נוקליאוסינתזה

בפיזיקה גרעינית, נוקליאוסינתזה (מילולית: הרכבת-גרעינים) היא תאוריה מדעית המסבירה תהליכים ראשוניים שבהם נוצרים גרעיני אטומים חדשים, הן מנוקליאונים קיימים, בעיקר פרוטונים ונייטרונים, והן מגרעיני אטומים אחרים. גרעיני האטומים הראשונים נוצרו כשלוש דקות לאחר המפץ הגדול בתהליך שנקרא נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. היו אלה גרעיני מימן והליום שמהם הורכבו הכוכבים הקדמונים הראשוניים, וקבעו לפיכך את היחס הידוע בין שכיחויותיהם של מימן ושל הליום ביקום המוכר היום. גרעינים כבדים יותר נוצרו מגרעיני מימן והליום, בדרך של נוקליאוסינתזה כוכבית, בתוככי כוכבים שכבר התגבשו ונוצרו. תהליך זה נמשך גם עתה, במחזורים של "לידה", "חיים" ו"מוות". חלק מיסודות כבדים אלה, ובפרט אלה הקלים מברזל, ממשיכים להגיע לתווך הבין-כוכבי, כתוצאה מכך שכוכבים בעלי מסה הקטנה משמונה מסות שמש מעיפים החוצה את המעטפת החיצונית שלהם לפני שהם קורסים והופכים לננסים לבנים. שאריות החומר שהושלך החוצה יוצרות את הערפיליות המופיעות במקומות רבים ברחבי הגלקסיות, כולל בגלקסיית שביל החלב שבה נמצא כדור הארץ. תהליכי נוקליאוסינתזה של סופרנובה בתוך כוכבים מתפוצצים אחראים לתפוצתם של יסודות כבדים יותר, ממגנזיום (מספר אטומי 12) ועד ניקל (מספר אטומי 28). קיימת דעה לפיה נוקליאוסינתזה של סופרנובה גורמת גם ליצירת יסודות הכבדים מברזל ומניקל בשניות הספורות האחרונות של אירוע סופרנובה מסוג II. תהליך התרכבותם של יסודות כבדים אלה הוא קולט-אנרגיה (אנדותרמי), הבא על-חשבון האנרגיה המשתחררת במהלך התפוצצותה של הסופרנובה. חלק מיסודות אלה נוצר כתוצאה מבליעת כמה נייטרונים בפרק זמן של מספר שניות במהלך ההתפוצצות. היסודות הנוצרים באירוע סופרנובה כוללים את היסודות הכבדים ביותר בטבלה המחזורית, דוגמת אורניום ותוריום, שהם רדיונוקלידים (כלומר, פולטי חלקיקים) קדומים וארוכי-חיים במיוחד. תהליכי התזה על ידי קרניים קוסמיות מתרחשים כאשר קרניים קוסמיות פוגעות בחלקיקי החומר המרכיב את התווך הבין-כוכבי ומפרקות את גרעיניהם של האטומים הגדולים. פירוק זה מהווה מקור משמעותי לגרעינים קלים יותר, בפרט הליום, בריליום ובור, אשר אינם נוצרים בתהליכי נוקליאוסינתזה כוכביים (חלק מהם מתרחש בכוכבים מאסיביים דיים, וחלק מהם מתחולל רק בכוכבים מאסיביים ביותר המגיעים לשלב סופרנובה). תהליכי מיזוג אחראים לשכיחותם הגדלה והמתחדשת של יסודות ביקום כולו, אך בנוסף להם ישנם תהליכים טבעיים מינוריים יותר הממשיכים ביצירת כמויות קטנות של נוקלידים חדשים המופיעים על-פני כדור-הארץ וכוכבי לכת אחרים. נוקלידים אלה תורמים אמנם בצורה מזערית לתפוצתם של גרעינים קיימים, אך הם כוללים גם גרעינים ייחודיים חדשים לגמרי. נוקלידים אלה נוצרים כתוצאה מתהליכי פליטה גרעיניים (התפרקות גרעינית) דוגמת אורניום ותוריום. נוקלידים אחרים, נדירים וקצרי-חיים, נוצרים מיסודות הקיימים על-פני כדור-הארץ כתוצאה מפגיעתן של קרניים-קוסמיות, ומכונים נוקלידים קוסמוגניים. הדעה הרווחת בקרב פיזיקאים היא כי הנוקליאונים הבראשיתיים נבראו מפלזמת קווארק-גלואון במהלכו של המפץ הגדול, בעת שזה התקרר אל מתחת לשני מיליארד מעלות. מספר דקות לאחר מכן, כאשר הרכב היקום בשלב זה כלל פרוטונים ונייטרונים בלבד, נוצרו הגרעינים הקלים עד ליתיום ובריליום (שניהם בעלי מספר מסה 7), עם שכיחות קטנה והולכת בצורה חדה של יסודות אחרים שמסתם האטומית גדולה יותר. היווצרותם של גרעיני בור בשלב זה הייתה אולי אפשרית, אך תהליך זה פסק בטרם יכול היה להיווצר פחמן במידה מספקת, שכן יצירת פחמן דורשת תנאים של צפיפות גבוהה בהרבה של הליום, ופרק זמן ממושך יותר משהיה זמין במהלך התרחשותה של הנוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. תהליך מיזוג זה חדל למעשה להתקיים כעבור כ-20 דקות מתחילת המפץ, בשל ירידת הטמפרטורה והצפיפות עם התפשטותו הנמשכת של היקום. תהליך בראשיתי זה, המכונה נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול, הוא למעשה המנגנון הראשון של יצירת-נוקליאונים (nucleogenesis) חדשים שהופיע ביקום. המנגנון הבא של סינתזת-נוקליאונים, בו נבראו יסודות כבדים יותר, מחייב תנאים של טמפרטורות ולחצים קיצוניים, דוגמת אלה השוררים בכוכבים ובסופרנובות. תהליכים אלה החלו כאשר מימן והליום שמקורם במפץ הגדול יצרו ריכוזים שהתגבשו תחת הכבידה העצמית של עצמם, ובהדרגה בנו את הכוכבים הראשונים אשר הופיעו כעבור כ-500 מיליון שנה. כוכבים ממשיכים להיווצר בגלקסיות השונות כל העת ובאופן רציף ומתחדש. לדוגמה, היסודות המצויים בכדור-הארץ, המכונים יסודות בראשיתיים, נוצרו עוד בטרם התהווה כדור-הארץ, באמצעות מנגנונים הקרויים נוקליאוסינתזה כוכבית ונוקליאוסינתזה של סופרנובה. מספרם האטומי של יסודות אלה נע מ-Z=6 (פחמן) ועד Z=64. יסודות אלה התהוו בשתי דרכים אפשריות. האחת, היא תהליך של מיזוג גרעיני (הכולל גם את תהליכי לכידה מהירה ולכידה איטית של כמה נייטרונים), והשנייה, במידה פחותה יותר, באמצעות תהליך דו-שלבי של ביקוע גרעיני ודעיכת בטא. יסודות כבדים יותר מופיעים בכוכבים בדרך של מיזוג של גרעינים קלים יותר המצויים בו, כמו מימן, דאוטריום (איזוטופ של מימן), בריליום, ליתיום ובור, שנבראו במפץ הגדול, והיוו מרכיבים ראשוניים של הכוכבים הקדמוניים. מסיבה זו יורדת תפוצתם של יסודות קלים אלה בגז הבין-כוכבי, שכן מוצאם הוא בשלב בריאתם במהלך המפץ הגדול. לכן, הדעה המקובלת היא כי הימצאותם של כמויות גדולות יותר של גרעינים קלים אלה ביקום המוכר היום והתחדשותם הן תוצאה של מיליארדי שנים שבהן הביאו קרניים קוסמיות (בעיקר פרוטונים אנרגטיים ביותר) לביקועם של גרעיני היסודות הכבדים בגז ובאבק הבין-כוכבי, וליצירתם של גרעיני-בת קלים נוספים. הרעיונות הראשונים שקדמו לרעיון של נוקליאוסינתזה (הרכבת-גרעינים) התבטאו בתפיסה בסיסית פשוטה שלפיה היסודות הכימיים נבראו בראשית היקום כמות שהם, מבלי שתהיה לכך הצדקה פיזיקלית כלשהי המבססת זאת. עם הזמן התברר כי תפוצתם של מימן והליום גדולה בהרבה בהשוואה לשאר היסודות הכבדים יותר. כל היסודות מעבר למימן והליום, מהווים יחד פחות מ-2% ממסת מערכת השמש. אז גם התברר כי חמצן ופחמן הם השכיחים ביותר אחרי מימן והליום, ובאופן כללי שכיחותם של יסודות קלים, בייחוד אלה המורכבים מכפולות שלמות של גרעיני הליום-4, גבוהה יותר ככל שקטן מספר המסה. ב-1920 הציע לראשונה האסטרונום הבריטי ארתור סטנלי אדינגטון, כי האנרגיה של כוכבים מקורה בתהליכי מיזוג מימן היוצרים הליום. רעיון זה לא התקבל אז על כולם, מאחר שהמנגנון הגרעיני טרם היה ידוע. בשנים שקדמו ממש למלחמת העולם השנייה, הצליח הפיזיקאי הנס בתה להבהיר לראשונה את המנגנונים הגרעיניים באמצעותם מימן מתמזג להליום. עם זאת, עבודות ראשונות אלה, שעסקו במקור הספק האנרגיה של כוכבים, עדיין לא יכלו להסביר מאין נובעים יסודות כבדים יותר מהליום. עבודתו המקורית של פרד הויל על נוקליאוסינתזה של יסודות כבדים יותר בכוכבים, פורסמה סמוך לתום מלחמת העולם השנייה, והסבירה את אופן ייצורם של יסודות כבדים יותר, מעבר למימן. בין היתר, הציע הויל כי מימן נברא בהתמדה ביקום מריק ומאנרגיה, גם מבלי להזדקק למקור התחלתי אוניברסלי (המפץ הגדול). עבודתו זו של הויל הסבירה כיצד גדלה עם הזמן תפוצתם של יסודות ככל שמתבגרת גלקסיה, ובעקבותיה התרחבה תפיסתו הבסיסית של הויל במהלך שנות ה-60 באמצעות עבודותיהם של ויליאם א' פוֹלֶר, אלאסטייר ג' ר' קמרון ודונלד ד' קלייטון, ואחרים. מאמר הסקירה (review) המקיף והיצירתי של מרגרט ברבידג', ג'פרי ברבידג', פולר והויל מ-1957 (להלן מאמר B2FH), מהווה סיכום עדכני ידוע בתחום זה. מאמר זה דן גם בתהליכים, אשר תוארו בו לראשונה, בהם ביקוע של גרעין כבד לגרעיני-בת בתוככי כוכבים, תהליכים שתועדו באמצעות תצפיות אסטרונומיות. רעיון המפץ הגדול עצמו הוצע הרבה לפני הויל, כבר ב-1931, על ידי ז'ורז' למטר, פיזיקאי בלגי וכומר קתולי, אשר הציע כי התמונה הברורה של התפשטות היקום עם הזמן, חייבת להתבטא ביקום מצטמצם והולך ככל שמסתכלים אחורה בזמן, עד שאינו יכול להתכווץ יותר. משמעות הדבר היא כי מסת היקום כולו התרכזה בעבר בנקודה אחת, 'אטום היולי', מצב אשר לפניו לא היו קיימים זמן ומרחב. הויל כינה מאוחר יותר את המודל של למאטייה בשם מפץ גדול, בטרם גילה את הפוטנציאל הגלום במודל של למאטייה מבחינת הסבר קיומם של דאוטריום ושל נוקלידים המצויים בין הליום לפחמן, וכן את קיומו של הליום בכל מקום ביקום בתפוצה גדולה, לא רק בכוכבים עצמם אלא גם בגז הבין-כוכבי. שני המודלים של נוקליאוסינתזה, זה של למאטייה וזה של הויל, היוו את הבסיס הנחוץ להסבר מידת שכיחותם של היסודות ביקום, וההבדלים ביניהם. מטרת פיתוחן של תאוריות נוקליאוסינתזה היא להבין מאין נובעים ההבדלים הגדולים בין שכיחויותיהם של יסודות שונים ושל האיזוטופים שלהם, מנקודת-מבט של תהליכים פיזיקליים טבעיים. התפתחותה של תאוריה זו הונעה בעיקר מצורת הגרף המתאר את שכיחות היסודות בתלות במספר האטומי שלהם. הגרף (ראו איור להלן) המתאר שכיחויות אלה כפונקציה של המספר האטומי, הוא במבנה של שיני-מסור משוננות ומתאר הבדלי המשתנה עד פי עשרה מיליון. ישנם כמה תהליכים אסטרופיזיקליים האחראים, כך נראה, להתרכבות גרעינים. רוב תהליכים אלה מתרחש בקליפות (shells) המרכיבות את פנים הכוכבים, ושרשרת תהליכי המיזוג הגרעיניים ידועים כ'שריפת' מימן (שרשרת פרוטון-פרוטון או מעגל CNO), שריפת הליום, שריפת פחמן, שריפת ניאון, שריפת חמצן ושריפת צורן. תהליכים אלה יכולים ליצור יסודות עד וכולל ברזל וניקל. זהו המרחב הנוקליאוסינתטי בו נוצרים האיזוטופים להם אנרגיית הקשר לנוקליאון הגבוהה ביותר. יסודות כבדים יותר יכולים להתרכב בתוכם של כוכבים באמצעות תהליך לכידת נייטרון, הידוע כתהליך S, או בסביבות של התפוצצות, דוגמת סופרנובה, באמצעות מספר תהליכים אחרים. תהליכים נוספים אלה כוללים את תהליך R, המערב לכידות מהירות של נייטרונים, תהליך RP, ותהליך P (הידוע לעיתים כתהליך גמא), בו קורה פוטודיסאינטרגציה (פירוק באמצעות אור, photodisintegration) של גרעינים קיימים. ערך מורחב – סינתזה גרעינית קדמונית תהליכי נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול התרחשו במהלכן של שלוש הדקות הראשונות של ראשית היקום, והיא אחראית לשכיחותם של 1H (המכונה פרוטיום) ו-2H (דאוטריום, D), ושל 3He (הליום-3) ו-4He (הליום-4), ביקום. על אף ש-4He ממשיך להיווצר באמצעות מיזוג בכוכבים ועל ידי דעיכות אלפא, וכמויות קטנות של 1H ממשיכות להתקבל על ידי התזה על ידי קרניים קוסמיות (ראו להלן) וסוגים מסוימים של דעיכה רדיואקטיבית, רובה של מסת האיזוטופים ביקום נוצרה, כך סבורים, במפץ הגדול. גרעיניהם של יסודות אלה, יחד עם כמה מ-7Li ו-7Be, נוצרו במהלך 100 עד 300 שניות לאחר המפץ הגדול, כאשר פלזמת קווארק-גלואון הבראשיתית התגבשה ויצרה פרוטונים ונייטרונים. בשל פרק הזמן הקצר עד מאוד בו התרחשה נוקליאוסינתזה, בטרם פסקה כתוצאה מהתפשטות היקום והתקררותו (כ-20 דקות), לא יכלו היו להיווצר יסודות כבדים מבריליום (או, אולי, בור). יסודות שהתהוו בפרק זמן זה היו במצב של פלזמה, ולא התקררו למצב של אטומים נייטרליים, עד מאוחר הרבה יותר. ערך מורחב – נוקליאוסינתזה כוכבית 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 של 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. 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. תהליך התזה על ידי 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. 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. נוקלידים מסוימים נוצרים בכמויות קטנות מאוד על כדור-הארץ, באמצעים מלאכותיים. דוגמה לכך היא טכנציום. עם זאת, ישנם נוקלידים הנוצרים גם בכמה תהליכים טבעיים שנמשכו לאחר היווצרותם של יסודות קדמוניים. אלה גורמים לעיתים קרובות ליצירתם של יסודות חדשים, ומאפשרים בכך לפתח שיטות לתיארוך סלעים ולגלות את המקור לתהליכים גאולוגיים. על אף שתהליכים אלה יוצרים את הנוקלידים הללו בכמויות מזעריות, הם המקור הטבעי הבלעדי המספק נוקלידים אלה. מנגנונים אלה כוללים: תהליך דעיכה רדיואקטיבית עשוי להניב נוקלידי-בת בדרך של פליטת חלקיקים גרעיניים. דעיכתם הגרעינית של איזוטופים קדמוניים רבים, בפרט אורניום-235, אורניום-238 ותוריום-232, יוצרים נוקלידי-בת ביניים רבים, לפני שאלה דועכים לבסוף לאיזוטופים של עופרת. המלאי הטבעי על כדור-הארץ של יסודות אלה, דוגמת רדון ופולוניום נוצר דרך מנגנון כזה. גז ארגון-40 הנמצא באטמוספירה נובע ברובו הגדול מהדעיכה הרדיואקטיבית של אשלגן-40 במהלך הזמן שחלף מאז היווצרות כדור הארץ. רק מעט מזעיר של הארגון האטמוספירי הוא קדום. הליום-4 נוצר בתהליך דעיכת אלפא, ומשום כך גם רובו הגדול של ההליום הלכוד בקרום כדור-הארץ אינו קדום. בתהליכי דעיכה רדיואקטיבית מסוגים אחרים, כמו דעיכת אשכול, נפלטים גרעינים גדולים יותר (למשל, ניאון-20), ואלה הופכים, בסופו של דבר, לאטומים יציבים שזה עתה נוצרו. דעיכה רדיואקטיבית יכולה להוביל לביקוע ספונטני. תהליך זה שונה מדעיכת אשכול, משום שתוצרי הביקוע עשויים להיות כמעט כל סוג של אטום. אורניום-235 ואורניום-238 הם, שניהם, איזוטופים קדומים העוברים ביקוע ספונטני. טכנציום טבעי ופרומתיום נוצרים באורח זה. תהליכי תגובות גרעיניות מהווים מנגנון נוסף. תגובות גרעיניות המתרחשות באופן טבעי המוּנעות על ידי דעיכה רדיואקטיבית יוצרות נוקלידים המכונים נוקליאוגניים. תהליך זה מתרחש כאשר חלקיק אנרגטי שמקורו בדעיכה רדיואקטיבית, לעיתים קרובות חלקיק-אלפא, מגיב עם גרעינו של אטום אחר ומשנה אותו לנוקליד אחר. תהליך זה עשוי גם לגרום ליצירתם של חלקיקים תת-אטומיים נוספים, דוגמת נייטרונים. נייטרונים יכולים להיווצר גם בתהליכי ביקוע ספונטני ופליטת נייטרון. נייטרונים אלה יכולים אז לגרום להיווצרותם של נוקלידים אחרים בדרך של ביקוע מושרה-נייטרון (להבדיל מספונטני, כלומר, המתקבל עקב בליעת נייטרון), או של לכידת נייטרון. למשל, ישנם איזוטופים יציבים, כמו ניאון-21 וניאון-22, הנוצרים בכמה דרכים הנובעות בדרך נוקליאוגנית, כך שרק חלק משכיחותם בטבע מוסברת על ידי מקור קדמוני. מנגנון נוסף הוא תגובות גרעיניות המתפתחות כתוצאה מפגיעתן של קרניים קוסמיות. הוסכם לכנות תוצרי-תגובה אלה נוקלידים קוסמוגניים ולא נוקלידים נוקליאוגניים (בשל מקורם בקרניים קוסמיות). קרניים קוסמיות ממשיכים ליצור יסודות חדשים על-פני כדור-הארץ באמצעות אותם תהליכים קוסמוגניים שהוזכרו קודם, היוצרים את הבריליום והבור הקדומים. דוגמה שימושית חשובה במיוחד היא פחמן-14, הנוצר באטמוספירה הארצית מחנקן-14 עקב פגיעתן של קרניים קוסמיות. דוגמה אחרת היא יוד-129. מחזור החיים של כוכב נוקליאוסינתזה של סופרנובה באריוגנזה שרשרת פרוטון-פרוטון מחזור CNO פליקס דותן, "אל הכוכבים - מאטומים עד חורים שחורים", הוצאת מאגנס (סדרת מדע), האוניברסיטה העברית ירושלים, תשס"ב. מאיר מידב, "אסטרופיזיקה - קובץ הרצאות למורה ולתלמיד״, הוצאת רמות, אוניברסיטת תל אביב, 1992. E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547-650 (B2HF article at the Physical Review Online Archive (subscription required)). M. Meneguzzi, J. Audouze, H. Reeves, « The production of the elements Li, Be, B by galactic cosmic rays in space and its relation with stellar observations », Astronomy and Astrophysics, vol. 15, 1971, p. 337-359 F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946) F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121-146 (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 0-521-82381-1. C. Iliadis, "Nuclear Physics of Stars", Wiley-VCH, 2007, ISBN 978-3-527-40602-9 נוקליאוסינתזה, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית) מושגים אלה מתייחסים למספר המסה של גרעין איזוטופ נתון - מספר נמוך או גבוה, בהתאמה. מושגים מטפוריים אלה שאולים מעולם החי, והם מתייחסים למחזור החיים של כוכב: התהוותו, שלבי התפתחותו, וקיצו - דומם או אלים. הדגשת 'שביל-החלב' היא היסטורית. סופרנובה איננה כוכב, אלא כינוי המתייחס לשלב בחייו של כוכב מאסיבי, שלב אלים ביותר שבו מעטפת הכוכב מתפוצצת ומועפת החוצה. החלקיקים הנפלטים כונו קרינה בטרם זוהו (דוגמת 'קרינת אלפא' ו'קרינת בטא' לסוגיה. תפיסה זו היא דתית ביסודה, ונשענת בעיקרה על הסיפור המקראי של בריאת העולם. לנתונים נוספים ולדיון בשכיחויותיהם של איזוטופים, ראו Handbook of isotopes in the cosmos. 'התפוצצות' - עוד מושג מושאל מהעולם המוכר של הכימיה - תגובות כימיות מהירות מאוד של חומרי נפץ, לטובת תיאור אירועים כוכביים-גרעיניים. S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal. 116: 21. Bibcode:1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589. Donald D. Clayton and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968) See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968) Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007) P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965) 'גרעיני-זרע' ('seed-nuclei') הוא מושג מושאל מביולוגיה, המתייחס לגרעיני אטומים עם פוטנציאל גבוה לביקוע ולהתפרקות לגרעינים קלים יותר. דבר זה עומד בניגוד למאמר B2FH הנזכר, המציין תהליך זה כתהליך משני. גרעיני אטומים השייכים ליסודות שונים, להם אותו מספר נוקליאונים Donald D. Clayton, Stirling A. Colgate and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969) D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal. 155: 75–82. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849.{{cite journal}}: תחזוקה - ציטוט: multiple names: authors list (link) D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. המונח 'התזה' מוצע כאן כתרגום ל-spallation, שכן משמעותו של זה כאן היא 'התזת שבבים', בדומה למה שקורה כאשר מכים באבן או בעץ, ובהקשר הקוסמי הוא מתייחס להתפרקותו של גרעין על ידי פגיעה של 'קרן קוסמית', דוגמת פרוטון מהיר. הכוונה היא לתהליכי התפרקות של גרעינים כבדים במיוחד, בהם נפלטים אשכולות של פרוטונים ונייטרונים, יותר מאשר בחלקיק-אלפא. משמש כלי מרכזי בתיארוכם של ממצאים ארכאולוגיים.