В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает следующее соотношение элементов: ¹H — 75 %, ⁴He — 25 %, D (²H) — 3⋅10⁻⁵, ³He — 2⋅10⁻⁵, ⁷Li — 10⁻⁹, что хорошо согласуется с экспериментальными данными определения состава вещества в объектах с большим красным смещением (по линиям в спектрах квазаров)^[1].

Кратковременность процесса первичного нуклеосинтеза (несколько минут) и нестабильность ядер с массовыми числами 5 и 8 («щели» в спектре масс ядер) не позволяют образоваться более тяжёлым ядрам, которые возникают лишь впоследствии, в звёздном нуклеосинтезе и под действием космических лучей в реакциях скалывания.

Часть самых лёгких ядер, кроме первичного нуклеосинтеза, образуются в звёздах. Основным источником энергии звёзд главной последовательности является синтез гелия-4 из водорода в протон-протонном цикле и (для звёзд, более тяжёлых, чем Солнце) в CNO-цикле. В протон-протонном (pp) цикле, как промежуточные продукты, образуются дейтерий, гелий-3 и литий-7.

Гелий-4 образуется также при горении первичного дейтерия, которое может происходить даже в коричневых карликах, где ещё невозможен pp-процесс из-за слишком малых температуры и давления в центре.

Синтез более тяжёлых ядер также происходит в звёздах. Углерод-12 нарабатывается в тройной гелиевой реакции (включая её взрывообразное проявление, известное как гелиевая вспышка, в ядрах красных гигантов):

${\displaystyle {}_{2}^{4}{\textrm {He}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{4}^{8}{\textrm {Be}},}$ 

${\displaystyle {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{6}^{12}{\textrm {C}}.}$ 

Некоторые другие лёгкие ядра (до фтора ¹⁹F включительно) могут синтезироваться в недрах относительно маломассивных звёзд в CNO-цикле.

Ядра до железа ⁵⁶Fe (это ядро имеет максимальную энергию связи на один нуклон) синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд. В зависимости от условий, здесь задействованы такие процессы, как горение углерода (включая взрывообразное), кислорода, неона, кремния, захват ядрами альфа-частиц (альфа-процесс).

Синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём медленного или быстрого нейтронного захвата (см. s-процесс, r-процесс), вероятно в предсверхновых и при взрывах сверхновых. Образование нейтронодефицитных тяжёлых ядер идёт через p-процесс и rp-процесс (медленный и быстрый захват протонов). Захваты нейтронов и протонов сопровождаются соответственно β⁻- и β⁺-распадами образовавшихся ядер.

Экспериментальным подтверждением факта звёздного нуклеосинтеза служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, которая образовалась в ходе первичного нуклеосинтеза и химический состав которой не изменён звёздным нуклеосинтезом.

Взрывной нуклеосинтез править

Происходит при вспышках сверхновых и других быстропротекающих процессах, связанных с потерей звездой гидростатического равновесия. Частично ответствен за образование элементов от углерода до железа и некоторой части более тяжёлых^[2].

За счёт реакций скалывания в космических лучах из ядер углерода, азота и кислорода возникают более лёгкие ядра, «обойдённые» процессами первичного и звёздного нуклеосинтеза, в частности литий-6, бериллий-9, бор-10 и бор-11.

• Распространённость химических элементов

• Чечев В. П., Крамаровский Я. М. Нуклеосинтез // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая российская энциклопедия, 1992. — Т. 3: Магнитоплазменный — Пойнтинга теорема. — С. 363—366. — 672 с. — 48 000 экз. — ISBN 5-85270-019-3.
• Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. М. Нуклеосинтез во Вселенной Архивная копия от 27 декабря 2012 на Wayback Machine — М.: Изд-во Московского университета.— 1998.
• Clayton, D. D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — Reprint. — Chicago, USA: University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10952-7.
• Clayton, D. D. Handbook of Isotopes in the Cosmos. — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2003. — ISBN 978-0-521-82381-4.
• Rolfs, C. E.; Rodney, W. S. Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics (англ.). — Chicago, USA: University of Chicago Press, 2005. — ISBN 978-0-226-72457-7.
• Iliadis, C. Nuclear Physics of Stars. — Weinheim, Germany: Wiley-VCH, 2007. — ISBN 978-3-527-40602-9.

• Hoyle, F. The Synthesis of the Elements from Hydrogen (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1946. — Vol. 106, no. 5. — P. 343—383. — doi:10.1093/mnras/106.5.343. — Bibcode: 1946MNRAS.106..343H.
• Hoyle, F. On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1954. — Vol. 1. — P. 121. — doi:10.1086/190005. — Bibcode: 1954ApJS....1..121H.
• Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars (англ.) // Reviews of Modern Physics. — 1957. — Vol. 29, no. 4. — P. 547—650. — doi:10.1103/RevModPhys.29.547. — Bibcode: 1957RvMP...29..547B.
• Meneguzzi, M.; Audouze, J.; Reeves, H. The Production of the Elements Li, Be, B by Galactic Cosmic Rays in Space and Its Relation with Stellar Observations (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1971. — Vol. 15. — P. 337—359. — Bibcode: 1971A&A....15..337M.