nukleosyntes

Nukleosyntes är de processer där nya kärnor byggs upp ur enklare kärnor och fria nukleoner i universum. Den förklarar hur väte och helium ger upphov till många grundämnen genom fusion, neutroninfångning och andra kärnkollisioner som påverkar stjärnors liv och galaxers kemiska utveckling.

Under Big Bang-nukleosyntesen bildades de lättaste elementen inom de första minuterna. Mest av allt blev väte och helium, med små mängder deuterium och litium. Dessa primära abundanser utgör grunden för universums kemi, medan tyngre element bildades senare i stjärnor och under explosiva händelser.

Stjärnornas kärnfusion producerar energi och bygger upp tyngre kärnor. I stjärnor fusioneras väte till helium via proton-protonkedjan eller CNO-cykeln. När vätet förbrukas bildas helium, som i senare faser förenas till kol och syre; i massiva stjärnor kan också neon, magnesium, silikon och andra kärnor bildas i successiva brännstadier. Denna process fortsätter tills kärnorna når järn, då energiutbytet blir ineffektivt.

Explosiva nucleosyntetiska processer inträffar i supernovor, novae och vid sammanbrott av neutronstjärnor. Snabba neutroninfångningar (r-processen) bygger upp tunga isotoper i neutronrika miljöer, medan långsammare s-processen skapar stabila isotoper i AGB-stjärnor. Dessa händelser sprider nya kärnor i interstellärt utrymme och driver kemisk evolution i galaxer.

Observationer av solens och andra stjärnors isotopinnehåll, tillsammans med analyser av meteoriter, stöder teorierna om nucleosyntes. Jämförelser mellan observerade abundanser och modeller ger insikt i galaxers ålder, stjärnors livslängd och ursprunget till vår kemiska mångfald.