核合成
简介在之后的几分钟内，只有质子和中子，也有生成锂和铍（原子量都是7），但相对来说只有很少的数量。太初核合成的第一个过程可以称为核起源（成核作用），随后产生各种元素的核合成，包括所有的碳、氧等元素，都是发生在原始恒星内部的核融合或核分裂。
历史化学元素被创造的第一个想法是在宇宙的开始，但是未能成功的发现其途径。在1920年，亚瑟·爱丁顿第一个由观测到的现象建议恒星是经由氢融合成氦来产生能量的，但是这个想法未能被接受，因为当时仍欠缺核反应的机制。就再第二次世界大战开始之前的那一年，汉斯·贝特首先证明了氢融合成氦的核机制，然而，这些早期对恒星能量的研究工作并不能处理比氦重的元素是如何起源的。弗雷德·霍伊尔在第二次世界大战开始之际，刚开始研究重元素的核合成如何在恒星内部进行（见参考资料列表），这项工作认为由于恒星的演化使比氢重的元素得以产生。霍伊尔的研究解释了当星系变老时，元素的丰度是如何随着时间增加。随后发生的是，由霍伊尔所描绘的情景，在1960年代对威廉·艾尔弗雷德·福勒、艾利丝泰尔·卡麦伦（Alistair G. W. Cameron）和唐纳德·卡莱顿（Donald D. Clayton），以及其它的许多研究者产生了创造性的贡献。回顾在1957年由伯比奇夫妇（E. M. Burbidge及G. R. Burbidge）、福勒和霍伊尔等撰写的论文（见参考资料列表），可说是对这个知名领域的状态做了总结。经由天文学家所提供的文件，这些论文定义了在个别的恒星中，重元素如何由一种转变为另一种的过程。
过程有一定数量的天文物理过程被相信要负责宇宙中的核合成，这些多数都发生在恒兴内部炙热的物质内。相继发生在恒星内部的核融合过程通常是氢燃烧（质子-质子链反应或碳氮氧循环）、氦燃烧、碳燃烧、氖燃烧、氧燃烧和硅燃烧。这些过程依据每个核子的最高结合能，能创造出铁和镍与它们的同位素。更重的元素可以在恒星内度经由的著名的中子捕获过程 －S-过程，或是爆炸的环境下，像是超新星，由一定数量的过程产生。还有一些更重要的过程，包括快中子捕获的Rp-过程和经由核子内光致蜕变的p-过程（有时称为γ-过程）。
最简单元素氢的核转变成较重元素的核的过程。这个核聚变过程的第一步是在大爆炸中完成的，它将大量氢转变成氦；但除最轻的几种元素外，所有其他元素都是在恒星内部叫做恒星核合成的过程中由氢和氦加工而成。大爆炸核合成发生在宇宙已经膨胀和冷却到温度大约开氏1,000亿度那一刻之后，这大概是奇点爆发后百分之一秒，即暴涨时期已经过去很久。那时，宇宙迅速膨胀和冷却，但在它膨胀冷却时，原始质子和中子经由?衰变和逆?衰变彼此互相转化。这个过程在宇宙年龄约3分46秒钟、温度降到开氏9亿度时结束。这时，宇宙继续冷却和膨胀，质子和中子的比例则‘冻结’下来了：重子形态质量的大约25％成为氦核，差不多75％成为氢核，还有极少量其他轻核，如氘和锂。这就是提供给恒星核合成的原料。恒星核合成已在1950年代由弗雷德?霍伊尔及其同事详细论证（见B2FH；霍伊尔也曾在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?麦克雷爵士说，‘正是这篇论文促使很多物理学家承认大爆炸宇宙学是一门严肃的定量科学’）。
恒星内部的元素形成基本过程是将氦-4核（又叫做?粒子）加进已经存在的核，所以元素是按每步4个原子质量单位一步一步加工出来的。氦本身也在主序恒星内部由氢加工而成（见质子-质子链和碳循环），所以在恒星演化的较晚阶段有大量的氦作为原料。但是，核合成系列的第一步就遇到了一个瓶颈，因为两个氦-4核结合而成的铍-8核极不稳定，它将在形成之后仅仅10亿亿分之一秒破裂。多亏霍伊尔的洞察力证明，三?过程可以克服这个瓶颈，因为它实质上是自发地将三个氦-4核聚合成一个碳-12核。正如一个氦-4核的质量略小于两个质子和两个中子加在一起的质量，因而代表一种较稳定的物质形态，一个碳-12核的质量也略小于构成它的三个?粒子的质量之和。以这种方式每形成一个碳-12核，‘多余的’质量便按照著名公式E=mc2转化成能量。一旦恒星含有了碳，剩下的事情就多多少少是一帆风顺了。只要聚变过程仍然释放能量，聚变就将继续下去。再添加一个?粒子便聚合成氧-16，照此办理，将依次加工出氖-20、镁-24，而终于形成硅-28。
与此同时，产生电子或（比较罕见）正电子的放射衰变过程还形成了其他元素和同位素－但核中含有相当于整数个?粒子的元素仍然最为普通。这一连串反应的最后一步是一对硅-28核结合成铁-56和相关元素，如镍-56和钴-56。这些‘铁峰’元素是所有元素中最稳定的，要想加工更重的元素，必须输入能量，强迫这些核聚合在一起。为说明这一切，我们用一个山谷表示每个核储存的能量，因而也就是核的稳定性。谷底是每个核子所含能量为最小的铁峰元素（尽管它们在谷底，我们也说是‘峰’，因为它们比较普通，而且在元素的宇宙丰度表中突出为一个高点）。沿山谷的一边坡往上，是越来越轻的元素，坡顶上是氢。设想每个元素站在沿坡设立的一个小岩架上；如果没有干扰，它将停留在岩架上不动，但如果推它一下，它将往下跳一级，并释放出比被推时获得的能量稍多一些的能量。沿另一边坡往上，是比铁越来越重的元素，如铅和铀，它们也站在各自的岩架上。但要把较低岩架上的元素向上移动到较高的岩架（即将它变成较重的元素），将需要很多能量。
只要有机会，很多重元素都乐意在称为核裂变的过程中分裂，将多余的能量释放掉而朝谷底跳到另一个较低的岩架上。当高能中子渗入核并停留在核中时，也能在恒星内部形成比铁更重的元素。作为恒星内部各种聚变反应副产品的中子到处都有，使得较重元素可以缓慢而平稳地通过这一途径形成，这叫做s过程。同样，由此产生的‘新’核本身可以是稳定的，也可能放射一个正电子而变成另一种稳定的核。这种缓慢的中子俘获过程可以生产从铁-56到铋-209的各种元素，但如果铋-209俘获一个中子，它就将在类似铍瓶颈的过程中通过?衰变分裂。这全部活动正在质量小于大约九倍太阳质量的红巨星中进行。当有大量高能中子时，更重的元素，以及铁-56和铋-209之间的富中子核，可以通过快得多的中子俘获过程（r过程）加工而成。这种情况发生在超新星爆发过程中，这时，恒星内核坍缩的引力能‘费力地’驱动聚变反应，使得两个或更多中子迅速地相继被一个核俘获，随后是一连串的?衰变。很多同位素可以在以上两种过程中形成，极少数稳定的、中子不那么富裕的核则只能形成于r过程及随后的?衰变，仅仅28种同位素只能产生于s过程。两种过程都中止于质量很大的元素；如果这样的重核真的在超新星中形成，它们也将很快分裂－或是通过?衰变（发射一个氦-4核），或是通过核裂变（产生两个大致相等的‘子’核，每个子核的质量约为分裂前的核的质量之半）。
天体物理学家竟然能够如此详尽描述发生在恒星内部的这些过程，这似乎令人难以相信，然而，有关的各种核反应的‘截面’是根据地球上粒子加速器的研究结果定出来的，而基于这些截面的模型所做的预言与观测到的各种元素的宇宙丰度符合得很好。结论是，无论是关于宇宙诞生后最初百分之一秒到3分46秒间这段时间内曾经发生过什么，或是关于今天的主序星、红巨星和超新星内部正在发生什么，我们的认识都是十分可靠的。
类型四种主要的核合成太初核合成太初核合成发生在宇宙最初的三分钟，并且是对宇宙中1H（氕）、2H（氘）、3He（氦-3）和4He（氦-4）等元素丰度比率的负责者[1]。虽然4He继续被其它的机制（像是恒星的核融合和α衰变）制造出来，而且也有可察觉到的1H继续由散裂和其它确定的放射性衰变（质子发射和中子发射）制造出来，而除了3He和氘之外，许多元素在宇宙中都有许多不同的微量同位素，经由罕见的cluster decay，在大霹雳之际被制造出来。这些元素的核子，像是7Li和7Be，相信在宇宙形成的100秒至300秒的时段内，在太初的夸克胶子海冻结形成质子和中子之后，都曾经形成过。但是因为太初核合成在膨胀和冷却之前经历的时间很短，因此没有比锂更重的元素可以生成（这段元素形成的时间是在等离子体的状态下，还没有冷到稍后可以让中性元素形成的状态）。恒星核合成主条目：质子-质子链反应、3氦过程、碳氮氧循环和S-过程
恒星核合成发生在恒星演化过程中的恒星，经由核融合的过程负责形成从碳到钙的元素。恒星是将氢和氦融合成更重元素的核子炉，在温度比太阳低的恒星内进行质子-质子链反应，比太阳热的恒星进行碳氮氧循环。
碳也是重要的元素，因为在整个的过程中，从氦形成碳是过程的瓶颈。在所有的恒星内，碳都是由3氦过程产生的。它也是在恒星内部产生自由中子的主要元素，引发的s-过程是涉及慢中子吸收制造出比铁和镍（57Fe和 62Ni）更重的元素。在这些过程形成的碳和一些其它元素也是生命的基础。
恒星核合成的产物通常经由行星状星云或恒星风散布至宇宙内。
第一次直接证明核合成在恒星内部发生的是1950年代早期在红巨星的大气层内发现鎝[2]。因为鎝是放射性元素，而半衰期又远短于恒星的年龄，它的出现反映出必然是在恒星的生命历程中产生的。毫无戏剧性，但更令人信服的证据是在恒星的大气中极为大量的特别稳定的元素。在历史上很重要的事例是钡的丰度比未发展的恒星多了20至50倍，这是S-过程在恒星内部进行的证据。许多新的证明出现在宇宙尘内同位素的组成上，这些是来自个别恒星的气体凝聚而成和从陨石分离出来的固体颗粒。 星尘室宇宙尘的成分之一，测量同位素状态，可以证明使星尘凝聚的恒星内部核合成的状态[3]。核爆炸合成主条目：R-过程、Rp-过程和超新星核合成
这一部份包括了超新星核合成和在强烈的典型超新星爆炸前一秒钟，如何由核反应制造出比铁更重的元素。在超新星爆炸的环境里，硅和镍之间的元素快速的由融合产生，并且超新星里有更进一步的核合成发生，像是R-过程，使在爆炸中释放出来的自由中子迅速的被吸收，制造出比镍重且富含中子的同位素。这种反应产生自然界中的放射性元素，例如铀和钍，并且这些重元素都有富含中子的同位素。
Rp-过程如同中子吸收一样，涉及自由质子的快速吸收，但他的角色较不确定。
爆炸核合成产生过于快速的放射性衰变，使中子的数量大为增加，因此有许多质子和中子成为偶数的丰富同位素被综合的产生，包括44Ti、48Cr、52Fe和 56Ni。这些同位素在爆炸后衰变成为各种原子量不同的稳定同位素。许多这样的衰变都伴随着γ射线的辐射，因此能辨认出这些爆炸中被创造的同位素。
最明确的证据来自1987 A超新星的爆炸，在超新星1987 A爆炸时侦测到大量涌现的γ射线，证明了核合成的发生。从γ射线确认了56Co和57Co，它们的放射性半衰期寿命约为一年，证明了56Fe 和57Fe是由放射性衰变产生的，而在1969年核子天文学就做了这样的预言[4]。作为爆炸核合成的一种预测和证实方法，并且在计画中成功扮演着重要角色的是美国航空暨太空总署的康普顿γ射线天文台；其它爆炸核合成的证明还有星尘中来自超新星爆炸后扩散并被冷却的颗粒。星尘是宇宙尘成分的一部分，在超新星爆炸时凝聚的颗粒内，放射性的44Ti含量特别的丰富[5]，从超新星的星尘证实了1975年的预测。在这些颗粒中其它异常的同位素比例，更具体证实了爆炸核合成。宇宙射线散裂宇宙射线散裂 宇宙射线散裂导致某些现今存在于宇宙中的轻元素形成（虽然对氘不明显）。散裂最需要负责的几乎都是3He、和锂、硼、铍（有些7锂和7铍是再大霹雳时产生的）。来自于宇宙线散裂过程的结果（主要是快质子）撞击着星际物质，这些宇宙线的撞击分割了目前存在于宇宙中的碳、氮和氧核，而且这些核子也会被宇宙线中的质子撞击。
因为任何一个只是由两个4He核子结合成的8Be核子都是不稳定的，所以硼和铍在恒星核合成过程中也没有显著的被制造出来。
经验的证据核合成的理论通过同位素丰度的计算和观测的丰度比对来验证。同位素丰盈通过计算转折率在网络典型地计算在同位素之间。典型的同位素丰度计算是依据网络中的同位素之间转换的速率来推算的。通常，可以经由其中一些反应的设定控制其它的反应，使计算的工作得以简化。