppisista koostumuksista. Yhteenvetona nucleosynteesi selittää, miksi universumissa on eri alkuaineita ja miksi niiden suhteet määräytyvät historiallisen tähtien syntyyn ja räjähdyksiin liittyvien prosessien kautta.