Nukleosintesis
Di antara beberapa kepentingan khusus adalah karbon, sebab pembentukannya dari He adalah leher botol di dalam proses keseluruhan. Karbon dihasilkan oleh proses tripel-alfa di semua bintang. Karbon juga merupakan unsur utama yang digunakan di dalam produksi neutron bebas pada bintang, membangkitkan proses s yang melibatkan penyerapan lambat neutron untuk menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat
daripada besi dan nikel (57Fe dan 62Ni). Karbon dan unsur lain dibentuk oleh proses ini yang juga sangat mendasar bagi kehidupan.
Produk dari nukleosintesis bintang pada umumnya disebarkan ke alam semesta melalui episode kehilangan massa dan angin bintang pada bintang yang bermassa kecil, seperti di dalam fase evolusi nebula planet, juga melalui peristiwa ledakan yang dihasilkan di dalam supernova untuk kasus bintang massif.
Bukti langsung pertama yang menunjukkan bahwa nukleosintesis muncul di dalam bintang adalah terdeteksinya teknesium di dalam atmosfer raksasa merah pada permulaan dasawarsa 1950-an, purwarupa untuk kelas bintang teknesium. Karena teknesium radioaktif, dengan waktu paro yang jauh lebih singkat daripada umur bintang, kelimpahannya harus mencerminkan penciptaannya di dalam bintang itu selama
waktu hidupnya. Tidak begitu dramatis, tetapi bukti yang sama meyakinkannya adalah terlihat dari kelimpahannya yang sangat banyak dari unsur-unsur stabil tertentu di dalam atmosfer bintang. Sebuah kasus bersejarah yang penting adalah pengamatan kelimpahan barium kira-kira 20-50 kali lebih banyak daripada yang ada pada bintang yang tak mengembang, yakni bukti
bagi terjadinya proses s pada bintang itu. Banyak bukti modern muncul di dalam komposisi isotopik debu bintang, butiran padat yang mengembun dari gas-gas bintang individual dan yang telah diekstraksi dari meteorit. Debu bintang adalah satu komponen dari debu kosmos. Komposisi isotopik yang terukur memperagakan banyak aspek dari nukleosintesis di dalam bintang, tempat berasalnya butir-butir debu bintang mengembun.
Nukleosintesis eksplosif melibatkan nukleosintesis supernova, dan menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi oleh suatu hamburan reaksi nuklir yang intensif yang biasanya berlangsung hanya dalam beberapa detik pada peristiwa ledakan inti supernova. Di dalam lingkungan supernova yang penuh ledakan, unsur-unsur antara silikon dan nikel disintesis oleh fusi yang cepat. Juga di dalam
supernova, proses lanjut nukleosintesis dapat terjadi, seperti proses r, dimana isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur yang lebih berat daripada nikel dihasilkan oleh penyerapan yang cepat dari neutron bebas yang dilepaskan ketika ledakan terjadi. Kejadian ini bertanggung jawab atas gugus alami unsur-unsur radioaktif, seperti uranium dan torium, juga isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur berat.
Nukleosintesis eksplosif terjadi terlalu cepat untuk peluruhan radioaktif untuk menaikkan jumlah neutron, sehingga ada banyak kelimpahan isotop yang sama jumlah proton dan neutronnya disintesis oleh proses alfa untuk menghasilkan nuklida-nuklida yang mengandung seluruh bilangan inti atom helium, sampai 16 (mewakili 64Ge). Nuklida-nuklida itu stabil hingga 40Ca (terbuat dari
10 inti atom helium), tetapi inti yang lebih berat dengan jumlah proton dan neutron yang sama adalah radioaktif. Bagaimanapun, proses alfa berlanjut untuk memengaruhi penciptaan isobar nuklida-nuklida ini, sekurang-kurangnya termasuk nuklida radioaktif 44Ti, 48Cr, 52Fe, 56Ni, 60Zn, dan 64Ge, yang sebagian besar di antaranya (memelihara 44Ti dan 60Zn)
diciptakan di dalam kelimpahan itu karena meluruh setelah ledakan untuk menciptakan isotop stabil yang paling melimpah dari unsur-unsur yang berpadanan pada tiap-tiap bobot atom. Dengan demikian, isotop-isotop berpadanan yang paling banyak ditemui (melimpah) dari unsur-unsur yang dihasilkan menurut cara ini adalah 48Ti, 52Cr, 56Fe, dan 64Zn. Banyak peluruhan itu
diiringi oleh pelepasan garis-garis sinar-gama yang mampu mengenali isotop yang baru saja tercipta pada saat ledakan terjadi.
Bukti yang paling meyakinkan dari nukleosintesis eksplosif di dalam supernova ditemukan pada tahun 1987 ketika garis-garis sinar-gama terdeteksi muncul dari supernova 1987 A. Garis-garis sinar gama mengenali 56Co dan 57Co, yang limit waktu paro radioaktif mereka adalah satu tahun, terbukti bahwa 56Fe dan 57Fe dihasilkan oleh induk-induk radioaktif. Astronomi nuklir ini diduga pada tahun 1969
sebagai suatu cara untuk mengonfirmasi nukleosintesis eksplosif pada unsur, dan dugaan itu memainkan peran penting di dalam perencanaan untuk Observatorium Sinar-Gama Compton milik NASA.
Bukti-bukti lain nukleosintesis eksplosif ditemukan di dalam butir-butir debu bintang yang mengembun di bagian dalam supernova ketika supernova itu mengembang dan mendingin. Butir-butir debu bindang adalah satu komponen debu kosmos. Secara khusus, radioaktif 44Ti terukur sangat melimpah di dalam butir-butir debu bintang supernova pada waktu supernova itu mengembun ketika supernova terus saja
mengembang, ini mengonfirmasi dugaan dari tahun 1975 untuk mengenali debu bintang supernova. Perbandingan keisotopan tak biasa lainnya di dalam butir-butir ini menyibak banyak aspek-aspek khusus nukleosintesis eksplosif.
Spalasi sinar kosmos menghasilkan beberapa unsur paling ringan yang hadir di alam semesta (meskipun bukan deuterium signifikan). Umum dikenal, spalasi diyakini bertanggung jawab atas dihasilkannya hampir semua 3He dan unsur-unsur litium, berilium, dan boron (beberapa litium-7 dan berilium-7 diduga telah dihasilkan pada saat Big Bang). Proses spalasi dihasilkan dari dampak sinar kosmos (terutama proton cepat) melawan medium antarbintang. Kejadian ini
menyebabkan inti-inti atom karbon serpih, nitrogen, dan oksigen hadir di dalam sinar kosmos, dan juga unsur-unsur ini ditembak oleh proton di dalam sinar kosmos. Proses yang dihasilkan di dalam unsur-unsur ringan ini (Be, B, dan Li) hadir di dalam sinar kosmos pada proporsi yang lebih tinggi daripada mereka yang hadir di dalam atmosfer matahari, padahal inti-inti atom H dan He hadir di dalam sinar kosmos dengan kelimpahan yang menyamai pada keadaan primordial satu sama lain.
Berilium dan boron tidak dihasilkan secara signifikan di dalam proses fusi bintang, karena ketakstabilan 8Be yang dibentuk dari dua inti atom 4He mencegah reaksi 2-partikel sederhana membentuk unsur-unsur ini.
Teori-teori nukleosintesis diuji dengan menghitung kelimpahan isotop dan membandingkannya dengan hasil amatan. Kelimpahan isotop biasanya dihitung dengan menghitung laju transisi antara isotop-isotop di dalam sebuah jejaring. Seringkali perhitungan ini dapat disederhanakan sebagai sebuah kendali reaksi kunci laju reaksi-reaksi lainnya.
E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics 29 (1957) 547 (di dalam Arsip Daring Jurnal Physical Review (memerlukan pendaftaran)). F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946) F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954) D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10952-6 C. E.
Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3. D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0 521 823811.