A nukleoszintézis az a folyamat, mely új atommagokat hoz létre magfúzió (egyesülés) vagy maghasadás (radioaktivitás, neutronsugárzás) során. Számtalan olyan asztrofizikai folyamatot ismerünk, amelyet felelősnek tartanak a világegyetemben folyó nukleoszintézisért. Ezek közül a legfontosabbak a primordiális nukleonszintézis, a csillagokban zajló fúziós folyamatok, valamint az r-folyamat (r=rapid=gyors), az s-folyamat (s=slow=lassú) és a p-folyamat (p=proton). Ezek a folyamatok felelősek az elemek jelenlegi kozmikus eloszlásáért.
A nukleoszintézis főbb lépései Az ősrobbanáskori nukleoszintézis Primordiális (elsődleges) nukleoszintézisnek is nevezzük. Az univerzum első három percében zajlott le, és ez felelős a világegyetem jelenlegi 1H, 2H (vagy ahogy a nyomjelzéstechnikában és a jelen területen is gyakran jelölik: D), 3He és 4He izotópok kozmikus eloszlásáért. Az elsődleges nukleoszintézisben jöttek létre a 2H, 3H 3He, 4He, 7Li, 7Be, 8B könnyű atommagok, melyek csak termikus egyensúlytól távol képződhetnek, igen magas hőmérsékleten. Ekkor a világegyetemet könnyű leptonok, protonok és neutronok alkották, melyek átlagos energiája 1011 kelvinen kT=10 MeV, ami sokkal nagyobb, mint a tömegkülönbség:
a protonok és neutronok ekkor a e− + p+ ↔ no + νe és a p+ + anti-νe↔ e+ + n0 reakciókban egymásba alakulhatnak. Feltételezések szerint az egy fotonra eső leptonszám és elektromos töltés nagyon kicsi, ezért a négy folyamat egyforma valószínűséggel megy végbe. Ilyen egyensúlyi körülmények között a protonok és neutronok arányát a statisztikus fizika törvényei szabják meg, miszerint a nukleonok közel azonos mértékben vannak jelen (a neutronok részaránya 46%).
Az univerzum első perceiben a szabad protonok nagy számban jelen voltak, számuk 12-szerese volt a 4-es tömegszámú héliummagokénak. Ez az arány adta a többi elem keletkezésének lehetőségét. Ha a proton és a neutron közötti tömegkülönbség kisebb lenne, akkor a neutron felezési ideje hosszabb lenne, vagyis az összes proton He-4 maggá alakult volna. Protonok nélkül pedig nem ment volna végbe a nagyobb tömegszámú magok keletkezése.
Az univerzum tágulása és hűlése miatt a hőmérséklet a fent jelzett érték alá csökkent, nem keletkezhettek újabb neutronok, a meglévők pedig ~ 10 perces felezési idővel bomlani kezdtek (1). A hűlés az első percekben olyan gyors volt, hogy a hőmozgás az atommagok kötési energiájának (abszolút) értéke alá csökkent, aminek következtében a protonok neutronokat foghattak be (2). Az így létrejövő deutériummagok az esetek döntő részében protonokat befogva 3-as tömegszámú héliummagokká alakultak. Kisebb valószínűséggel játszódott le a (4) és a tríciummagot termelő (5) reakció.
A szintézis leggyakoribb folyamatai:
(1)(2)(3)(4)(5)(6)(7)(8)(9)(10)(11)(12)
A négyes tömegszámú héliummagok a (6), (9) és (11) folyamatok során jöttek létre. A deutérium nagy része így hélium-4-gyé alakult. Nyomokban keletkeztek még a deutériummagokból tríciummagok és lítium-7-magok is. Lényegében minden neutron héliumba épült be, többnyire a négyes számú izotópba. A részecskefizikusok számvetése szerint az ősrobbanás a világegyetem tömegének mintegy 25%-át héliummá alakította, míg hozzávetőleg 0,001 százalék deutérium és még ennél is kevesebb lítium keletkezett. Mivel ezen folyamatok során elfogytak (elbomlottak vagy befogódtak) a szabad neutronok, ezért az elsődleges nukleoszintézis rövid ideig tartott, mialatt nem jöhettek létre a bórnál nehezebb elemek. Számos megfigyelés támasztja alá ezt az eredményt. Az ősrobbanáskori nukleoszintézis elemgyakoriságára vonatkozó jóslatot a fiatalabb és idősebb csillagok vizsgálatának eredményei, a planetáris ködök, a H II tartományok, a holdkőzetek egyaránt igazolták.
Nukleoszintézis a csillagokban A termonukleáris fúzió lépései (25 MNap)állomáshőmérsékleti kritériumidőtartam hidrogén fúzió4 K7 év hélium fúzió2 K5 év szén fúzió6 K600 év neon fúzió1,2 K1 év oxigén fúzió1,5 K6 hónap szilícium fúzió2,71 nap A csillagfejlődés kiindulási oka a csillagok törekvése a nukleáris egyensúlyi állapot elérésére. Emiatt megy végbe a nukleoszintézis, ami a csillagok centrális magjában zajlik, és a lítium és a vas között sokféle nehezebb elemet létrehoz. A csillagokban lejátszódó fúziós folyamatok közül különösen fontos a hélium proton-proton ciklus miatt, illetve a szén a héliumtermelő CNO-ciklus miatt, valamint a vörös óriásokban végbemenő háromalfa-ciklus.
Fősorozati csillagok A csillagfejlődési Hertzsprung–Russell-diagram fősorozatán helyezkednek el, energiatermelésüket hidrogén-hélium fúzió fedezi. Ez kétféleképpen mehet végbe: egyik a közvetlen proton-proton ciklus (alsó fősorozat), amely a Naphoz hasonló relatíve kis tömegű csillagok esetében dominál. A másik a szén-nitrogén ciklus (felső fősorozat), amely nagyobb tömegű atommagok jelenlétében történik. 400px|thumb|left|A proton–proton ciklus átalakulásai részletezve. Az ábrán feltüntettük az egyes reakciók arányát a Nap esetére. Proton-proton ciklus
A proton-proton ciklus a 0,08 és 1,5 Mnap naptömegű fősorozati csillagokban lejátszódó fő energiatermelő folyamat. Ennek során hidrogén atommagokból hélium atommagok keletkeznek, amit energiafelszabadulás kísér gamma-fotonok formájában:
A folyamatnak köszönhetően a Nap belsejében másodpercenként 6 g hidrogén alakul héliummá, ebből 0,7% energiává alakul, gamma-fotonok formájában. A gamma-fotonoknak közel 1 millió évre van szükségük, hogy elérjék a Nap fotoszféráját, miközben különböző kölcsönhatások következtében csökken az energiájuk (nő a hullámhosszuk).
Az energiatermelő folyamat egyidejűleg három különböző módon valósulhat meg, azaz a pp ciklusnak három allánca (ppI, ppII, ppIII) létezik:
PPI: 26,20 MeV. Elágazási arány: 90%. Domináns folyamat 10–14 MK hőmérsékleten között. (10 MK hőmérséklet alatt nem indul be a folyamat.) PPII: 25,67 MeV. Elágazási arány: 10%. Domináns folyamat 14–23 MK hőmérsékleten. PPIII: 19,20 MeV. Elágazási arány: 0,001%. Domináns folyamat 23 MK fölött. A lánc elején két proton héliummá alakulása kétféleképpen mehet végbe. Az egyik lehetőség a közvetlen proton–proton (pp) reakció, melynek során az egyik proton a másik közvetlen közelében neutronná bomlik; a két részecske ezután a hidrogén egyik nehézizotópjává, deutériummá egyesül, miközben egy pozitron és egy neutrínó szabadul fel. Ez a folyamat másodpercek alatt játszódik le. A másik energiatermelő folyamat a pep-reakció, amelyben három részecske – két proton és egy elektron – vesz részt, s egy deutériummag, valamint egy neutrínó keletkezik. Ennek a reakciónak a valószínűsége azonban jóval kisebb, mint a proton–proton reakcióé.
A folyamat második lépése során az említett két reakcióban létrejött deutériummag egy újabb protonnal gamma-sugárzás kíséretében hélium–3 maggá egyesül. Ehhez a reakcióhoz – a megduplázódott töltések erősebb taszítása miatt – már 1 millió év szükséges.
Az elfogadott elméletek szerint a reakciólánc az esetek 93%-ában úgy fejeződik be, hogy két hélium–3 mag egyesül egy alfa-részecskévé, miközben két felesleges proton szabadul fel, melyek ezután ismét belépnek a ciklusba. Az esetek megközelítőleg 7%-ában azonban a hélium–3 egy alfa-részecskével egyesül, és gamma-sugárzás kíséretében berillium–7 keletkezik; ami azután egy elektront elnyelve lítium–7-té alakul, kibocsátva egy neutrínót. Nagyon ritkán – nagyjából ezer esetből egyszer – a proton-proton ciklus végén a berillium–7 egy protonnal radioaktív bór–8-cá egyesül, amely azután két alfa-részecskére, egy pozitronra és egy nagy energiájú neutrínóra bomlik el. A Nap belsejében a hélium–3 magok magányos protonokkal is egyesülhetnek, aminek következtében egy alfa-részecske, egy pozitron és egy neutrínó keletkezik; de ez a reakció csak elvétve – még a bór–8 mag bomlásánál is ezerszer ritkábban – fordul elő. A Napban keletkezett 4-es tömegszámú héliummagnál megszakad a fúziós lánc, a Pauli-elv miatt nem létezik 5-ös tömegszámú elem. Így a feltételezhető folyamat végállapota nem létezik. Nem lehetséges továbbá a folyamatra sem a 8-as tömegszámú berilliummag instabilitása miatt.
CNO-ciklus
thumb|left|350px|A CNO-ciklus A fősorozati csillagok másik fő energiatermelő folyamata a Bethe-Weizsäcker-féle szén-nitrogén ciklus (röviden: CNO-ciklus). Ennek során négy proton alfa-részecskévé alakul, mellette két pozitron és két elektron-neutrínó keletkezik, valamint az energia egy része gamma-sugárzás formájában távozik. A szén, nitrogén és oxigén atommagok katalizátorként szolgálnak. A szén viszont nem tökéletes katalizátor, nagy része a ciklus végén nitrogénként marad vissza. A nitrogén jelentős része ennek köszönhetően keletkezik a csillagokban a keletkezésükkor eredetileg meglévő szénatomokból, és emiatt szekunder elemnek nevezzük; ellentétben a primer elemekkel, amelyek a hidrogénfúzióból keletkeztek az adott csillagon belül. A CNO-ciklus a szén, nitrogén és oxigén elemek között jól meghatározott mennyiségi arányt alakít ki, ezért ezen elemek relatív gyakoriságának vizsgálata jelentős a nukleoszintézis kutatása szempontjából. A reakció kisebb gyakorisággal (0,04% valószínűséggel) végbemenő változatában a fent látható utolsó reakcióban nem 12C és 4He, hanem 16O és egy foton keletkezik és a következőképp folytatódik. Ahogy a szén, nitrogén és oxigén a fő folyamatban, a fluor csak katalizáló szerepet lát el, nem halmozódik fel a csillagban.
Proton-proton ciklus vs. CNO-ciklus PP ciklus: Tc < 2 K M < 1,5 MSol εPP ~ ρT4 τ ~ 7 év
CNO-ciklus: Tc > 2 K M > 1,5 MSol εCNO ~ ρT17 τ ~ 3 év
A két folyamat hőmérsékletfüggéséből látható, hogy magas hőmérsékleten (felső fősorozat) a CNO-ciklus, alacsonyabb hőmérsékleten (alsó fősorozat) a proton-proton ciklus dominál. Vörös óriások
A vörös óriás állapotban lévő csillagok a Hertzsprung-Russell diagram óriáságán (HRD) helyezkednek el, energiájukat a hidrogénégető rétegből nyerik, amely egy héliummagot vesz körül. Ebben a fejlődési szakaszban a csillag még nagyjából sugárzásegyensúlyban van. 10 kelvinen beindul a hélium égése, amivel elkezdődik a három-alfa ciklus. A csillagban ettől fogva két energiaforrás van jelen, egy héliumégető mag, és az azt körülvevő hidrogénégető héj. Az energiatermelés nagy részét azonban továbbra is a hidrogénégető héj adja. A csillag ebben a fázisban bizonyos mértékben összehúzódik, fehér vagy sárga óriás lesz belőle. A magjukban héliumot égető csillagok a csillaghalmazok HRD-jének horizontális óriáságban helyezkednek el. Ha a csillag tömege nem éri el a 0,5 naptömeget, magjukban az alacsony hőmérséklet miatt nem indulhat be a három-alfa ciklus.
(1)
(2)
A berillium mag nagyon instabil, ezért visszabomlik a kiindulási két héliummaggá. A héliummagokat ezután szén magok fogják be, majd további befogásokkal oxigén, neon és magnézium keletkezik:
(3)
(4)
A nettó reakció:
Szuperóriások 5 K fokon beindul a szén fúziója:
A három alfa-ciklus során a CNO-ciklusból keletkezett 16O izotóp alfa-részecskéket befogva tovább fuzionál:
sorozat épül ki, ami ezen elemek égésével megy végbe: thumb|left|200px|Nagy tömegű csillagokban életük vége felé különböző összetételű rétegek alakulnak ki, és ezekben különböző folyamatok zajlanak
A folyamat végterméke a lezárt elektronhéjú 28Si izotóp, ami rendkívül gyakori. Ezt követi az alábbi folyamat:
Itt végeredményként (nagyrészt) vas atommagok keletkeznek, amiben az egy nukleonra jutó kötési energia a legnagyobb, és ami az univerzum egyik leggyakoribb eleme. A magfúzió a vasnál megáll, a csillag utolsó nukleáris energiatartaléka ezzel kimerül. A csillag középponti magja atommag-sűrűségűre roppan össze. A nagy sűrűségre összepréselődő elektrongáz kvantum-mozgása hevessé válik, az elektronok mozgási energiája eléri a béta-bomlás p+ → no átmenetéhez szükséges energiát. Az atommagok protonjai így neutronná alakulnak. A sok-sok neutronból végül egy naptömegű égitest alakul ki, amit a gravitáció egy néhány km átmérőjű gömbben stabilizál, ez a neutroncsillag.