核合成

在宇宙大爆炸之後的幾分鐘內，只有質子和中子。太初核合成的第一個過程可以稱為核起源（成核作用），隨後產生各種元素的核合成，包括所有的碳、氧等元素，絕大多數是發生在原始恆星內部的核融合或核分裂。

化學元素被創造的第一個想法是在宇宙的開始，但是未能成功的發現其途徑。在1920年，亞瑟·愛丁頓第一個由觀測到的現象建議恆星是經由氫融合成氦來產生能量的，但是這個想法未能被接受，因為當時仍欠缺核反應的機制。就再第二次世界大戰開始之前的那一年，漢斯·貝特首先證明了氫融合成氦的核機制，然而，這些早期對恆星能量的研究工作並不能處理比氦重的元素是如何起源的。弗雷德·霍伊爾在第二次世界大戰開始之際，剛開始研究重元素的核合成如何在恆星內部進行（見參考資料列表），這項工作認為由於恆星的演化使比氫重的元素得以產生。霍伊爾的研究解釋了當星系變老時，元素的丰度是如何隨着時間增加。隨後發生的是，由霍伊爾所描繪的情景，在1960年代對威廉·艾爾弗雷德·福勒、艾利絲泰爾·卡麥倫（Alistair G. W. Cameron）和唐納德·卡萊頓（Donald D. Clayton），以及其它的許多研究者產生了創造性的貢獻。回顧在1957年由伯比奇夫婦（E. M. Burbidge及G. R. Burbidge）、福勒和霍伊爾等撰寫的論文（見參考資料列表），可説是對這個知名領域的狀態做了總結。經由天文學家所提供的文件，這些論文定義了在個別的恆星中，重元素如何由一種轉變為另一種的過程。

有一定數量的天文物理過程被確定是宇宙中的核合成，這些多數都發生在恆星內部炙熱的物質內。相繼發生在恆星內部的核融合過程通常是氫燃燒（質子-質子鏈反應或碳氮氧循環）、氦燃燒、碳燃燒、氖燃燒、氧燃燒和硅燃燒。這些過程依據每個核子的最高結合能，能創造出鐵和鎳與它們的同位素。更重的元素可以在恆星內度經由的著名的中子捕獲過程 －S-過程，或是爆炸的環境下，像是超新星，由一定數量的過程產生。還有一些更重要的過程，包括快中子捕獲的Rp-過程和經由核子內光致蜕變的p-過程（有時稱為γ-過程）。

最簡單元素氫的核轉變成較重元素的核的過程。這個核聚變過程的第一步是在大爆炸中完成的，它將大量氫轉變成氦；但除最輕的幾種元素外，所有其他元素都是在恆星內部叫做恆星核合成的過程中由氫和氦聚變而成。大爆炸核合成發生在宇宙已經膨脹和冷卻到温度大約開氏1,000億度那一刻之後，這大概是奇點爆發後百分之一秒，但暴漲時期已經過去很久。那時，宇宙迅速膨脹和冷卻，但在它膨脹冷卻時，原始質子和中子經由β衰變和逆β衰變彼此互相轉化。這個過程在宇宙年齡約3分46秒鐘、温度降到開氏9億度時結束。這時，宇宙繼續冷卻和膨脹，質子和中子的比例則‘凍結’下來了：重子形態質量的大約25%成為氦核，差不多75%成為氫核，還有極少量其他輕核，如氘和鋰。這就是提供給恆星核合成的原料。恆星核合成已在1950年代由弗雷德霍伊爾及其同事詳細論證（見B2FH；霍伊爾也曾在1960年代涉足大爆炸核合成的研究，他的工作如此重要，以致威廉麥克雷爵士説，‘正是這篇論文促使很多物理學家承認大爆炸宇宙學是一門嚴肅的定量科學’）。

恆星內部的元素形成基本過程是將氦-4核（又叫做α粒子）加進已經存在的核，所以許多元素是按每步4個原子質量單位一步一步加工出來的。氦本身也在主序恆星內部由氫加工而成（見質子-質子鏈和碳循環），所以在恆星演化的較晚階段有大量的氦作為原料。但是，核合成系列的第一步就遇到了一個瓶頸，因為兩個⁴氦核結合而成的⁸鈹核極不穩定，它將在形成之後僅僅10億億分之一秒破裂。多虧霍伊爾的洞察力證明，三氦過程可以克服這個瓶頸，因為它實質上是自發地將三個⁴氦核聚合成一個¹²碳核。正如一個⁴氦核的質量略小於兩個質子和兩個中子加在一起的質量，因而代表一種較穩定的物質形態，一個¹²碳核的質量也略小於構成它的三個α粒子的質量之和。以這種方式每形成一個¹²碳核，‘多餘的’質量便按照著名公式E=mc2轉化成能量。一旦恆星含有了碳，剩下的事情就多多少少是一帆風順了。只要聚變過程仍然釋放能量，聚變就將繼續下去。再添加一個α粒子便聚合成¹⁶氧，照此辦理，將依次加工出²⁰氖、²⁴鎂，和²⁸硅。

與此同時，產生電子或（比較罕見）正電子的放射衰變過程還形成了其他元素和同位素－但核中含有相當於整數個α粒子的元素仍然最為普通。這一連串反應的最後一步是一對²⁸硅核結合成⁵⁶鐵和相關元素，如⁵⁶鎳和⁵⁶鈷。這些‘鐵峯’元素是所有元素中最穩定的，要想加工更重的元素，必須輸入能量，強迫這些核聚合在一起。為説明這一切，我們用一個山谷表示每個核儲存的能量，因而也就是核的穩定性。谷底是每個核子所含能量為最小的鐵峯元素（儘管它們在谷底，我們也説是‘峯’，因為它們比較普通，而且在元素的宇宙丰度表中突出為一個高點）。沿山谷的一邊坡往上，是越來越輕的元素，坡頂上是氫。設想每個元素站在沿坡設立的一個小巖架上；如果沒有干擾，它將停留在巖架上不動，但如果推它一下，它將往下跳一級，並釋放出比被推時獲得的能量稍多一些的能量。沿另一邊坡往上，是比鐵越來越重的元素，如鉛和鈾，它們也站在各自的巖架上。但要把較低巖架上的元素向上移動到較高的巖架（即將它變成較重的元素），將需要很多能量。

只要有機會，很多重元素都樂意在稱為核裂變的過程中分裂，將多餘的能量釋放掉而朝谷底跳到另一個較低的巖架上。當高能中子滲入核並停留在核中時，也能在恆星內部形成比鐵更重的元素。作為恆星內部各種聚變反應副產品的中子到處都有，使得較重元素可以緩慢而平穩地通過這一途徑形成，這叫做s過程。同樣，由此產生的‘新’核本身可以是穩定的，也可能放射一個正電子而變成另一種穩定的核。這種緩慢的中子俘獲過程可以生產從⁵⁶鐵到²⁰⁹鉍的各種元素，但如果²⁰⁹鉍俘獲一箇中子，它就將在類似鈹瓶頸的過程中通過α衰變分裂。這全部活動正在質量小於大約九倍太陽質量的紅巨星中進行。當有大量高能中子時，更重的元素，以及⁵⁶鐵和²⁰⁹鉍之間的富中子核，可以通過快得多的中子俘獲過程（r過程）加工而成。這種情況發生在超新星爆發過程中，這時，恆星內核坍縮的引力能‘費力地’驅動聚變反應，使得兩個或更多中子迅速地相繼被一個核俘獲，隨後是一連串的衰變。很多同位素可以在以上兩種過程中形成，極少數穩定的、中子不那麼富裕的核則只能形成於r過程及隨後的衰變，僅僅28種核素能產生於s過程。兩種過程都中止於質量很大的元素；如果這樣的重核真的在超新星中形成，它們也將很快分裂－或是通過衰變，或是通過核裂變（產生兩個大致相等的‘子’核，每個子核的質量約為分裂前的核的質量之半）。天體物理學家竟然能夠如此詳盡描述發生在恆星內部的這些過程，這似乎令人難以相信，然而，有關的各種核反應的‘截面’是根據地球上粒子加速器的研究結果定出來的，而基於這些截面的模型所做的預言與觀測到的各種元素的宇宙丰度符合得很好。結論是，無論是關於宇宙誕生後最初百分之一秒到3分46秒間這段時間內曾經發生過什麼，或是關於主序星、紅巨星和超新星內部正在發生什麼，我們的認識都是十分可靠的。

四種主要的核合成

太初核合成發生在宇宙最初的三分鐘，並且是對宇宙中¹H（氕）、²H（氘）、³He（氦-3）和⁴He（氦-4）等元素丰度比率的負責者[1]。雖然⁴He繼續被其它的機制（像是恆星的核融合和α衰變）製造出來，而且也有可察覺到的¹H繼續由散裂和其它確定的放射性衰變（質子發射和中子發射）製造出來，而除了³He和氘之外，許多元素在宇宙中都有許多不同的微量同位素，經由罕見的cluster decay，在大霹靂之際被製造出來。這些元素的核子，像是⁷Li和⁷Be，推測在宇宙形成的100秒至300秒的時段內，在太初的夸克膠子海凍結形成質子和中子之後，都曾經形成過。但是因為太初核合成在膨脹和冷卻之前經歷的時間很短，因此沒有比鋰更重的元素可以生成（這段元素形成的時間是在等離子體的狀態下，還沒有冷到稍後可以讓中性元素形成的狀態）。

主條目：質子-質子鏈反應、3氦過程、碳氮氧循環和S-過程

恆星核合成發生在恆星演化過程中的恆星，經由核融合的過程負責形成從碳到鈣的元素。恆星是將氫和氦融合成更重元素的核子爐，在温度比太陽低的恆星內進行質子-質子鏈反應，比太陽熱的恆星進行碳氮氧循環。

碳也是重要的元素，因為在整個的過程中，從氦形成碳是過程的瓶頸。在所有的恆星內，碳都是由3氦過程產生的。它也是在恆星內部產生自由中子的主要元素，引發的s-過程是涉及慢中子吸收製造出比鐵和鎳（⁵⁶Fe和 ⁶²Ni）更重的元素。在這些過程形成的碳和一些其它元素也是生命的基礎。

恆星核合成的產物通常經由行星狀星雲或恆星風散佈至宇宙內。

第一次直接證明核合成在恆星內部發生的是1950年代早期在紅巨星的大氣層內發現鎝[2]。因為鎝是放射性元素，而半衰期又遠短於恆星的年齡，它的出現反映出必然是在恆星的生命歷程中產生的。毫無戲劇性，但更令人信服的證據是在恆星的大氣中極為大量的特別穩定的元素。在歷史上很重要的事例是鋇的丰度比未發展的恆星多了20至50倍，這是S-過程在恆星內部進行的證據。許多新的證明出宇宙塵內同位素的組成上，這些是來自個別恆星的氣體凝聚而成和從隕石分離出來的固體顆粒。 星塵室宇宙塵的成分之一，測量同位素狀態，可以證明使星塵凝聚的恆星內部核合成的狀態[3]。

主條目：R-過程、Rp-過程和超新星核合成

這一部份包括了超新星核合成和在強烈的典型超新星爆炸前一秒鐘，如何由核反應製造出比鐵更重的元素。在超新星爆炸的環境裏，硅和鎳之間的元素快速的由融合產生，並且超新星裏有更進一步的核合成發生，像是R-過程，使在爆炸中釋放出來的自由中子迅速的被吸收，製造出比鎳重且富含中子的同位素。這種反應產生自然界中的放射性元素，例如鈾和釷，並且這些重元素都有富含中子的同位素。

Rp-過程如同中子吸收一樣，涉及自由質子的快速吸收，但它的作用較不確定。

爆炸核合成產生過於快速的放射性衰變，使中子的數量大為增加，因此有許多質子和中子成為偶數的豐富同位素被綜合的產生，包括⁴⁴Ti、⁴⁸Cr、⁵²Fe和 ⁵⁶Ni。這些同位素在爆炸後衰變成為各種原子量不同的穩定同位素。許多這樣的衰變都伴隨着γ射線的輻射，因此能辨認出這些爆炸中被創造的同位素。

最明確的證據來自1987 A超新星的爆炸，在超新星1987 A爆炸時偵測到大量湧現的γ射線，證明了核合成的發生。從γ射線確認了⁵⁶Co和⁵⁷Co，它們的放射性半衰期壽命約為一年，證明了⁵⁶Fe 和⁵⁷Fe是由放射性衰變產生的，而在1969年核子天文學就做了這樣的預言[4]。作為爆炸核合成的一種預測和證實方法，並且在計畫中成功扮演着重要角色的是美國航空暨太空總署的康普頓γ射線天文台；其它爆炸核合成的證明還有星塵中來自超新星爆炸後擴散並被冷卻的顆粒。星塵是宇宙塵成分的一部分，在超新星爆炸時凝聚的顆粒內，放射性的⁴⁴Ti含量特別的豐富[5]，從超新星的星塵證實了1975年的預測。在這些顆粒中其它異常的同位素比例，更具體證實了爆炸核合成。

宇宙射線散裂宇宙射線散裂導致某些現今存在於宇宙中的輕元素形成（雖然對氘不明顯）。散裂最需要負責的幾乎都是³He和鋰、硼、鈹（有些鋰和鈹是在大爆炸時產生的）。來自於宇宙線散裂過程的結果（主要是快質子）撞擊着星際物質，這些宇宙線的撞擊分割了存在於宇宙中的碳、氮和氧核，而且這些核子也會被宇宙線中的質子撞擊。

因為任何一個只是由兩個⁴He核子結合成的⁸Be核子都是不穩定的，所以硼和鈹在恆星核合成過程中也沒有顯著的被製造出來。

核合成的理論通過同位素丰度的計算和觀測的丰度比對來驗證。同位素豐盈通過計算轉折率在網絡典型地計算在同位素之間。典型的同位素丰度計算是依據網絡中的同位素之間轉換的速率來推算的。通常，可以經由其中一些反應的設定控制其它的反應，使計算的工作得以簡化。