تألیف و ترجمه: حمید وثیق زاده انصاری
منبع:راسخون
منبع:راسخون
هر آن‌چه در پیرامون خود می‌بینیم از حدود نود عنصر شیمیایی (طبیعی) پدید آمده‌اند. کشف و شناسایی این عنصرها، یکی از بزرگ‌ترین دستاوردهای شیمی در سده‌های هجده و نوزده میلادی بوده است. در اوایل سده‌ی بیستم، درک بهتری از اتم و ویژگی‌های هر یک از عناصر فراهم آمد. الکترون‌ها که دارای بار منفی هستند هم‌چون سیاره‌ها که به دور خورشید گردش می‌کنند پیرامون هسته‌ای با بار مثبت در گردش هستند. هسته‌ی سنگین اتم، گرچه در مقایسه با تمام اتم بسیار کوچک است تقریباً تمام جرم اتم را تشکیل می‌دهد. هسته‌ی اتم از پروتون‌های دارای بار مثبت و نوترون‌های بدونِ بار الکتریکی به وجود آمده است. ماهیت شیمیایی یک عنصر، به شمار پروتون‌هایی بستگی دارد که از یک (در هیدروژن) تا نود و دو (در اورانیوم) و حتی بیشتر – در عناصری که به صورت طبیعی بر روی زمین یافت نمی‌شوند ولی فیزیک‌دان‌ها و شیمی‌دانان در دهه‌های اخیر موفق به تهیه‌ی آن‌ها گردیده‌اند – در تغییر است.
اما به راستی، عناصر شیمیایی از کجا آمده‌اند؟ واکنش‌های شیمیایی، با تشکیل و شکستن پیوندهای شیمیایی، اتم‌ها را به صورت مجموعه‌های متفاوتی به نام مولکول درمی‌آورند. در این واکنش‌ها، فقط الکترون‌های لایه‌ی بیرونی اتم شرکت می‌جویند: هسته‌ی مرکزی دست نخورده می‌ماند. بنا بر این واکنش‌های شیمیایی نمی‌توانند یک عنصر را به عنصر دیگری تبدیل کنند. برای تبدیل عنصری به عنصر دیگر، لازم است که ذرات تشکیل دهنده‌ی هسته را تغییر داد. تغییر ذرات به وجود آورنده‌ی هسته، طی پرتوزایی (رادیواکتیویته)، یعنی هنگام شکافته شدن هسته‌ها و پدید آمدن هسته‌های سبک‌تر، رخ می‌دهد. هسته‌ی عناصر سبک نیز می‌توانند به هم جوش بخورند و اتم‌های سنگین‌تری به وجود آورند. این فرایند، دشوار است زیرا انرژی بسیار زیادی لازم است تا هسته‌ها به اندازه‌ی کافی به هم نزدیک شوند و بتوانند به هم «بچسبند». فیزیک‌دانان برای مطالعه‌ی این‌گونه واکنش‌ها، از شتاب‌گرهای پرانرژی ذره استفاده می‌کنند. جوش خوردن اتم‌ها در دماهای بسیار بالا نیز که منجر به حرکت سریع و تصادفی آن‌ها می‌شود امکان‌پذیر است. واکنش‌های شیمیایی نیز به انرژی گرمایی نیاز دارند و معمولاً در دمای بالا با سرعت بیش‌تری انجام می‌شوند. برای انجام واکنش‌های شیمیایی، دماهایی در حدود چند ده درجه، یا چند صد درجه، و به ندرت چند هزار درجه‌ی سلسیوس کافی است. اما برای واکنش‌های هسته‌ای، شرایط بسیار داغ‌تری، دست‌کم ده میلیون درجه‌ی سلسیوس، لازم است. در چند دقیقه‌ی آغاز عمر جهان، یعنی اندکی پس از مهبانگ یا انفجار بزرگ که حدود پانزده میلیارد سال پیش جهان را پدید آورد، چنین شرایطی وجود داشته است. واکنش‌های هسته‌ای در درون ستاره‌ها نیز رخ می‌دهند؛ درواقع واکنش‌های هسته‌ای تنها منبعی هستند که می‌توانند ستاره‌ها را برای میلیاردها سال داغ نگه دارند. به این ترتیب، دو منبع برای ساخته شدنِ اغلب عناصر، عبارت بوده‌اند از انفجار بزرگِ آغازِ تشکیل جهان، و واکنش‌های درون ستاره‌ها.
عناصر موجود در زمین از نظر فراوانی بسیار متفاوتند. اکسیژن، سیلیسیوم، و آهن به وفور یافت می‌شوند. بسیاری از عناصر نظیر طلا، میلیون‌ها بار کم‌تر وجود دارند. اغلب عناصر، به شیوه‌های متفاوتی برای ما اهمیت دارند. آهن بخش اصلی مغز زمین را تشکیل داده است. برای مثال،لایه‌های پوششی سیاره‌ی ما، از جمله پوسته‌ی زمین، از سیلیسیوم و اکسیژن همراه با مقادیر کم‌تری از عناصر دیگر به وجود آمده است. تقریباً سی عنصر برای حیات اهمیت دارند. این عناصر کربن، اکسیژن، هیدروژن، و نیتروژن، و حتی برخی عناصر کمیاب نظیر سلنیوم را شامل می‌شوند. در کشورهای صنعتی تقریباً تمام عناصر در صنعت مورد استفاده قرار می‌گیرند. برای نمونه، در تولید تلفن‌های دارای شماره‌گیر تماسی، بیش از چهل و دو عنصر به کار برده می‌شود.
بسیاری از خصیصه‌های مربوط به ترکیب شیمیایی زمین را در سایر جاهای عالم نمی‌توان یافت. می‌دانیم که دو عنصر سبک، یعنی هیدروژن و هلیوم، بیش از نود و نه درصد جهان قابل مشاهده را تشکیل داده‌اند و سایر عناصر به مقدار بسیار کم‌تری وجود دارند. مقدار هلیوم و هیدروژن بر روی زمین بسیار ناچیز است زیرا این عناصر به جز در دماهای بسیار پایین، به صورت گاز هستند و هنگام تشکیل زمین در فضا پراکنده شده‌اند. از تراکم عناصر معمولی، توده‌های جامد فلز آهن و اکسیدهای سیلیسیوم و غیره به وجود آمدند و به صورت ذرات غباری که بالاخره سیاره‌ی ما را به وجود آوردند در آمدند. شناخت فراوانی عناصر موجود در فضا اهمیت بسیاری دارد زیرا نه فقط ترکیب نهایی زمین را تحت تأثیر قرار می‌دهند بلکه نشانه‌های بسیاری از چگونگی پیدایش عناصر را به دست می‌دهند. یک نظریه‌ی جامع و قابل قبول دربارهی خاستگاه عناصر، باید بتواند فراوانی عناصر را تبیین کند. به راستی، چگونه می‌توان به فراوانی عناصر پی برد؟
اگوست کنت فیلسوف قرن نوزدهم میلادی فکر می‌کرد که پی بردن به ترکیب شیمیایی ستاره‌ها و سایر اجرام آسمانی هیچ‌گاه امکان‌پذیر نخواهد شد. اما، حتی هنگامی که او سرگرم نوشتن نظریه‌ی خود بود، شواهد مورد نیاز برای پی بردن به ترکیب شیمیایی ستاره‌ها فراهم می‌آمد. اگر شما بتوانید به کمک یک منشور یا توری پراش (توری پراش (diffraction grating) به طور ساده، یک صفحه‌ی شیشه‌ای است که بر روی آن به فواصل بسیار بسیار کم، خط‌های موازی خراش داده شده است تا نور به هنگام عبور از چنین صفحه‌ای به طیف تجزیه شود) طیف نور خورشید را به رنگ‌ها یا طول موج‌های مختلف تفکیک کنید، خطوط تیره‌ای را در متن طیف مشاهده خواهید کرد. فیزیک-شیمی‌دانان با قرار دادن عناصر مختلف در شعله، همین خطوط را در طیف‌های به دست آمده در آزمایشگاه مشاهده می‌کنند. علت پیدایش این خطوط آن است که جذب یا نشر نور به وسیله‌ی عناصر مختلف در طول موج‌های بسیار دقیق و مشخصی صورت می‌گیرد. طول موج خط‌های مشاهده شده در طیف خورشید نشان می‌دهد که چه عناصری در لایه‌های بیرونی خورشید وجود دارند، که عناصری هستند که مقداری از نور تولید شده در درون خورشید را جذب کرده‌اند و در نتیجه، طیف خطوط جذبی به وجود آورده‌اند. شدت این خط‌ها، مقدار نور جذب شده و در نتیجه مقدار هر یک از عناصر موجود را مشخص می‌سازد. اخترشناسان تجزیه و تحلیل‌های مشابهی بر روی نور خورشید و بسیاری از ستاره‌ها و کهکشان‌ها انجام داده‌اند و تصویری از فراوانی عناصر در فضا را به دست آورده‌اند. این اطلاعات، با تجزیه‌ی شهاب سنگ‌ها، به ویژه گونه‌ی کمیابی به نام کندریت‌های کربن‌دار، تکمیل شده است. این سنگ‌های برون زمینی که بقایای شکل‌گیری منظومه‌ی شمسی هستند، احتمالاً در سیارات یافت نمی‌شوند. ترکیب شیمیایی این شهاب سنگ‌ها، جز در مورد برخی عناصر سبک نظیر هیدروژن و هلیوم که به صورت توده‌ی جامدی متراکم نشدند، به ترکیب شیمیایی خورشید نزدیک است.
مجموعه اطلاعات به دست آمده از طیف خورشید و تجزیه‌ی شیمیایی شهاب سنگ‌ها این امکان را فراهم می‌کند که به طور نسبتاً دقیق، ترکیب کلی منظومه‌ی شمسی را بدانیم. فراوانی‌های به دست آمده، به صورت نمودار در شکل زیر نشان داده شده است. به مقیاس و گستره‌ی عظیم فراوانی‌ها توجه کنید.
هر یک از مقیاس‌ها با مقیاس بعدی ده مرتبه تفاوت دارد. به ازای هر ده به توان دوازده اتم هیدروژن، ده به توان یازده اتم هلیوم، کم‌تر از ده به توان نُه اتم از دو عنصر فراوان دیگر، یعنی کربن و اکسیژن، و کم‌تر از ده اتم از عناصر کمیاب نظیر اورانیوم وجود دارد. شکل زیگزاگی نمودار نشان می‌دهد عناصری با شمار پروتون‌های زوج از عناصری که شمار پروتون‌های آن‌ها فرد است فراوان‌ترند، و این امر، بازتاب پایداری نسبی هسته‌هاست. اگر شمار پروتون‌ها یا نوترون‌ها زوج باشد، پایداری فوق العاده‌ای به وجود می‌آید.
بررسی ستاره‌های دیگر نشان می‌دهد که فراوانی اجزای تشکیل دهنده‌ی منظومه‌ی شمسی را می‌توان نمونه‌ای از فراوانی عناصر در عالم دانست. اما نکته‌ی بسیار مهمی آشکار شده است: ستاره‌های بسیار پیر، که آغاز حیات آن‌ها به ده میلیارد سال پیش می‌رسد (عمر خورشید کم‌تر از پنج میلیارد سال است)، از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده و مقادیر بسیار کم‌تری از عناصر سنگین را در بر دارند. این امر نشان می‌دهد که عناصر سنگین در زمان تشکیل این ستاره‌ها کمیاب‌تر بوده‌اند. درواقع نظریه‌پردازان بر این باور هستند که فقط عناصر هیدروژن و هلیوم در انفجار بزرگ به وجود آمده‌اند. سایر عناصر می‌بایست پس از آن پدید آمده باشند. حتی در زمان حال نیز ممکن است مقدار آن‌ها در حال افزایش باشد.
بر اساس نظریه‌ی انفجار بزرگ، عالم به صورت گلوله‌ای آتشین از ماده‌ی بسیار چگال و داغی شکل گرفت. در مراحل اولیه چنان داغ بود که حتی هسته‌ی اتم‌ها نمی‌توانستند پایدار بمانند تا چه رسد به مولکول‌ها و موادی که با آن‌ها آشنا هستیم. عناصر شیمیایی نمی‌توانسته‌اند در آغاز وجود داشته باشند، ولی تشکیل آن‌ها ممکن است در مراحل بعدی صورت گرفته باشد. بر اساس برخی نظریه‌های اولیه دربارهی انفجار بزرگ، تصور می‌شد که تمام عناصری که می‌شناسیم در مراحل اولیه‌ی تشکیل عالم از هسته‌های سبک‌تر به وجود آمده‌اند. اکنون می‌دانیم که این امر، غیر ممکن است، زیرا سرد شدن و انبساط بسیار سریع عالم، زمان کافی برای وقوع این پدیده باقی نگذاشت. با وجود این، برخی عناصر در همان چند دقیقه‌ی اول سنتز شدند و نظریه‌ی کیهان شناختی جدید، ترکیب احتمالی عالم اولیه را به خوبی تبیین می‌کند. چند ثانیه پس از وقوع انفجار بزرگ، دمای عالم در حدود ده به توان ده درجه‌ی سلسیوس بوده است. این دما، بالاترین دمایی است که در آن، هسته‌های اتمی به جز پروتون ساده، نمی‌توانند وجود داشته باشند. پروتون‌ها دائماً در حال تبدیل به نوترون‌ها بوده‌اند و برعکس، تا این‌که سرانجام به ازای هر نوترون، تعداد هفت پروتون به وجود آمد. نوترون‌های آزاد ناپایدارند و در شرایط متعارف پس از حدود یازده دقیقه تجزیه شده و اتم‌های هیدروژن (پروتون و الکترون) را به وجود می‌آورند. پیش از وقوع این فرایند، زمان کافی برای ترکیب شدن پروتون‌ها و نوترون‌ها و تشکیل دوتریوم (ایزوتوپ سنگین‌تر هیدروژن) وجود داشته است. در دماهای بالایی که از آن پس در اختیار بود هسته‌های دوتریم به سرعت با پروتون‌های بیش‌تری ترکیب شده و فراورده‌ی نهایی، یعنی هسته‌ی پایدار هلیوم را با دو پروتون و دو نوترون پدید آوردند.
در چنین شرایطی، نسبت هلیوم تشکیل شده به هیدروژن، به شمار نوترون‌های در دسترس در دمایی که واکنش‌های هسته‌ای می‌توانند انجام گیرند بستگی دارد. فیزیک‌دانان می‌توانند این نسبت را به طور دقیق محاسبه کنند و مقدار نظری آن – حدود یک اتم هلیوم به ده اتم هیدروژن، یا بیست و سه تا بیست و پنج درصد جرمیِ هلیوم – با نسبت مشاهده شده در عالم، به ویژه در ستاره‌های پیر، سازگار است. مقدار ناچیزی دوتریم به صورت آزاد باقی می‌ماند. فراوانی پیش‌گویی شده برای دوتریم نیز با آن‌چه دانشمندان مشاهده کرده‌اند سازگاری دارد. ادامه‌ی واکنش‌های همجوشی برای تشکیل عناصر سنگین‌تر از هلیوم به علت کاهش شدید دما پس از به وجود آمدن هلیوم، سرعت چندانی نداشته است. بنا بر این به نظر می‌رسد که نود و نُه درصد مواد موجود در عالم امروز در همان مراحل اولیه به وجود آمده باشند. سازگاری چشم‌گیری که بین نظریه و مشاهدات تجربی وجود دارد قوی‌ترین دلیل بر درستی نظریه‌ی انفجار بزرگ است: هیچ نظریه‌ی دیگری در باره‌ی خاستگاه عالم، نمی‌تواند وجود نسبت مشاهده شده بین هیدروژن و هلیوم را چنین تبیین کند.
گرچه عناصر سنگین‌تر از هلیوم فقط یک درصد عالم را تشکیل می‌دهند، از جنبه‌های گوناگونی برای ما اهمیت دارند. موجودیت سیاره‌های جامد، نظیر زمین، به عناصری نظیر آهن، سیلیسیوم، و اکسیژن بستگی دارد. پیکر ما از مولکول‌های بسیار پیچیده‌ای که شامل کربن، نیتروژن، و بسیاری از عناصر دیگر هستند به وجود آمده است. جهانی متشکل از هیدروژن و هلیوم، از نظر شیمیایی، جای چندان جالبی نخواهد بود. تصور چنین جهانی بسیار دشوار است. برای تشکیل عناصر سنگین‌تر، دماهای بالا و زمان‌های طولانی‌تری از آن‌چه پس از انفجار بزرگ در اختیار بوده مورد نیاز است. چنین شرایطی را اکنون فقط در مرکز ستاره‌ها می‌توان پیدا کرد، و در همین‌جاست که اغلب عناصر سنگین تشکیل شده‌اند.
ستاره، هنگامی به وجود می‌آید که توده‌ی عظیمی از گاز، در اثرِ گرانشِ خود متراکم می‌شود. در اثر تراکم، دمای مرکز ستاره افزایش پیدا می‌کند و امکان همجوشی هسته‌های سبک‌تر و تشکیل هسته‌های سنگین‌تر را فراهم می‌سازد. انرژی حاصل از همجوشی هسته‌ای، ستاره را داغ نگه می‌دارد، و دست‌کم تا زمانی که «سوخت» هسته‌ای باقی است از تراکم بیش‌ترِ آن جلوگیری می‌کند. نخستین واکنشی که در دمای ده میلیون درجه‌ی سلسیوس ممکن است رخ دهد همجوشی هسته‌های هیدروژن (پروتون‌ها) و تشکیل هلیوم است. این واکنش طی چندین مرحله صورت می‌گیرد که در برخی از مراحل آن، نیمی از پروتون‌ها به نوترون تبدیل می‌شوند. این مرحله، به مرحله‌ی هیدروژن‌سوزیِ ستاره‌ها مشهور است. البته در این‌جا، سوختن به معنای متداول روزمره‌ی آن نیست. هیدروژن‌سوزی، عنصرهای جدیدی به وجود نمی‌آورد، اما گرمای حاصل از آن، سبب طولانی‌تر شدنِ عمر ستاره‌ها می‌شود. مرحله‌ی هیدروژن‌سوزی، منجر به تشکیل مغزی از هلیوم در مرکز ستاره می‌شود. هنگامی که هیدروژن به پایان رسید و گرمای حاصل از واکنش کاهش پیدا کرد، مرکز ستاره متراکم و داغ‌تر می‌شود. با کاهش حجم مغز، بخش‌های بیرونی ستاره منبسط می‌شود و ستاره به صورت غول گداخته‌ای در می‌آید.
رخ‌دادهای بعدی به جرم ستاره بستگی دارد. در ستاره‌هایی که جرم نسبتاً کمی داشته باشند، مغز هلیومی به صورت شیئی متراکم که بزرگ‌تر از زمین نیست در می‌آید که به کوتوله‌ی سفید شهرت دارد و در آن، هسته‌های هلیم، تنگِ هم چیده شده‌اند. لایه‌های بیرونی در فضای بیرون ستاره پراکنده می‌شوند. اگر جرم ستاره در حدود چهار دهم جرم خورشید باشد مغز چنان داغ می‌شود (حدود صد میلیون درجه‌ی سلسیوس) که هسته‌های هلیوم می‌توانند واکنش کرده و هسته‌های سنگین‌تری تشکیل دهند. هسته‌های شرکت کننده در این واکنش‌ها، دارای بار بیش‌تری هستند و برای همجوشی آن‌ها و خنثی کردنِ دافعه‌ی الکتروستاتیکی میان آن‌ها، به دماهای بالاتری نیاز هست. از دو هسته‌ی هلیوم، بریلیوم (دارای چهار پروتون) به وجود می‌آید. اما این هسته ناپایدار است و به سرعت با هسته‌های دیگری از هلیوم ترکیب می‌شود، ابتدا کربن و سپس اکسیژن به وجود می‌آورد. این دو عنصر پس از هیدروژن و هلیوم فراوان‌ترین عناصر جهان هستند.
مقادیر نسبی به وجود آمده، به دمای ستاره بستگی دارد که آن هم وابسته به جرم ستاره است. اما اخترشناسان می‌دانند که برخی خصیصه‌های جزئی فیزیک هسته‌ای نیز در این مسأله دخیل هستند. درواقع این امر تا حدودی «تصادفی» به نظر می‌رسد که کربن به علت عدم شرکت فعال در این واکنش‌ها، از این زنجیره کنار گذاشته می‌شود. دنیای بدون کربن، دنیای بدون حیات ما می‌بود! با مصرف شدن هلیوم، مغزی از کربن و اکسیژن به وجود می‌آید. برای ستاره‌ای با جرم بین چهار دهم تا هشت برابر جرم خورشید، این مرحله، پایان واکنش‌های همجوشی خواهد بود. مغز ستاره به صورت کوتوله‌ی سفیدی در می‌آید که از کربن و اکسیژن تشکیل شده است. در ستاره‌های پرجرم‌تر، مغز چنان داغ می‌شود که کربن و اکسیژن نیز می‌توانند همجوشی انجام دهند و عناصری به سنگینی گوگرد به وجود آورند. ادامه‌ی این واکنش‌ها منجر به تشکیل آهن (دارای بیست و شش پروتون) و شماری از عناصر دیگر با جرم‌های مشابه در مرکز ستاره می‌شود. واکنش‌ها در این مرحله متوقف می‌شوند، زیرا آهن در میان عناصر، دارای پایدارترین هسته است و در چنین شرایطی نمی‌تواند همجوشی انجام دهد. پیرامون مغز آهنی، واکنش‌های دیگری جریان می‌یابد و سطح مقطع ستاره به سطح مقطع یک پیاز شباهت پیدا می‌کند. علاوه بر واکنش‌هایی که هیدروژن را به آهن می‌رسانند فرایندهای همجوشی دیگری نیز در این لایه‌ها رخ می‌دهند. این واکنش‌های جزئی – به گفته‌ی اخترشناسان، طی فرایند کند – هسته‌های سنگین‌تر از آهن را نیز به وجود می‌آورند. فرایند کند، هنگامی رخ می‌دهد که نوترون‌های تولید شده در برخی از واکنش‌ها به وسیله‌ی هسته‌های دیگری گرفته می‌شوند و سبب افزایش جرم آن‌ها می‌شوند. پس از آن‌که نوترون جذب شد، می‌تواند به یک پروتون تبدیل شود. به این ترتیب، فرایند کند می‌تواند شمار پروتون‌ها و نوترون‌های یک هسته را تغییر دهد و عناصری با جرم بیسموت (دارای هشتاد و سه پروتون) به وجود آورد.
با تشکیل مغز آهنی در مرکز ستاره، عمر آن به مراحل پایانی می‌رسد. هسته‌های آهن نمی‌توانند از طریق همجوشی، انرژی تولید کنند، اما نیروی گرانشی بی‌رحمانه عمل می‌کند و با ادامه‌ی تراکم در مغز، دما به میلیاردها درجه‌ی سلسیوس می‌رسد. برخی از عناصر تشکیل شده در مغز دست‌خوشِ تجزیه می‌شوند و مرکز ستاره ناگهان به صورت توده‌ی چگالی از نوترون‌های جامد درمی‌آید. لایه‌های بیرونی فرو می‌ریزند و سپس با «واجهش»، محتوای ستاره را طی انفجار اَبَرنواختری در فضا پراکنده می‌سازند. بر اثر همین انفجار، عناصر سنگینِ بیش‌تری آفریده می‌شوند، زیرا سیلانی از نوترون‌ها در اختیار هسته‌های موجود قرار می‌گیرد. برخلاف فرایند کند که طی آن نوترون‌ها، یک‌یک به هسته اضافه می‌شوند در این‌جا شمار نوترون‌ها چنان زیاد است که چند تای آن‌ها در یک لحظه به هسته‌ای افزوده می‌شوند. این فرایند که به فرایند تند مشهور است عناصری به سنگینی اورانیوم را به وجود می‌آورد.
طی انفجار ابرنواختر، بر درخشندگی ستاره افزوده می‌شود و گاهی به اندازه‌ی یک میلیارد برابر خورشید درخشندگی پیدا می‌کند. اخترشناسان طی هفتاد سال اخیر صدها ابرنواختر را در کهکشان‌های دور پیدا کرده‌اند. این ابرنواخترها چنان دوردست بوده‌اند که برای دیدن آن‌ها، نیاز به تلسکوپ قوی بوده است. هنگامی گه یک اَبَرنواَختر در کهکشان ما یا در کهکشان‌های مجاور باشد، با چشم غیرمسلح نیز می‌توان آن‌را مشاهده کرد. در گزارش‌های تاریخی نیز رد پای چندین ابرنواختر را می‌توان پیدا کرد، از آن جمله است رصدی که در سال 1504 میلادی به وسیله‌ی اخترشناسان چینی صورت گرفت. بقایای این ابرنواختر اکنون سحابی خرچنگ را تشکیل می‌دهد که ابری متشکل از گازهای داغ است و از زمان انفجار تا کنون در حال گسترش است. طیف این ابرِ در حال گسترش، وجود برخی از عناصر تشکیل دهنده‌ی مغز ستاره را به دست می‌دهد. یکی از تازه‌ترین ابرنواخترهای قابل مشاهده با چشم غیرمسلح، در سال 1987 میلادی دیده شد. طیف گازهای آن، بسیاری از عناصر تشکیل شده در انفجار، شامل برخی از عناصر رادیو اکتیو را نشان می‌دهد که از سال 1987 میلادی به بعد در حال از میان رفتن هستند.
ماده‌ی برخی از ستاره‌ها به صورت آرام‌تری در فضا پخش می‌شود، اما انفجار ابرنواخترها مهم‌ترین راه رها ساختن عناصر در فضاست. فراورده‌های حاصل از انفجارِ ابرنواختر در فضا پراکنده و سرانجام با گازهای بیش‌تری آمیخته می‌شوند و سپس با نسل‌های بعدی ستاره‌های تشکیل شده از گاز مخلوط می‌گردند و نهایتاً سیاره‌ها را به وجود می‌آورند. علاوه بر رصد مستقیم بقایای ابرنواخترهای قدیمی، بهترین شاهد برای نظریه‌ی تشکیل عناصر در ستاره‌ها، محاسباتی است که فراوانی نسبی مشاهده شده‌ی عناصر را تأیید می‌کند. انجام این محاسبات دشوار است و قدرتِِ اَبَرکامپیوترهای جدید را می‌طلبد، اما سازگاری بین نتایج نظری و تجربی، خوب است. این محاسبات نشان می‌دهند که تقریباً، تمام مواد موجود در منظومه‌ی شمسی، به جز هیدروژن و هلیوم که از انفجار بزرگ بر جای مانده‌اند، طی چند میلیارد سال اولیه‌ی عمر کهکشان ما، به وسیله‌ی انفجارهای ابرنواختری ما پدید آمده‌اند.
لیتیوم، بریلیوم، و بور (عناصری که به ترتیب دارای سه، چهار، و پنج پروتون هستند)، تا حدی کمیاب هستند. هسته‌های این عناصر دارای پایداری زیادی نیستند و در ستاره‌ها به سرعت در واکنش‌های هسته‌ای به مصرف می‌رسند. مقدار ناچیزی لیتیوم احتمالاً در انفجار بزرگ پدید آمده است ولی قسمت اعظم این عناصر سبک طی برخورد سایر عناصر با پرتوهای کیهانی تشکیل شده‌اند؛ پرتوهای کیهانی، هسته‌هایی هستند که با سرعت زیاد در فضا حرکت می‌کنند. خاستگاه این پرتوها هنوز به درستی مشخص نشده است: برخی ممکن است از ابرنواخترها یا از سایر روی‌دادهای پر انرژی در عالم سرچشمه گرفته باشند. اما انرژی پرتوهای کیهانی چنان زیاد است که بر اثر برخورد آن‌ها با سایر هسته‌ها در فضا، هسته‌ها شکسته شده، تکه‌های بسیار کوچک‌تری به وجود می‌آورند. این فرایند احتمالاً، خاستگاه قسمت اعظم لیتیوم، بریلیوم، و بور است. شواهد این نظریه از ترکیب اتمی پرتوهای کیهانی به دست می‌آید. مقادیر نسبی این عناصر در پرتوهای کیهانی، درواقع، بیشتر از منظومه‌ی شمسی، یا حتی خود عالم است.
پروتون‌ها و نوترون‌های داخل هسته، به وسیله‌ی نیروی جاذبه‌ای به نام برهم کنش قوی به هم «چسبیده‌اند». ویژگی مهم این نیرو آن است که فقط در فاصله‌های بسیار کوتاه، در حدود ده به توان منفی سیزده سانتیمتر ، یعنی در حدود اندازه‌ی خود هسته‌ها، عمل می‌کند. نیروی مهم دیگری نیز در کاراست: دافعه‌ی الکتروستاتیکی بین پروتون‌ها که دارای بار مثبت هستند. در درون هسته، برهم کنش قوی، بر این نیروی دافعه برتری دارد و پایداری هسته را تضمین می‌کند. تصور کنید دو هسته را به هم نزدیک می‌کنیم تا عنصر سنگین‌تری به وجود آوریم. اگر بتوانیم آن‌ها را چنان به هم نزدیک سازیم که برهم‌کنش قوی وارد عمل شود این کار به آسانی انجام خواهد گرفت. اما دافعه‌ی الکتروستاتیکی در فاصله‌های بسیار دورتر نیز عمل می‌کند. بنا بر این، پیش از آن‌که هسته‌ها بتوانند بسیار نزدیک شوند، دافعه‌ی شدیدی ایجاد می‌گردد و سد راه نزدیک شدن آن‌ها می‌شود.
این دافعه منجر به پیدایش یک سد (مانع) انرژی می‌شود که به سد کولُنی مشهور است و در نمودار زیر نمایش داده شده است.
هسته‌ها، با نزدیک شدن به هم‌دیگر، دافعه‌ی ناشی از بارهای مثبت‌شان – به اصطلاح، سد انرژی کولنی – را احساس خواهند کرد. اما هسته‌ها می‌توانند «تونل‌زنی» کنند و تا جایی به هم نزدیک شوند که نیروی قوی هسته‌ای وارد عمل شود. در فاصله‌های بسیار کوچک، هسته‌ها می‌توانند همجوشی انجام دهند و هسته‌های سنگین‌تر و پایدارتری به وجود آورند.
در فیزیک کلاسیک شرط انجام واکنش همجوشی این است که دو هسته باید انرژی کافی برای گذشتن از این مانع داشته باشند. اما، فیزیک کوانتومی، نکته‌ی بسیار مهمی را در این‌جا مطرح می‌کند. بر اساس این نظریه، ذرات میکروسکوپی می‌توانند از سدهایی که در فیزیک کلاسیک نفوذناپذیر تلقی می‌شوند بگذرند. این فرایند به تونل‌زنی مشهور است و در بسیاری از فرایندهای واپاشی رادیو اکتیو، اهمیت شایانی دارد. در واکنش‌های همجوشی نیز که منجر به تشکیل عناصر سنگین می‌شوند ضرورت پیدا می‌کند. میزان تونل‌زنی به انرژی ذرات بستگی دارد و در دماهای متعارف، ناچیز است. برای وقوع همجوشی، دماهای بالا که در آن اتم‌ها دارای سرعت‌های تصادفی بالایی باشند لازم است. اما در صورتی که تونل‌زنی رخ نمی‌داد این دماها بسیار بالاتر می‌بود و تشکیل عناصر جدید نیز بسیار دشو.ارتر می‌گردید. اندازه‌ی سد کولنی با افزایش بار هسته‌هایی که به هم نزدیک می‌شوند افزایش پیدا می‌کند. بنا بر این، برای همجوشی عناصر سنگین‌تر، دماهای بالاتری لازم خواهد بود. اما نوترون‌ها فاقد بار الکتریکی هستند و به همین دلیل بدون هیچ دافعه‌ای به هسته‌ها نزدیک می‌شوند. به این ترتیب، ساختن هسته‌های سنگین‌تر، با افزایش نوترون‌ها، آسان‌تر از فرایند همجوشی معمولی است.
اما به راستی، عناصر شیمیایی از کجا آمده‌اند؟ واکنش‌های شیمیایی، با تشکیل و شکستن پیوندهای شیمیایی، اتم‌ها را به صورت مجموعه‌های متفاوتی به نام مولکول درمی‌آورند. در این واکنش‌ها، فقط الکترون‌های لایه‌ی بیرونی اتم شرکت می‌جویند: هسته‌ی مرکزی دست نخورده می‌ماند. بنا بر این واکنش‌های شیمیایی نمی‌توانند یک عنصر را به عنصر دیگری تبدیل کنند. برای تبدیل عنصری به عنصر دیگر، لازم است که ذرات تشکیل دهنده‌ی هسته را تغییر داد. تغییر ذرات به وجود آورنده‌ی هسته، طی پرتوزایی (رادیواکتیویته)، یعنی هنگام شکافته شدن هسته‌ها و پدید آمدن هسته‌های سبک‌تر، رخ می‌دهد. هسته‌ی عناصر سبک نیز می‌توانند به هم جوش بخورند و اتم‌های سنگین‌تری به وجود آورند. این فرایند، دشوار است زیرا انرژی بسیار زیادی لازم است تا هسته‌ها به اندازه‌ی کافی به هم نزدیک شوند و بتوانند به هم «بچسبند». فیزیک‌دانان برای مطالعه‌ی این‌گونه واکنش‌ها، از شتاب‌گرهای پرانرژی ذره استفاده می‌کنند. جوش خوردن اتم‌ها در دماهای بسیار بالا نیز که منجر به حرکت سریع و تصادفی آن‌ها می‌شود امکان‌پذیر است. واکنش‌های شیمیایی نیز به انرژی گرمایی نیاز دارند و معمولاً در دمای بالا با سرعت بیش‌تری انجام می‌شوند. برای انجام واکنش‌های شیمیایی، دماهایی در حدود چند ده درجه، یا چند صد درجه، و به ندرت چند هزار درجه‌ی سلسیوس کافی است. اما برای واکنش‌های هسته‌ای، شرایط بسیار داغ‌تری، دست‌کم ده میلیون درجه‌ی سلسیوس، لازم است. در چند دقیقه‌ی آغاز عمر جهان، یعنی اندکی پس از مهبانگ یا انفجار بزرگ که حدود پانزده میلیارد سال پیش جهان را پدید آورد، چنین شرایطی وجود داشته است. واکنش‌های هسته‌ای در درون ستاره‌ها نیز رخ می‌دهند؛ درواقع واکنش‌های هسته‌ای تنها منبعی هستند که می‌توانند ستاره‌ها را برای میلیاردها سال داغ نگه دارند. به این ترتیب، دو منبع برای ساخته شدنِ اغلب عناصر، عبارت بوده‌اند از انفجار بزرگِ آغازِ تشکیل جهان، و واکنش‌های درون ستاره‌ها.
عناصر موجود در زمین از نظر فراوانی بسیار متفاوتند. اکسیژن، سیلیسیوم، و آهن به وفور یافت می‌شوند. بسیاری از عناصر نظیر طلا، میلیون‌ها بار کم‌تر وجود دارند. اغلب عناصر، به شیوه‌های متفاوتی برای ما اهمیت دارند. آهن بخش اصلی مغز زمین را تشکیل داده است. برای مثال،لایه‌های پوششی سیاره‌ی ما، از جمله پوسته‌ی زمین، از سیلیسیوم و اکسیژن همراه با مقادیر کم‌تری از عناصر دیگر به وجود آمده است. تقریباً سی عنصر برای حیات اهمیت دارند. این عناصر کربن، اکسیژن، هیدروژن، و نیتروژن، و حتی برخی عناصر کمیاب نظیر سلنیوم را شامل می‌شوند. در کشورهای صنعتی تقریباً تمام عناصر در صنعت مورد استفاده قرار می‌گیرند. برای نمونه، در تولید تلفن‌های دارای شماره‌گیر تماسی، بیش از چهل و دو عنصر به کار برده می‌شود.
بسیاری از خصیصه‌های مربوط به ترکیب شیمیایی زمین را در سایر جاهای عالم نمی‌توان یافت. می‌دانیم که دو عنصر سبک، یعنی هیدروژن و هلیوم، بیش از نود و نه درصد جهان قابل مشاهده را تشکیل داده‌اند و سایر عناصر به مقدار بسیار کم‌تری وجود دارند. مقدار هلیوم و هیدروژن بر روی زمین بسیار ناچیز است زیرا این عناصر به جز در دماهای بسیار پایین، به صورت گاز هستند و هنگام تشکیل زمین در فضا پراکنده شده‌اند. از تراکم عناصر معمولی، توده‌های جامد فلز آهن و اکسیدهای سیلیسیوم و غیره به وجود آمدند و به صورت ذرات غباری که بالاخره سیاره‌ی ما را به وجود آوردند در آمدند. شناخت فراوانی عناصر موجود در فضا اهمیت بسیاری دارد زیرا نه فقط ترکیب نهایی زمین را تحت تأثیر قرار می‌دهند بلکه نشانه‌های بسیاری از چگونگی پیدایش عناصر را به دست می‌دهند. یک نظریه‌ی جامع و قابل قبول دربارهی خاستگاه عناصر، باید بتواند فراوانی عناصر را تبیین کند. به راستی، چگونه می‌توان به فراوانی عناصر پی برد؟
اگوست کنت فیلسوف قرن نوزدهم میلادی فکر می‌کرد که پی بردن به ترکیب شیمیایی ستاره‌ها و سایر اجرام آسمانی هیچ‌گاه امکان‌پذیر نخواهد شد. اما، حتی هنگامی که او سرگرم نوشتن نظریه‌ی خود بود، شواهد مورد نیاز برای پی بردن به ترکیب شیمیایی ستاره‌ها فراهم می‌آمد. اگر شما بتوانید به کمک یک منشور یا توری پراش (توری پراش (diffraction grating) به طور ساده، یک صفحه‌ی شیشه‌ای است که بر روی آن به فواصل بسیار بسیار کم، خط‌های موازی خراش داده شده است تا نور به هنگام عبور از چنین صفحه‌ای به طیف تجزیه شود) طیف نور خورشید را به رنگ‌ها یا طول موج‌های مختلف تفکیک کنید، خطوط تیره‌ای را در متن طیف مشاهده خواهید کرد. فیزیک-شیمی‌دانان با قرار دادن عناصر مختلف در شعله، همین خطوط را در طیف‌های به دست آمده در آزمایشگاه مشاهده می‌کنند. علت پیدایش این خطوط آن است که جذب یا نشر نور به وسیله‌ی عناصر مختلف در طول موج‌های بسیار دقیق و مشخصی صورت می‌گیرد. طول موج خط‌های مشاهده شده در طیف خورشید نشان می‌دهد که چه عناصری در لایه‌های بیرونی خورشید وجود دارند، که عناصری هستند که مقداری از نور تولید شده در درون خورشید را جذب کرده‌اند و در نتیجه، طیف خطوط جذبی به وجود آورده‌اند. شدت این خط‌ها، مقدار نور جذب شده و در نتیجه مقدار هر یک از عناصر موجود را مشخص می‌سازد. اخترشناسان تجزیه و تحلیل‌های مشابهی بر روی نور خورشید و بسیاری از ستاره‌ها و کهکشان‌ها انجام داده‌اند و تصویری از فراوانی عناصر در فضا را به دست آورده‌اند. این اطلاعات، با تجزیه‌ی شهاب سنگ‌ها، به ویژه گونه‌ی کمیابی به نام کندریت‌های کربن‌دار، تکمیل شده است. این سنگ‌های برون زمینی که بقایای شکل‌گیری منظومه‌ی شمسی هستند، احتمالاً در سیارات یافت نمی‌شوند. ترکیب شیمیایی این شهاب سنگ‌ها، جز در مورد برخی عناصر سبک نظیر هیدروژن و هلیوم که به صورت توده‌ی جامدی متراکم نشدند، به ترکیب شیمیایی خورشید نزدیک است.
مجموعه اطلاعات به دست آمده از طیف خورشید و تجزیه‌ی شیمیایی شهاب سنگ‌ها این امکان را فراهم می‌کند که به طور نسبتاً دقیق، ترکیب کلی منظومه‌ی شمسی را بدانیم. فراوانی‌های به دست آمده، به صورت نمودار در شکل زیر نشان داده شده است. به مقیاس و گستره‌ی عظیم فراوانی‌ها توجه کنید.
هر یک از مقیاس‌ها با مقیاس بعدی ده مرتبه تفاوت دارد. به ازای هر ده به توان دوازده اتم هیدروژن، ده به توان یازده اتم هلیوم، کم‌تر از ده به توان نُه اتم از دو عنصر فراوان دیگر، یعنی کربن و اکسیژن، و کم‌تر از ده اتم از عناصر کمیاب نظیر اورانیوم وجود دارد. شکل زیگزاگی نمودار نشان می‌دهد عناصری با شمار پروتون‌های زوج از عناصری که شمار پروتون‌های آن‌ها فرد است فراوان‌ترند، و این امر، بازتاب پایداری نسبی هسته‌هاست. اگر شمار پروتون‌ها یا نوترون‌ها زوج باشد، پایداری فوق العاده‌ای به وجود می‌آید.
بررسی ستاره‌های دیگر نشان می‌دهد که فراوانی اجزای تشکیل دهنده‌ی منظومه‌ی شمسی را می‌توان نمونه‌ای از فراوانی عناصر در عالم دانست. اما نکته‌ی بسیار مهمی آشکار شده است: ستاره‌های بسیار پیر، که آغاز حیات آن‌ها به ده میلیارد سال پیش می‌رسد (عمر خورشید کم‌تر از پنج میلیارد سال است)، از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده و مقادیر بسیار کم‌تری از عناصر سنگین را در بر دارند. این امر نشان می‌دهد که عناصر سنگین در زمان تشکیل این ستاره‌ها کمیاب‌تر بوده‌اند. درواقع نظریه‌پردازان بر این باور هستند که فقط عناصر هیدروژن و هلیوم در انفجار بزرگ به وجود آمده‌اند. سایر عناصر می‌بایست پس از آن پدید آمده باشند. حتی در زمان حال نیز ممکن است مقدار آن‌ها در حال افزایش باشد.
بر اساس نظریه‌ی انفجار بزرگ، عالم به صورت گلوله‌ای آتشین از ماده‌ی بسیار چگال و داغی شکل گرفت. در مراحل اولیه چنان داغ بود که حتی هسته‌ی اتم‌ها نمی‌توانستند پایدار بمانند تا چه رسد به مولکول‌ها و موادی که با آن‌ها آشنا هستیم. عناصر شیمیایی نمی‌توانسته‌اند در آغاز وجود داشته باشند، ولی تشکیل آن‌ها ممکن است در مراحل بعدی صورت گرفته باشد. بر اساس برخی نظریه‌های اولیه دربارهی انفجار بزرگ، تصور می‌شد که تمام عناصری که می‌شناسیم در مراحل اولیه‌ی تشکیل عالم از هسته‌های سبک‌تر به وجود آمده‌اند. اکنون می‌دانیم که این امر، غیر ممکن است، زیرا سرد شدن و انبساط بسیار سریع عالم، زمان کافی برای وقوع این پدیده باقی نگذاشت. با وجود این، برخی عناصر در همان چند دقیقه‌ی اول سنتز شدند و نظریه‌ی کیهان شناختی جدید، ترکیب احتمالی عالم اولیه را به خوبی تبیین می‌کند. چند ثانیه پس از وقوع انفجار بزرگ، دمای عالم در حدود ده به توان ده درجه‌ی سلسیوس بوده است. این دما، بالاترین دمایی است که در آن، هسته‌های اتمی به جز پروتون ساده، نمی‌توانند وجود داشته باشند. پروتون‌ها دائماً در حال تبدیل به نوترون‌ها بوده‌اند و برعکس، تا این‌که سرانجام به ازای هر نوترون، تعداد هفت پروتون به وجود آمد. نوترون‌های آزاد ناپایدارند و در شرایط متعارف پس از حدود یازده دقیقه تجزیه شده و اتم‌های هیدروژن (پروتون و الکترون) را به وجود می‌آورند. پیش از وقوع این فرایند، زمان کافی برای ترکیب شدن پروتون‌ها و نوترون‌ها و تشکیل دوتریوم (ایزوتوپ سنگین‌تر هیدروژن) وجود داشته است. در دماهای بالایی که از آن پس در اختیار بود هسته‌های دوتریم به سرعت با پروتون‌های بیش‌تری ترکیب شده و فراورده‌ی نهایی، یعنی هسته‌ی پایدار هلیوم را با دو پروتون و دو نوترون پدید آوردند.
در چنین شرایطی، نسبت هلیوم تشکیل شده به هیدروژن، به شمار نوترون‌های در دسترس در دمایی که واکنش‌های هسته‌ای می‌توانند انجام گیرند بستگی دارد. فیزیک‌دانان می‌توانند این نسبت را به طور دقیق محاسبه کنند و مقدار نظری آن – حدود یک اتم هلیوم به ده اتم هیدروژن، یا بیست و سه تا بیست و پنج درصد جرمیِ هلیوم – با نسبت مشاهده شده در عالم، به ویژه در ستاره‌های پیر، سازگار است. مقدار ناچیزی دوتریم به صورت آزاد باقی می‌ماند. فراوانی پیش‌گویی شده برای دوتریم نیز با آن‌چه دانشمندان مشاهده کرده‌اند سازگاری دارد. ادامه‌ی واکنش‌های همجوشی برای تشکیل عناصر سنگین‌تر از هلیوم به علت کاهش شدید دما پس از به وجود آمدن هلیوم، سرعت چندانی نداشته است. بنا بر این به نظر می‌رسد که نود و نُه درصد مواد موجود در عالم امروز در همان مراحل اولیه به وجود آمده باشند. سازگاری چشم‌گیری که بین نظریه و مشاهدات تجربی وجود دارد قوی‌ترین دلیل بر درستی نظریه‌ی انفجار بزرگ است: هیچ نظریه‌ی دیگری در باره‌ی خاستگاه عالم، نمی‌تواند وجود نسبت مشاهده شده بین هیدروژن و هلیوم را چنین تبیین کند.
گرچه عناصر سنگین‌تر از هلیوم فقط یک درصد عالم را تشکیل می‌دهند، از جنبه‌های گوناگونی برای ما اهمیت دارند. موجودیت سیاره‌های جامد، نظیر زمین، به عناصری نظیر آهن، سیلیسیوم، و اکسیژن بستگی دارد. پیکر ما از مولکول‌های بسیار پیچیده‌ای که شامل کربن، نیتروژن، و بسیاری از عناصر دیگر هستند به وجود آمده است. جهانی متشکل از هیدروژن و هلیوم، از نظر شیمیایی، جای چندان جالبی نخواهد بود. تصور چنین جهانی بسیار دشوار است. برای تشکیل عناصر سنگین‌تر، دماهای بالا و زمان‌های طولانی‌تری از آن‌چه پس از انفجار بزرگ در اختیار بوده مورد نیاز است. چنین شرایطی را اکنون فقط در مرکز ستاره‌ها می‌توان پیدا کرد، و در همین‌جاست که اغلب عناصر سنگین تشکیل شده‌اند.
ستاره، هنگامی به وجود می‌آید که توده‌ی عظیمی از گاز، در اثرِ گرانشِ خود متراکم می‌شود. در اثر تراکم، دمای مرکز ستاره افزایش پیدا می‌کند و امکان همجوشی هسته‌های سبک‌تر و تشکیل هسته‌های سنگین‌تر را فراهم می‌سازد. انرژی حاصل از همجوشی هسته‌ای، ستاره را داغ نگه می‌دارد، و دست‌کم تا زمانی که «سوخت» هسته‌ای باقی است از تراکم بیش‌ترِ آن جلوگیری می‌کند. نخستین واکنشی که در دمای ده میلیون درجه‌ی سلسیوس ممکن است رخ دهد همجوشی هسته‌های هیدروژن (پروتون‌ها) و تشکیل هلیوم است. این واکنش طی چندین مرحله صورت می‌گیرد که در برخی از مراحل آن، نیمی از پروتون‌ها به نوترون تبدیل می‌شوند. این مرحله، به مرحله‌ی هیدروژن‌سوزیِ ستاره‌ها مشهور است. البته در این‌جا، سوختن به معنای متداول روزمره‌ی آن نیست. هیدروژن‌سوزی، عنصرهای جدیدی به وجود نمی‌آورد، اما گرمای حاصل از آن، سبب طولانی‌تر شدنِ عمر ستاره‌ها می‌شود. مرحله‌ی هیدروژن‌سوزی، منجر به تشکیل مغزی از هلیوم در مرکز ستاره می‌شود. هنگامی که هیدروژن به پایان رسید و گرمای حاصل از واکنش کاهش پیدا کرد، مرکز ستاره متراکم و داغ‌تر می‌شود. با کاهش حجم مغز، بخش‌های بیرونی ستاره منبسط می‌شود و ستاره به صورت غول گداخته‌ای در می‌آید.
رخ‌دادهای بعدی به جرم ستاره بستگی دارد. در ستاره‌هایی که جرم نسبتاً کمی داشته باشند، مغز هلیومی به صورت شیئی متراکم که بزرگ‌تر از زمین نیست در می‌آید که به کوتوله‌ی سفید شهرت دارد و در آن، هسته‌های هلیم، تنگِ هم چیده شده‌اند. لایه‌های بیرونی در فضای بیرون ستاره پراکنده می‌شوند. اگر جرم ستاره در حدود چهار دهم جرم خورشید باشد مغز چنان داغ می‌شود (حدود صد میلیون درجه‌ی سلسیوس) که هسته‌های هلیوم می‌توانند واکنش کرده و هسته‌های سنگین‌تری تشکیل دهند. هسته‌های شرکت کننده در این واکنش‌ها، دارای بار بیش‌تری هستند و برای همجوشی آن‌ها و خنثی کردنِ دافعه‌ی الکتروستاتیکی میان آن‌ها، به دماهای بالاتری نیاز هست. از دو هسته‌ی هلیوم، بریلیوم (دارای چهار پروتون) به وجود می‌آید. اما این هسته ناپایدار است و به سرعت با هسته‌های دیگری از هلیوم ترکیب می‌شود، ابتدا کربن و سپس اکسیژن به وجود می‌آورد. این دو عنصر پس از هیدروژن و هلیوم فراوان‌ترین عناصر جهان هستند.
مقادیر نسبی به وجود آمده، به دمای ستاره بستگی دارد که آن هم وابسته به جرم ستاره است. اما اخترشناسان می‌دانند که برخی خصیصه‌های جزئی فیزیک هسته‌ای نیز در این مسأله دخیل هستند. درواقع این امر تا حدودی «تصادفی» به نظر می‌رسد که کربن به علت عدم شرکت فعال در این واکنش‌ها، از این زنجیره کنار گذاشته می‌شود. دنیای بدون کربن، دنیای بدون حیات ما می‌بود! با مصرف شدن هلیوم، مغزی از کربن و اکسیژن به وجود می‌آید. برای ستاره‌ای با جرم بین چهار دهم تا هشت برابر جرم خورشید، این مرحله، پایان واکنش‌های همجوشی خواهد بود. مغز ستاره به صورت کوتوله‌ی سفیدی در می‌آید که از کربن و اکسیژن تشکیل شده است. در ستاره‌های پرجرم‌تر، مغز چنان داغ می‌شود که کربن و اکسیژن نیز می‌توانند همجوشی انجام دهند و عناصری به سنگینی گوگرد به وجود آورند. ادامه‌ی این واکنش‌ها منجر به تشکیل آهن (دارای بیست و شش پروتون) و شماری از عناصر دیگر با جرم‌های مشابه در مرکز ستاره می‌شود. واکنش‌ها در این مرحله متوقف می‌شوند، زیرا آهن در میان عناصر، دارای پایدارترین هسته است و در چنین شرایطی نمی‌تواند همجوشی انجام دهد. پیرامون مغز آهنی، واکنش‌های دیگری جریان می‌یابد و سطح مقطع ستاره به سطح مقطع یک پیاز شباهت پیدا می‌کند. علاوه بر واکنش‌هایی که هیدروژن را به آهن می‌رسانند فرایندهای همجوشی دیگری نیز در این لایه‌ها رخ می‌دهند. این واکنش‌های جزئی – به گفته‌ی اخترشناسان، طی فرایند کند – هسته‌های سنگین‌تر از آهن را نیز به وجود می‌آورند. فرایند کند، هنگامی رخ می‌دهد که نوترون‌های تولید شده در برخی از واکنش‌ها به وسیله‌ی هسته‌های دیگری گرفته می‌شوند و سبب افزایش جرم آن‌ها می‌شوند. پس از آن‌که نوترون جذب شد، می‌تواند به یک پروتون تبدیل شود. به این ترتیب، فرایند کند می‌تواند شمار پروتون‌ها و نوترون‌های یک هسته را تغییر دهد و عناصری با جرم بیسموت (دارای هشتاد و سه پروتون) به وجود آورد.
با تشکیل مغز آهنی در مرکز ستاره، عمر آن به مراحل پایانی می‌رسد. هسته‌های آهن نمی‌توانند از طریق همجوشی، انرژی تولید کنند، اما نیروی گرانشی بی‌رحمانه عمل می‌کند و با ادامه‌ی تراکم در مغز، دما به میلیاردها درجه‌ی سلسیوس می‌رسد. برخی از عناصر تشکیل شده در مغز دست‌خوشِ تجزیه می‌شوند و مرکز ستاره ناگهان به صورت توده‌ی چگالی از نوترون‌های جامد درمی‌آید. لایه‌های بیرونی فرو می‌ریزند و سپس با «واجهش»، محتوای ستاره را طی انفجار اَبَرنواختری در فضا پراکنده می‌سازند. بر اثر همین انفجار، عناصر سنگینِ بیش‌تری آفریده می‌شوند، زیرا سیلانی از نوترون‌ها در اختیار هسته‌های موجود قرار می‌گیرد. برخلاف فرایند کند که طی آن نوترون‌ها، یک‌یک به هسته اضافه می‌شوند در این‌جا شمار نوترون‌ها چنان زیاد است که چند تای آن‌ها در یک لحظه به هسته‌ای افزوده می‌شوند. این فرایند که به فرایند تند مشهور است عناصری به سنگینی اورانیوم را به وجود می‌آورد.
طی انفجار ابرنواختر، بر درخشندگی ستاره افزوده می‌شود و گاهی به اندازه‌ی یک میلیارد برابر خورشید درخشندگی پیدا می‌کند. اخترشناسان طی هفتاد سال اخیر صدها ابرنواختر را در کهکشان‌های دور پیدا کرده‌اند. این ابرنواخترها چنان دوردست بوده‌اند که برای دیدن آن‌ها، نیاز به تلسکوپ قوی بوده است. هنگامی گه یک اَبَرنواَختر در کهکشان ما یا در کهکشان‌های مجاور باشد، با چشم غیرمسلح نیز می‌توان آن‌را مشاهده کرد. در گزارش‌های تاریخی نیز رد پای چندین ابرنواختر را می‌توان پیدا کرد، از آن جمله است رصدی که در سال 1504 میلادی به وسیله‌ی اخترشناسان چینی صورت گرفت. بقایای این ابرنواختر اکنون سحابی خرچنگ را تشکیل می‌دهد که ابری متشکل از گازهای داغ است و از زمان انفجار تا کنون در حال گسترش است. طیف این ابرِ در حال گسترش، وجود برخی از عناصر تشکیل دهنده‌ی مغز ستاره را به دست می‌دهد. یکی از تازه‌ترین ابرنواخترهای قابل مشاهده با چشم غیرمسلح، در سال 1987 میلادی دیده شد. طیف گازهای آن، بسیاری از عناصر تشکیل شده در انفجار، شامل برخی از عناصر رادیو اکتیو را نشان می‌دهد که از سال 1987 میلادی به بعد در حال از میان رفتن هستند.
ماده‌ی برخی از ستاره‌ها به صورت آرام‌تری در فضا پخش می‌شود، اما انفجار ابرنواخترها مهم‌ترین راه رها ساختن عناصر در فضاست. فراورده‌های حاصل از انفجارِ ابرنواختر در فضا پراکنده و سرانجام با گازهای بیش‌تری آمیخته می‌شوند و سپس با نسل‌های بعدی ستاره‌های تشکیل شده از گاز مخلوط می‌گردند و نهایتاً سیاره‌ها را به وجود می‌آورند. علاوه بر رصد مستقیم بقایای ابرنواخترهای قدیمی، بهترین شاهد برای نظریه‌ی تشکیل عناصر در ستاره‌ها، محاسباتی است که فراوانی نسبی مشاهده شده‌ی عناصر را تأیید می‌کند. انجام این محاسبات دشوار است و قدرتِِ اَبَرکامپیوترهای جدید را می‌طلبد، اما سازگاری بین نتایج نظری و تجربی، خوب است. این محاسبات نشان می‌دهند که تقریباً، تمام مواد موجود در منظومه‌ی شمسی، به جز هیدروژن و هلیوم که از انفجار بزرگ بر جای مانده‌اند، طی چند میلیارد سال اولیه‌ی عمر کهکشان ما، به وسیله‌ی انفجارهای ابرنواختری ما پدید آمده‌اند.
لیتیوم، بریلیوم، و بور (عناصری که به ترتیب دارای سه، چهار، و پنج پروتون هستند)، تا حدی کمیاب هستند. هسته‌های این عناصر دارای پایداری زیادی نیستند و در ستاره‌ها به سرعت در واکنش‌های هسته‌ای به مصرف می‌رسند. مقدار ناچیزی لیتیوم احتمالاً در انفجار بزرگ پدید آمده است ولی قسمت اعظم این عناصر سبک طی برخورد سایر عناصر با پرتوهای کیهانی تشکیل شده‌اند؛ پرتوهای کیهانی، هسته‌هایی هستند که با سرعت زیاد در فضا حرکت می‌کنند. خاستگاه این پرتوها هنوز به درستی مشخص نشده است: برخی ممکن است از ابرنواخترها یا از سایر روی‌دادهای پر انرژی در عالم سرچشمه گرفته باشند. اما انرژی پرتوهای کیهانی چنان زیاد است که بر اثر برخورد آن‌ها با سایر هسته‌ها در فضا، هسته‌ها شکسته شده، تکه‌های بسیار کوچک‌تری به وجود می‌آورند. این فرایند احتمالاً، خاستگاه قسمت اعظم لیتیوم، بریلیوم، و بور است. شواهد این نظریه از ترکیب اتمی پرتوهای کیهانی به دست می‌آید. مقادیر نسبی این عناصر در پرتوهای کیهانی، درواقع، بیشتر از منظومه‌ی شمسی، یا حتی خود عالم است.
پروتون‌ها و نوترون‌های داخل هسته، به وسیله‌ی نیروی جاذبه‌ای به نام برهم کنش قوی به هم «چسبیده‌اند». ویژگی مهم این نیرو آن است که فقط در فاصله‌های بسیار کوتاه، در حدود ده به توان منفی سیزده سانتیمتر ، یعنی در حدود اندازه‌ی خود هسته‌ها، عمل می‌کند. نیروی مهم دیگری نیز در کاراست: دافعه‌ی الکتروستاتیکی بین پروتون‌ها که دارای بار مثبت هستند. در درون هسته، برهم کنش قوی، بر این نیروی دافعه برتری دارد و پایداری هسته را تضمین می‌کند. تصور کنید دو هسته را به هم نزدیک می‌کنیم تا عنصر سنگین‌تری به وجود آوریم. اگر بتوانیم آن‌ها را چنان به هم نزدیک سازیم که برهم‌کنش قوی وارد عمل شود این کار به آسانی انجام خواهد گرفت. اما دافعه‌ی الکتروستاتیکی در فاصله‌های بسیار دورتر نیز عمل می‌کند. بنا بر این، پیش از آن‌که هسته‌ها بتوانند بسیار نزدیک شوند، دافعه‌ی شدیدی ایجاد می‌گردد و سد راه نزدیک شدن آن‌ها می‌شود.
این دافعه منجر به پیدایش یک سد (مانع) انرژی می‌شود که به سد کولُنی مشهور است و در نمودار زیر نمایش داده شده است.
هسته‌ها، با نزدیک شدن به هم‌دیگر، دافعه‌ی ناشی از بارهای مثبت‌شان – به اصطلاح، سد انرژی کولنی – را احساس خواهند کرد. اما هسته‌ها می‌توانند «تونل‌زنی» کنند و تا جایی به هم نزدیک شوند که نیروی قوی هسته‌ای وارد عمل شود. در فاصله‌های بسیار کوچک، هسته‌ها می‌توانند همجوشی انجام دهند و هسته‌های سنگین‌تر و پایدارتری به وجود آورند.
در فیزیک کلاسیک شرط انجام واکنش همجوشی این است که دو هسته باید انرژی کافی برای گذشتن از این مانع داشته باشند. اما، فیزیک کوانتومی، نکته‌ی بسیار مهمی را در این‌جا مطرح می‌کند. بر اساس این نظریه، ذرات میکروسکوپی می‌توانند از سدهایی که در فیزیک کلاسیک نفوذناپذیر تلقی می‌شوند بگذرند. این فرایند به تونل‌زنی مشهور است و در بسیاری از فرایندهای واپاشی رادیو اکتیو، اهمیت شایانی دارد. در واکنش‌های همجوشی نیز که منجر به تشکیل عناصر سنگین می‌شوند ضرورت پیدا می‌کند. میزان تونل‌زنی به انرژی ذرات بستگی دارد و در دماهای متعارف، ناچیز است. برای وقوع همجوشی، دماهای بالا که در آن اتم‌ها دارای سرعت‌های تصادفی بالایی باشند لازم است. اما در صورتی که تونل‌زنی رخ نمی‌داد این دماها بسیار بالاتر می‌بود و تشکیل عناصر جدید نیز بسیار دشو.ارتر می‌گردید. اندازه‌ی سد کولنی با افزایش بار هسته‌هایی که به هم نزدیک می‌شوند افزایش پیدا می‌کند. بنا بر این، برای همجوشی عناصر سنگین‌تر، دماهای بالاتری لازم خواهد بود. اما نوترون‌ها فاقد بار الکتریکی هستند و به همین دلیل بدون هیچ دافعه‌ای به هسته‌ها نزدیک می‌شوند. به این ترتیب، ساختن هسته‌های سنگین‌تر، با افزایش نوترون‌ها، آسان‌تر از فرایند همجوشی معمولی است.
/ج
