sonlanmasında da görülür.
Zaman geçtikçe yıldızlararası gazın ağır elementler açısından zenginleştiği astronomik olarak gözlenmiştir. Bu da nükleosentezin yıldızlarda meydana geldiğinin ilk kanıtıdır. Bunun sonucu olarak, gökadada daha ileri bir zamanda nükleosentezden doğan yıldızlar daha erken meydana gelen yıldızlardan çok daha ağır elementlerden oluşmuştur.

1952’de spektroskopi ile bir kırmızı devin atmosferinde teknesyum elementinin varlığının tespiti yıldızlar arası nükleer aktivitenin ilk kanıtını sunmuştur. Çünkü teknesyum radyoaktif bir elementtir, yarılanma ömrü yıldızın yaşından çok daha azdır; bu yüzden teknesyumun bolluğu bu yıldız içinde oluşumunun çok yeni olduğunu göstermektedir. Aynı şekilde ağır elementlerin yıldız kökenlerinin bir başka kanıtı da, asimtotik dev yıldızlarının atmosferlerinde bulunan spesifik kararlı elementlerin aşırı bolluğudur. Bu yıldızlardaki baryum bolluğunun gelişmemiş yıldızlara göre 20-50 kat fazla oluşu, bu tip asymptotic yıldızlardaki s-sürecinin kanıtıdır. Yıldız nükleosentezi ile ilgili pek çok modern kanıt yıldız tozlarının izotopik bileşimlerinde de görülmektedir. Yıldız tozları, yıldız gazlarından yoğuşan ve meteorlardan kopan taneciklerdir. Yıldız tozu, kozmik tozun bir parçasıdır ve Güneş-öncesi tanecikler de denir. Yıldız tozu taneciklerinde ölçülen izotopik bileşimler, yıldızın geç dönem kütle kaybı episodları esnasında zerreciklerin yoğuştuğu yıldız nükleosentezinin pek çok özelliğini ortaya koyar.

Süpernova nükleosentezi, silikon ve nikel arasındaki elementlerin dengemside sentezlendiği hareketli bir süpernova ortamında ortaya çıkar. Bu dengemsi, dengeli nükleer reaksiyonların 28Si’ye karşılık gelerek bağlandığı hızlı ergime sürecinde ortaya çıkar. Bu dengemsi, çok yüksek derecelerde yanan karışımın içindeki Si çekirdeğinin yüksek bolluğu haricinde neredeyse bir denge gibi düşünülebilir. Hoyle’un 1954 yılında yazdığı makalenin ardından bu kavram, orta kütleli elementlerin nükleosentezi kuramının en önemli keşfidir; çünkü silikon (A=28) ve nikel (A=60) arasındaki bol ve kimyasal açıdan önemli elementlerin anlaşılmasına katkı sağlamıştır. Bu keşif sayesinde çok bilinen ancak yanlışlıklar barındıran B2FH alfa sürecinden bahseden makalenin yerine geçmiştir. İleri nükleosentez süreçleri, B2FH makalesinde anlatıldığı gibi ve ilk kez Seeger, Fowler ve Clayton tarafından hesaplanan r-sürecinde (hızlı süreç) ortaya çıkar. R-sürecinde, nikelden ağır elementlerin norton zengini izotopları, serbest nötronların hızlı emilimiyle üretilir. Süpernova çekirdeğinin çabucak sıkışması ve bazı nötron zengini çekirdeklerin bir araya gelmesi sürecinde elektron yakalanmasıyla serbest nötronların ortaya çıkması, r-sürecini önemli hale getirmekte; ve saf H ve He’dan oluşan yıldızlarda bile meydana gelebilen bir süreçtir. Bu durum sürecin ikincil bir süreç olarak ortaya konduğu B2FH makalesinin karşısındadır. Bu gelecek vadeden ve genellikle süpernova uzmanlarınca desteklenen bu senaryo, henüz r-süreci bolluklarını tatminkar biçimde tam olarak hesaplayamamıştır. R-süreci, gökada metalliği henüz küçükken doğmuş olan eski yıldızları gözlemleyen gökbilimciler tarafından onaylanmaktadır. Bu yıldızlar r-süreci tamamlayıcılarını çekirdeklerinde barındırmaktadırlar; bu da metalliğin içsel bir sürecin sonucu olduğunu göstermektedir. R-süreci uranyum ve toryum gibi radyoaktif elementlerin doğal birlikteliğinden sorumlu olduğu gibi, her bir ağır elementin nötron zengini izotoplarının ortaya çıkmasına da sebep olmuştur.

Rp-süreci (rapid proton) nötronlar kadar serbest protonların hızlıca emilimidir, ancak rolü ve varlığı tartışmalıdır.

Patlayıcı nükleosentez nötron sayısını düşürmek için hızlı bir radyoaktif bozunumuyla ortaya çıkar; böylece eşit veya çift sayılı proton ve nötronlara sahip bol izotoplar silikon dengemsi süreciyle sentezlenirler. Bu süreç esnasında oksijen ve silikonun yanması çekirdekleri ergitir; bu çekirdekler eşit sayıda proton ve nötrona sahiptir ve 15’e kadar (Ni’yi temsilen) helyum çekirdeklerinin tam sayılarından oluşan nüklitleri üretirler. Bu tip çoklu alfa taneli nüklitler Ca ’ya (10 Helyum çekirdekçiğinden oluşur) kadar tamamen kararlıdır; ancak proton ve nötronları eşit ve çift sayılı olan daha ağır çekirdekçikler birbirine sıkı sıkıya bağlıdır, ancak kararsızdır. Dengemsi, 44Ti, 48Cr, 52Fe ve 56Ni radyoaktif izobarlarını üretir. Bu izobarlar; (Ti hariç) bolluk içinde yaratılırlar, ancak patlamadan sonra bozunurlar ve aynı atom ağırlığındaki karşılık gelen elementin en kararlı izotopunu bırakırlar. Bu yolla üretilen, en bol bulunan ve günümüze kadar gelen element izotopları Ti, Cr, Fe, and Ni’dir. Bu bozunumlara (çekirdekten gelen radyasyon olan) gamma ışınlarının salınımı eşlik eder. Gamma ışınlarının spektroskopik çizgileri bozunum tarafından yaratılan izotopu belirlemekte kullanılır. Bu salınım çizgilerinin tespiti gamma ışını astronomisinin ilk önemli ürünlerindendir.

Süpernovalarda patlayıcı nükleosentezin en ikna edici kanıtı 1987 yılında gerçekleşmiştir. Gamma ışını çizgileri süpernova1987A’dan çıkarken tespit edilmiştir. Radyoaktif yarılanma ömürlerinden yaşlarının yaklaşık bir olduğu Co ve Co çekirdekçiklerinin tespit edildiği gamma ışını çizgileri, bu çekirdekçiklerin radyoaktif kobalt ebeveyinleri tarafından yaratıldıklarının ispatıdır. Bu nükleer astronomi gözlemi 1969’da öne sürülmüş ve elementlerin patlayıcı nükleosentezini onaylamak adına ortaya atılmıştır; bu öngörü NASA’nın Compton Gamma Işını Gözlemevinin planlanmasında önemli bir rol oynamıştır.

Patlayıcı nükleosenteze ait diğer kanıtlar ise, genişleyip soğudukça süpernovanın iç kısımlarında yoğuşan kozmik toz zerreciklerinde bulunmuştur. Bu zerrecikler kozmik tozun bir parçasıdır. Özellikle radyoaktif 44Ti, süpernova genişlemesi sırasında yoğuşan süpernova yıldız zerreciklerinin içinde çok büyük miktarlarda ölçülmüştür. Bu da (SUNACON’lar), süpernova tozlarının 1975 tarihli tespitini onaylamaktadır. Bu zerrecikler arasındaki diğer sıra dışı izotopik oranlar, patlayıcı nükleosentezin pek çok spesifik özelliğini ortaya çıkarmaktadır.

Kozmik ışın parçalanması kozmik ışınların etkisiyle, evrendeki en hafif elementlerden bazılarını üretecek şekilde (döteryumun çok büyük bir kısmı olmasa da), yıldızlararası maddenin atomik ağırlığını azaltır. Bu parçalanmanın, bir miktar Li ve Be'nin Büyük Patlama'da oluştuğu düşünülse de, neredeyse tüm He ve lityum, berilyum ve boron elementlerinin üretiminden sorumlu olduğuna inanılmaktadır. Parçalanma süreci, kozmik ışınların (çoğu proton olacak şekilde) yıldızlararası uzamla etkileşmesi sonucu oluşur. Bu etkileşimler, var olan karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerini parçalar. Bu da, hafif elementler olan berilyum, bor ve lityumun, kozmosta, güneş atmosferinde olduğundan çok daha fazla miktarlarda bulunmasına yol açmaktadır. Hafif elementler H ve He çekirdekleri, parçalanmanın ürünleri değildir ve evrende ilkel bolluklara sahiplerdir.

İki He çekideğinden oluşan Be'nin dengesizliğinden ötürü, berilyum ve bor, yıldızsal füzyon süreçlerinde önemli miktarlarda üretilmez.

Nükleosentez teorileri, izotop miktarı hesaplamalarının bulgularıyla, gözlemlerden elde edilen sonuçların karşılaştırılmasıyla test edilir. İzotop miktarları tipik olarak, bir ağdaki izotop dönüşümü oranlarından hesaplanır. Bu hesaplamalar, çoğunlukla diğer tepkimeleri kontrol eden, kilit taşı niteliğindeki birkaç tepkime şeklinde basitleştirilebilir.

Belirli nüklitlerin çok küçük miktarları Dünya'da, yapay bir biçimde üretilmiştir. Teknesyum gibi bazı elementler için, bunlar başlıca kaynağı oluşturur. Ancak bazı nüklitler, ilkel elementlerin varolmasından sonra devam eden bir miktar doğal yolla oluşmuştur. Bunlar çoğunlukla kayaçların yaşını belirleme veya jeolojik süreçlerin kaynaklarını takip etmekte kullanılabilecek şekillerde, yeni elementler oluşturmuştur. Bu süreçler bol miktarda nüklit üretmese de, bu nüklitlerin doğal stoklarının tüm kaynağı oldukları varsayılmaktadır.

Bu mekanizmalar, aşağıdakileri içermektedir:

Yapay süreçlerin yanında, demirden ağır elementlerin ana kaynağının nötron yıldızı çarpışmaları olduğu varsayılmaktadır.






Homi J. Bhabha

Homi Jahangir Bhabha,FRS (30 Ekim 1909- 24 Ocak 1966) Hint nükleer fizikçi,kurucu yönetici ve Tata Temel Araştırma Enstitüsü’nde fizik profesörüdür. Halk arasında “ Hint nükleer programının babası” olarak bilinir. Bhabha, Tata Temel Araştırma Enstitüsü ve Trombay Atomik Enerji Kuruluşu (ondan sonraki yeni ismi Bhabha Atomik Araştırma Merkezi’dir) kurucusudur. Bhabha yöneticiliğinde denetlenen bu iki kurum Hint nükleer silah gelişiminin mihenk taşıdır.

Nükleer fizikte bilimsel kariyerine Büyük Britanya’dan başlayan Bhabha, II. Dünya Savaşı başlamadan önce , Eylül 1939’da yıllık tatili için Hindistan'a geri döndü.O tatilde başkanlığını nobel ödüllü C.V. Raman’ın yaptığı, Bengalura’daki Hindistan Bilimler Enstitüsünde okutmanlık görevini kabul etti. Bu sırada, Bhabha, Kongre Partisinin kıdemli liderlerini iddialı bir nükleer programa başlamaya ikna etmede önemli bir rol oynadı. Bu liderlerden en bilineni daha sonra Hindistan Başbakanı olarak hizmet edecek olan Jawaharial Nehru idi. Bu vizyonun bir parçası olarak, 1944’te, Bhabha, enstitüdeki Kozmik Işın Araştırma Unitesinde, parçacık hareketleri teorisindeki çalışmalarına başladı, bir yandan da bağımsız olarak nükleer silahlar üzerine araştırmalarını yürüttü. 1945’te Bombay’daki Tata Temel Araştırma Enstitüsünün ve 1948’de Atomik Enerji Komisyonunun kurucu başkanlığını yaptı. 1948’de Nehru, Bhabha’nın nükleer program yöneticisi olarak tayin edilmesini sağladı ve onu nükleer silah geliştirmesi için görevlendirdi. Bhabha, 1950’de Uluslararası Atom Enerjisi Kurumu konferansında Hindistan’ı temsil etti ve 1955’te İsviçre-Cenevre’de Atomik Enerjinin Barışçıl Kullanımı konferansında başkanlık yaptı. Bu süre zarfında, nükleer silah geliştirmek için yaptığı lobi çalışmalarını pekiştirdi ve 1962’deki Çin-Hindistan Savaşından hemen sonra, alanen ve asabiyetle nükleer silahlanma için çağrı