Sintesis nuklear (Jawi: سينتيسيس نوکليار; Inggeris: nucleosynthesis) ialah satu proses yang menghasilkan nukleus atom yang baru daripada nukleon-nukleon sedia ada, terutama sekali proton dan neutron. Nukleus-nukleus pertama dihasilkan kira-kira tiga minit selepas Letupan Besar melalui satu proses yang dikenali sebagai sintesis nuklear Letupan Besar. Ketika itulah hidrogen dan helium terbentuk, yang kemudiannya menjadi isi bintang-bintang terawal, dan juga bertanggungjawab atas nisbah hidrogen/helium kini di angkasa lepas.
Adalah dipercayai bahawa nukleon purba itu sendiri terbentuk daripada plasma kuark-gluon sekitar 13.8 bilion tahun yang lalu semasa Letupan Besar kerana ia menyejuk di bawah dua trilion darjah. Beberapa minit selepas itu, bermula dengan hanya proton dan neutron, nukleus sehingga litium dan berilium (kedua-duanya dengan nombor jisim 7) telah terbentuk, tetapi hampir tidak ada yang lain. elemen. Beberapa boron mungkin telah terbentuk pada masa ini, tetapi proses itu terhenti sebelum karbon yang ketara boleh terbentuk, kerana unsur ini memerlukan hasil keluaran ketumpatan dan masa helium yang jauh lebih tinggi daripada yang terdapat dalam tempoh nukleosintesis yang singkat daripada Big Bang. Proses gabungan itu pada dasarnya ditutup pada kira-kira 20 minit, disebabkan penurunan suhu dan ketumpatan apabila alam semesta terus berkembang. Proses pertama ini, Sintesis nuklear Letupan Besar, adalah jenis penciptaan nuklear pertama yang berlaku di alam semesta, mencipta apa yang dipanggil unsur primordial.
Dengan penghasilan bintang-bintang, nukleus-nukleus yang lebih berat dihasilkan melalui sintesis nuklear najam, satu proses yang masih berterusan hingga ke hari ini. Sebahagian daripada unsur-unsur ini, terutamanya yang lebih ringan daripada besi, terus dihantar ke dalam bahantara antara bintang apabila bintang-bintang berjisim rendah melentingkan lapisan luarannya sebelum ia runtuh dan menjadi bintang kerdil putih. Saki-baki jisimnya yang dilenting membentuk nebula planet yang boleh dilihat di seluruh galaksi.
Sintesis nuklear supernova di dalam bintang-bintang yang meletup bertanggungjawab ke atas kelimpahan unsur-unsur di antara magnesium (A=24) dan nikel (A=60).[1] Sintesis nuklear supernova juga dikatakan bertanggungjawab ke atas penghasilan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dan nikel, di dalam saat-saat terakhir kejadian supernova jenis II. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini menyerap tenaga (endotermik) tatkala ia dihasilkan, daripada tenaga yang dihasilkan sewaktu letupan supernova. Sesetengah unsur ini dihasilkan daripada serapan beberapa neutron dalam masa beberapa saat sewaktu letupan itu. Antara unsur yang terhasil dalam supernova adalah unsur-unsur semula jadi yang paling berat seperti uranium dan torium.
Spalasi sinar kosmik yang terjadi apabila sinar kosmik melanggar bahantara antara najam dan memecahkan spesis atom yang lebih besar adalah sumber penting nukleus-nukleus yang lebih ringan, terutamanya 3He, 9Be dan 10,11B, yang tidak terbentuk dalam sintesis nuklear najam.
Selain proses-proses pelakuran yang bertanggungjawab ke atas kelimpahan unsur di angkasa, beberapa proses semulajadi yang kecil juga terus menyumbang jumlah nuklid baru yang sangat kecil di Bumi. Nuklid-nuklid ini tidak memberi banyak kesan kepada kelimpahan unsur-unsur, tetapi ia boleh menjelaskan kewujudan nukleus baru yang tertentu. Nuklid-nuklid baru ini terhasil melalui radiogenesis (pereputan) radionuklid azali berat dengan jangka hayat panjang seperti uranium dan torium. Pelanggaran sinar kosmik dengan unsur-unsur di Bumi juga menyumbang kepada kewujudan spesis-spesis atom yang jarang dan berjangka hayat pendek yang dipanggil nuklid kosmogenik.
Jadual berkala menunjukkan asal usul setiap unsur yang dipercayai pada masa ini. Unsur-unsur daripada karbon sehingga sulfur boleh dibuat dalam bintang semua jisim melalui tindak balas pelakuran zarah bercas. Unsur kumpulan besi kebanyakannya berasal daripada proses keseimbangan nuklear-statistik dalam letupan supernova termonuklear. Unsur di luar besi dibuat dalam bintang berjisim tinggi dengan tangkapan neutron perlahan (proses s), dan dengan tangkapan neutron pantas dalam proses r, dengan asal-usulnya diperdebatkan antara varian supernova yang jarang ditemui dan perlanggaran bintang padat. Ambil perhatian bahawa grafik ini ialah pemudahan urutan pertama bagi bidang penyelidikan aktif dengan banyak soalan terbuka.Kelimpahan unsur kimia dalam Sistem Suria. Hidrogen dan helium adalah yang paling biasa, sisa dalam paradigma Letupan Besar.[2] Tiga unsur seterusnya (Li, Be, B) jarang berlaku kerana ia kurang disintesis dalam Letupan Besar dan juga dalam bintang. Dua arah aliran umum dalam unsur-unsur yang dihasilkan oleh bintang yang tinggal ialah: (1) selang seli kelimpahan unsur mengikut sama ada ia mempunyai nombor atom genap atau ganjil, dan (2) penurunan umum dalam kelimpahan, apabila unsur menjadi lebih berat. Dalam aliran ini menunjukkan kemuncak pada kelimpahan besi dan nikel, yang boleh dilihat terutamanya pada graf logaritma yang merangkumi kuasa yang lebih sedikit daripada sepuluh, katakan antara logA=2 (A=100) dan logA=6 (A=1,000,000).
