נוקליאוסינתזה כוכבית היא כינוי למנגנון הכולל מספר תהליכים גרעיניים בהם נוצרים גרעיני יסודות חדשים מיסודות קיימים. תהליך זה מתחולל באופן טבעי במהלך מחזור חייהם של הכוכבים. תהליך זה אחראי לנוכחותם היסודות מפחמן לברזל ברחבי גלקסיות, ובכללן 'שביל-החלב', בו נעשו התצפיות המאשרות הראשונות. כוכבים פועלים ככבשנים (מכאן המונח היתוך גרעיני הנרדף למיזוג גרעיני) תרמו-גרעיניים בהם מימן, ואחריו הליום, מתמזגים לגרעינים כבדים יותר, בטמפרטורות הולכות וגדלות המאפשרות זאת ככל שהרכב ליבת הכוכב מתפתח. חשיבות מיוחדת נודעת לפחמן, מאחר שהיווצרותו מהליום מהווה צוואר בקבוק בתהליך כולו. פחמן נוצר בתהליך אלפא-משולש בכל הכוכבים. פחמן הוא גם היסוד העיקרי הגורם לשחרורם של נייטרונים חופשיים בתוך כוכבים, ומאפשר בכך את תהליך-S, בו בליעה איטית של נייטרונים ממירה ברזל ליסודות הכבדים מברזל וניקל.
תוצריהם של תהליכי נוקליאוסינתזה מתפזרים, בדרך-כלל, אל תוך הגז הבין-כוכבי תוך איבוד מסה. ראיות לאירועי אובדן מסה קיימות בצורת ערפיליות פלנטריות המתקבלות בסוף התפתחותם של כוכבים קטני-מסה, וגם בסיום חייהם של כוכבים בעלי מסה של יותר משמונה מסות שמש, סיום המאופיין באירועי התפוצצות אלימים במיוחד הקרויים סופרנובות.
ההוכחה הישירה הראשונה לעובדה כי נוקליאוסינתזה מתרחשת בכוכבים הייתה התצפית האסטרונומית לפיה גז בין-כוכבי נעשה יותר ויותר מועשר עם הזמן ביסודות כבדים. כתוצאה מכך, כוכבים שנבראו ממנו מאוחר יותר בגלקסיה, נוצרו כשהחומר המרכיב אותם כולל יסודות כבדים בתפוצה רבה יותר בהשוואה לכוכבים מדורות קדומים יותר. גילויו של היסוד טכנציום באטמוספירה של כוכב מטיפוס ענק אדום ב-1952 באמצעות ספקטרוסקופיה, סיפק את העדות הראשונה לפעילות גרעינית בקרבם של כוכבים. בשל היותו רדיואקטיבי עם זמן מחצית-חיים קטן בהרבה מגילו של הכוכב, שכיחותו בזמן נתון מציינת מתי נוצר לאחרונה בכוכב זה. עדות לא פחות משכנעת למקורם הכוכבי של יסודות כבדים, היא שכיחותם הגבוהה במיוחד של יסודות יציבים מסוימים אשר התגלו באטמוספירות הכוכביות של כוכבים השייכים לענף האסימפטוטי של ענקים. העובדה שנצפות שכיחויות בריום גבוהות פי 20–50 בהשוואה לנמצא בכוכבים לא מפותחים (צעירים), מהווה עדות לקיומו של תהליך S בכוכבים מסוג זה. הוכחות מודרניות רבות לתהליך נוקליאוסינתזה כוכבית מבוססות על הרכב האיזוטופים של אבק כוכבי, המורכב מחלקיקים מוצקים שהתגבשו מהגזים של כוכבים אשר מוצו מתכולתם של מטאוריטים. אבק כוכבים מהווה מרכיב אחד של אבק קוסמי.
נוקליאוסינתזה של סופרנובה.
תהליכי נוקליאוסינתזה של סופרנובה מתחוללים רק בסביבות עתירות האנרגיה הייחודיות לכוכבים מאסיביים ביותר, בשלב הסופרנובה שלהם, ושבהם מתרכבים ונוצרים היסודות שבין צורן לניקל במצב דמוי-שיווי-משקל (כלומר, מצב של כמעט שיווי-משקל) המתפתח במהלכו של ביקוע מהיר. ניתן לדמות מצב דמוי-שיווי-משקל למצב שהוא 'כמעט שיווי-משקל', מלבד עובדת הימצאותם בשכיחות גבוהה של גרעיני 28Si בתערובת הגרעינית הלוהטת. מושג זה היה הגילוי החשוב ביותר בתאוריית הנוקליאוסינתזה של יסודות בעלי מסת-ביניים מאז מאמרו של הויל ב-1954, משום שהוא סיפק הבנה מלאה של אופן התהוותם של היסודות הכימיים השכיחים החשובים, בין צורן (A=28) לבין ניקל (A=60). מושג זה החליף את המושג השגוי של תהליך-אלפא במאמר של B2FH (קיצור שמות מחברי המאמר הנזכר לעיל), אשר טשטש בטעות את הסברו הטוב יותר של הויל מ-1954. עם זאת, אפשריים גם תהליכי נוקליאוסינתזה נוספים, בייחוד תהליך-R (תהליך מהיר) שתואר במאמר B2FH, ואשר חושב לראשונה על ידי סיגר, פאולר וקלייטון ולו מיוחסת היווצרות האיזוטופים של יסודות 'כבדים' יותר מניקל, באמצעות בליעה מהירה של נייטרונים חופשיים. היווצרותם של נייטרונים באמצעות לכידת אלקטרון אפשרית במהלך הדחיסה המהירה של ליבת כוכב סופרנובה (כלומר, בשלב סופרנובה), יחד עם צבר של גרעיני-זרע עתירי-נייטרונים, הופכת את תהליך-R לתהליך ראשוני, אף בכוכבים המורכבים ממימן והליום בלבד. תסריט זה, על אף היותו מבטיח בשל תמיכתם, בדרך-כלל, של חוקרים המתמחים בסופרנובות, עדיין זקוק לחישוב משביע-רצון לחלוטין, כזה התואם את השכיחויות המתקבלות בהסתמך על תהליך-R. עובדת היותו של תהליך-R ראשוני אושרה בידי אסטרונומים אשר צפו בכוכבים זקנים שנולדו בשלב בו שיעור המתכתיות הגלקטית היה עדיין נמוך, והיא מלמדת על כך שמתכתיות נובעת מתהליך פנימי בקרביו של כוכב. תהליך-R אחראי גם לקיומן של שרשראות טבעיות של יסודות רדיואקטיביים, דוגמת אורניום ותוריום, המסתיימות באיזוטופ יציב של עופרת, וכן לרוב האיזוטופים מרובי-הנייטרונים של כל יסוד כבד.
בתהליך-RP מתרחשת בליעה מהירה של פרוטונים ונייטרונים מהירים, אך עובדת קיומו של התהליך ותפקידו זקוקים עדיין לאישור ניסויי או תצפיתי.
נוקליאוסינתזה של סופרנובה (או התפוצצות) מתרחשת מהר מכדי שדעיכה רדיואקטיבית תספיק להקטין את מספר הנייטרונים, כך שאיזוטופים שכיחים רבים, גם אלה עם מספרי פרוטונים ונייטרונים שווים, וגם אלה עם מספרים שונים, מתרכבים בתהליך דמוי-שיווי-משקל של צורן. בתהליך זה, בעירת חמצן וצורן גורמת למיזוג גרעינים להם מספרים שווים של פרוטונים ונייטרונים על-מנת ליצור נוקלידים הבנויים מכפולות שלמות של גרעיני הליום, עד לפי 15 (כפולה היוצרת את 60Ni). נוקלידים כאלה, הבנויים מכפולות שלמות של חלקיקי-אלפא, הם יציבים לחלוטין עד ל-40Ca (מורכב מ-10 גרעיני הליום), אולם בגרעינים כבדים יותר, להם מספרים שווים של פרוטונים ושל נייטרונים, קיים אמנם קשר חזק בין הנוקליאונים, אך הם אינם יציבים. המצב דמוי-שיווי-המשקל מייצר נוקלידים איזובריים רדיואקטיביים דוגמת 44Ti, 52Cr, 56Fe, ו-56Ni, הנוצרים בשפע (מלבד 44Ti), אך דועכים לאחר ההתפוצצות, כשהם מותירים את האיזוטופ היציב ביותר של היסוד המתאים עם אותו מספר מסה. האיזוטופים השכיחים ביותר של יסודות הנוצרים בדרך זו הם 48Ti ,52Cr, ו-56Fe. התפרקויות (דעיכות) אלה מלוות בפליטה של קרני גמא מתוך הגרעין המתפרק, אשר הקווים הספקטראליים שלו יכולים לשמש לזיהוי האיזוטופ הנוצר בתהליך ההתפרקות. גילוי קווי פליטה אלה היה תוצר מוקדם חשוב של המחקר באסטרונומיית קרני-גמא.
הראיה המשכנעת ביותר לקיומה של נוקליאוסינתזה של התפוצצות בסופרנובות התקבלה ב-1987, כאשר הקווים הספקטראליים המתאימים לקרני-גמא אלה התגלו כשהם מגיעים מסופרנובה 1987A בפברואר 1987. קווי קרני-גמא אלה זיהו את נוכחותם של גרעיני 56Co ו-57Co, אשר זמני מחצית החיים שלהם מגבילים אותם להיות בני כשנה, מה שהוכיח כי מקורם של אלה הוא בקובלט-אב רדיואקטיבי. תצפית זו של אסטרונומיה גרעינית נחזתה כבר ב-1969 והיוותה ציון-דרך באישורה של תאוריית נוקליאוסינתזה מטיפוס של התפוצצות של יסודות. תחזית זו גם מילאה תפקיד חשוב בהחלטת נאס"א בבואה להקים את מצפה הכוכבים בקרני-גמא ע"ש קומפטון.
ראיות אחרות לנוקליאוסינתזה של התפוצצות מגיעות מחלקיקי אבק כוכבים אשר התגבשו בתוך סופרנובות כאשר אלה התפשטו והתקררו. עם זאת, חלקיקי אבק כוכבים הם רק מרכיב אחד של אבק קוסמי. בפרט, מדידות מלמדות כי 44Ti רדיואקטיבי נמצא בכמויות גדולות בקרב החלקיקים המרכיבים את אבק-הכוכבים בסופרנובה, בעת שאלה נדחסו במהלך התפשטותה של סופרנובה. דבר זה אישר תחזית מ-1975 בדבר זיהויו של אבק-כוכבים שמקורו בסופרנובה, אשר הפכה לחלק ממגוון החלקיקים הקדם-שמשיים (כלומר, בטרם היות השמש). יחסים לא-רגילים אחרים בין איזוטופים המצויים בחלקיקים אלה, חושפים היבטים ייחודיים של תהליכי נוקליאוסינתזה של התפוצצות.
התזה (spallation) של קרניים קוסמיות.
תהליך התזה של קרניים קוסמיות גורם להקטנת מספר המסה של חומר בין-כוכבי עקב פגיעתם של קרניים קוסמיות ויוצר כמה מבין היסודות הקלים ביותר המצויים ביקום (אם כי ללא כמות משמעותית של דאוטריום). סבורים כי תהליך זה אחראי במיוחד ליצירת כמעט כל ה-3He, והיסודות ליתיום, בריליום ובור, אם כי חלק מ-Li-7 ו-Be-7, כך נראה, נוצרו במפץ הגדול. תהליך ההתזה על ידי קרניים קוסמיות (לרוב, פרוטונים מהירים) מתרחש בתווך הבין-כוכבי. פגיעות אלה מפרקות את גרעיניהם של פחמן, חנקן וחמצן שבדרכן. כתוצאה מתהליך זה התהוו היסודות הקלים בריליום, בור וליתיום ביקום בתפוצה הגדולה בהרבה בהשוואה למצוי באטמוספירות של כוכבי-הלכת במערכת השמש. גרעיני היסודות הקלים 1H ו-4He אינם תוצרים של תהליך התזה של קרניים קוסמיות, והם נפוצים ברחבי היקום בקירוב בשיעור תפוצתם הקדמונית.
בריליום ובור אינם נוצרים בכמויות ניכרות בתהליכי מיזוג כוכביים, בשל אי-יציבותו של כל 8Be הנוצר משני גרעיני 4He.
ראיות מתצפיות וניסויים.
תאוריות בדבר תהליכי נוקליאוסינתזה נבחנות על ידי חישובן של שכיחויות של איזוטופים משיקולים תאורטיים, והשוואתן לתוצאות המתקבלות מתצפיות. שכיחויות של איזוטופים מחושבות בדרך-כלל בהתבסס על קצבי המעבר בין איזוטופים במערכת התפרקות. לעיתים קרובות ניתן לפשט חישובים אלה בהסתמך על קיומם של מספר קטן של תגובות עיקריות המווסתות את קצבן של תגובות אחרות.
ראו גם דיון בפרק העוסק בנוקליאוסינתזה כוכבית לעיל, בדבר המסקנות התצפיתיות הנזכרות שם בנוגע לטכנציום. זוהי דוגמה מדעית מרשימה גם לסימביוזה שבין תאוריה וניסוי או תצפית.
מנגנונים ותהליכים משניים.