التخليق النووي

تشكلت البروتونات والنيوترونات الأولى من بلازما الكواركات والغلوونات قبل حوالي 13.8 مليار سنة خلال الانفجار العظيم ، عندما برد الكون إلى ما دون عشرة مليارات كلفن ، أو ما يعادل ميغا إلكترون فولت واحد [ 2 ^{] . ومع} استمرار برودة الكون خلال الدقائق القليلة التالية، اتحدت هذه البروتونات والنيوترونات لتكوين نوى الهيدروجين ( الديوتيريوم ) والهيليوم . كما تشكلت كميات ضئيلة من الليثيوم ، ولكن نظرًا لارتفاع نسبة الإشعاع إلى المادة في ذلك الوقت، فإن طاقات الربط العالية للعناصر الأثقل حالت دون إنتاجها. ^{[ 3 ]} اتحدت الإلكترونات الحرة مع هذه النوى الموجودة بعد حوالي 380,000 سنة من الانفجار العظيم، عندما انفصلت المادة عن الإشعاع ، مما أدى إلى ظهور إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ^{[ 3 ]} . تُعد هذه العملية الأولى، وهي عملية التخليق النووي للانفجار العظيم (BBN)، أول نوع من أنواع التكوين النووي الذي يحدث في الكون. تشكل الهيدروجين الناتج عن التخليق النووي البدائي الغالبية العظمى من المادة في الكون حتى اليوم (حوالي 74%)، بينما يشكل الهيليوم 24% أخرى. ^{[ 4 ] [ 2 ]} ولذلك، تشكلت النجوم الأولى (المعروفة بنجوم الجيل الثالث ) في الكون بالكامل تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم، مع كميات ضئيلة من الليثيوم والبريليوم والبورون . (بعض الليثيوم والبريليوم والبورون الموجودة حاليًا في الكون تشكلت من خلال التخليق النووي البدائي، لكن معظمها تشكل إما من خلال التفتت الناتج عن الأشعة الكونية أو من خلال الاندماج النجمي . ^{[ 5 ]} ) 

تتطلب عملية التخليق النووي اللاحقة للعناصر الأثقل (التي يسميها علماء الفلك "المعادن") درجات حرارة وضغوطًا هائلة موجودة داخل النجوم والمستعرات العظمى . بدأت هذه العمليات عندما انهار الهيدروجين والهيليوم الناتجين عن التخليق النووي البدائي لتكوين النجوم الأولى، والتي تُسمى نجوم الجيل الثالث ، بعد بضع مئات الملايين من السنين من الانفجار العظيم. ^{[ 6 ]}  ومنذ ذلك الحين، يستمر تكوين النجوم في المجرات بشكل متواصل، فيما يُعرف غالبًا باسم "الفجر الكوني". تُصنّع العناصر الأثقل في كوننا اليوم من خلال التخليق النووي النجمي (مثل الكربون والنيتروجين )، أو التخليق النووي في المستعرات العظمى (مثل المغنيسيوم والألومنيوم )، أو في أحداث غير مألوفة مثل تصادم النجوم النيوترونية (مثل اليوروبيوم ). تُصنّع بعض العناصر من خلال عمليات متعددة من هذه العمليات. ^{[ 5 ]} أما النوى الأخرى، مثل الأرجون ^-40 ، فتتشكل من خلال التحلل الإشعاعي. 

نظرًا لأن عمليات تكوّن العناصر المختلفة تحدث في مراحل مختلفة من عمر المجرة، يستطيع علماء الفلك أحيانًا استخدام وفرة هذه العناصر لتحديد تاريخ تكوّن نجم أو بنية داخل المجرة. على سبيل المثال، قُذف معظم المغنيسيوم الموجود في الوسط بين النجوم (ISM) إليه بواسطة مستعرات عظمى ناتجة عن انهيار النواة ، بينما تكوّن جزء كبير من حديد الكون في مستعرات عظمى من النوع Ia ^{[ 7 ]} . تحدث مستعرات عظمى من النوع Ia عندما يموت أحد نجمي نظام ثنائي ، تاركًا وراءه قزمًا أبيض . تتراكم المادة من النجم المرافق الطبيعي للقزم الأبيض عليه، وترتفع درجة حرارته وكثافته إلى درجة الاشتعال، مما يؤدي إلى انفجاره بعنف. عادةً، نلاحظ آثار مستعرات عظمى من النوع Ia على تركيب الوسط بين النجوم بعد حوالي مليار سنة من بدء تكوّن النجوم في تلك المجرة. ^{[ 7 ]} في الوقت نفسه، تُعدّ مستعرات عظمى انهيار النواة موتًا لنجوم ضخمة، والتي لا تعيش عادةً إلا بضعة ملايين من السنين. ^{[ 8 ]} وهذا يعني أنه كقاعدة عامة، فإن نسبة وفرة المغنيسيوم إلى الحديد في النجوم التي تتشكل قبل مليار سنة من بدء تكوين النجوم في منطقة ما ستكون أعلى من نفس النسبة في النجوم التي تتشكل لاحقًا، لأن المغنيسيوم بدأ في الاندماج في الوسط بين النجوم في وقت أبكر من الحديد.

كانت الأفكار الأولى حول التخليق النووي تفترض ببساطة أن العناصر الكيميائية قد تشكلت في بداية الكون، لكن لم يكن بالإمكان تحديد أي سيناريو فيزيائي منطقي لذلك. تدريجيًا، اتضح أن الهيدروجين والهيليوم أكثر وفرة بكثير من أي عنصر آخر. تشكل العناصر المتبقية مجتمعة أقل من 2% من كتلة النظام الشمسي ، وكذلك كتل الأنظمة النجمية الأخرى. في الوقت نفسه، كان من الواضح أن الأكسجين والكربون هما العنصران التاليان  الأكثر  شيوعًا، وأن هناك اتجاهًا عامًا نحو وفرة العناصر الخفيفة، وخاصة تلك التي تحتوي نظائرها على أعداد صحيحة من نوى الهيليوم-4 ( النظائر ألفا ) .

اقترح آرثر ستانلي إدينغتون  لأول مرة عام 1920 أن النجوم تحصل على طاقتها من خلال دمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم، وطرح احتمال تكوّن العناصر الأثقل أيضًا في النجوم. ^{[ 9 ] [ 10 ]} لم تلقَ هذه الفكرة قبولًا عامًا، نظرًا لعدم فهم الآلية النووية آنذاك. في السنوات التي سبقت الحرب العالمية الثانية مباشرة ، أوضح هانز بيث لأول مرة تلك الآليات النووية التي يتم من خلالها دمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم.

أُجريت دراسة فريد هويل الأصلية حول التخليق النووي للعناصر الثقيلة في النجوم بعد الحرب العالمية الثانية مباشرةً . ^{[ 11 ]} وقد شرحت دراسته إنتاج جميع العناصر الثقيلة، بدءًا من الهيدروجين. واقترح هويل أن الهيدروجين يُخلق باستمرار في الكون من الفراغ والطاقة، دون الحاجة إلى بداية كونية.

شرحت أعمال هويل كيف تزداد وفرة العناصر مع مرور الوقت مع تقدم عمر المجرة. وفي وقت لاحق، توسعت رؤية هويل خلال ستينيات  القرن العشرين بمساهمات من ويليام  أ. فاولر ، وألاستير جي دبليو كاميرون ، ودونالد  دي كلايتون ، وتبعهم العديد من الباحثين الآخرين. وتُعدّ ورقة المراجعة الرائدة  "B2FH" لعام 1957،  التي كتبها إي إم بوربيدج ، وجي آر بوربيدج ، وفاولر،  وهويل ^{[ 12 ]} ، ملخصًا معروفًا لحالة المجال في  عام 1957. وقد حددت تلك الورقة عمليات جديدة لتحول  نواة ثقيلة إلى نوى أخرى داخل النجوم، وهي عمليات يمكن توثيقها من قبل علماء الفلك.

طُرحت نظرية الانفجار العظيم عام  1931، أي قبل هذه الفترة بزمن طويل، على يد الفيزيائي البلجيكي جورج لومتر ، الذي أشار إلى أن التوسع الواضح للكون عبر الزمن يستلزم، في حال انكماشه عكسيًا، استمراره في الانكماش حتى يصل إلى أقصى حد ممكن. وهذا من شأنه أن يُركّز كل كتلة الكون في نقطة واحدة، هي "الذرة البدائية"، في حالة لم يكن للزمان والمكان وجود قبلها. يُنسب إلى هويل صياغة مصطلح "  الانفجار العظيم" خلال  بث إذاعي على إذاعة بي بي سي عام 1949، حيث قال إن نظرية لومتر "تستند إلى فرضية أن كل المادة في الكون قد خُلقت في  انفجار عظيم واحد في زمن محدد في  الماضي البعيد". ويُشاع أن هويل قصد من هذا المصطلح أن يكون ازدرائيًا ، لكنه نفى ذلك صراحةً، مؤكدًا أنها مجرد صورة لافتة للنظر تهدف إلى إبراز الفرق بين النموذجين  . كان نموذج لومتر ضروريًا لتفسير وجود الديوتيريوم والنويدات بين الهيليوم والكربون، فضلًا عن الكمية الهائلة من الهيليوم الموجودة، ليس فقط في النجوم بل أيضًا في الفضاء بين النجوم . وكما اتضح، فإن نموذجي لومتر وهويل لتخليق العناصر كانا ضروريين لتفسير وفرة العناصر في الكون.

يهدف علم التخليق النووي إلى تفسير التباين الكبير في وفرة العناصر الكيميائية ونظائرها المتعددة من منظور العمليات الطبيعية. وكان الدافع الرئيسي لتطوير هذه النظرية هو شكل منحنى وفرة العناصر مقابل عددها الذري. فعند تمثيل هذه الوفرة بيانيًا كدالة للعدد الذري، تظهر بنية متعرجة تشبه أسنان المنشار، وتختلف بعوامل تصل إلى عشرة  ملايين.  وكان من أهم العوامل المؤثرة في أبحاث التخليق النووي جدول وفرة العناصر الذي وضعه هانز سويس وهارولد أوري، والذي استند إلى وفرة العناصر غير المتطايرة غير المجزأة الموجودة في النيازك غير المتطورة . ^{[ 13 ]} يُعرض هذا الرسم البياني للوفرة على مقياس لوغاريتمي ، حيث تُخفى البنية المتعرجة بشكل ملحوظ بصريًا بفعل قوى  العشرة المتعددة التي تغطي المقياس الرأسي لهذا الرسم البياني.

حدث التخليق النووي للانفجار العظيم ^{[ 16 ]} خلال الدقائق الثلاث الأولى من بداية الكون، وهو مسؤول عن جزء كبير من وفرة ¹H ( بروتيوم )، ²H (D، الديوتيريوم )، ³He ( الهيليوم-3 )، و ⁴الهيليوم-4 ( He ). على الرغم من أن ⁴يستمر إنتاجه عن طريق الاندماج النجمي وتحلل ألفا وكميات ضئيلة من ¹يستمر إنتاج الهيدروجين عن طريق التفتت النووي وأنواع معينة من التحلل الإشعاعي، ويُعتقد أن معظم كتلة النظائر في الكون قد تشكلت في  الانفجار العظيم. نوى هذه العناصر، إلى جانب حوالي ⁷لي و ⁷يُعتقد أن البريليوم قد تشكل بين 100  و300  ثانية بعد الانفجار العظيم  ، عندما تجمدت بلازما الكواركات والغلوونات البدائية لتكوين البروتونات والنيوترونات. ونظرًا لقصر الفترة التي حدث فيها التخليق النووي قبل توقفه بفعل التمدد والتبريد (حوالي 20  دقيقة)، لم يكن من الممكن تكوين عناصر أثقل من البريليوم (أو ربما البورون ). كانت العناصر المتكونة خلال هذه الفترة في حالة البلازما ، ولم تبرد إلى حالة الذرات المتعادلة إلا بعد فترة طويلة. ^{[ 17 ]}

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}هو{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}هو{}+n^{0}}}\\{\ce {^ {2} _ {1} د {} + _ {1} ^ {2} د -> _ {1} ^ {3} T {} + ع +}} & {\ ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}}$

التفاعلات النووية الرئيسية المسؤولة عن الوفرة النسبية للنوى الذرية الخفيفة التي لوحظت في جميع أنحاء الكون.

التخليق النووي النجمي هو العملية النووية التي يتم من خلالها إنتاج نوى جديدة. يحدث هذا في النجوم أثناء تطورها ، وهو المسؤول عن وفرة العناصر في المجرة، بدءًا من الكربون وصولًا إلى الحديد. تُعد النجوم أفرانًا نووية حرارية، حيث يندمج الهيدروجين والهيليوم لتكوين نوى أثقل بفعل درجات حرارة متزايدة مع تطور تركيب النواة .  [ ^{18 ] يكتسب} الكربون أهمية خاصة لأن تكوينه من الهيليوم يمثل نقطة حرجة في هذه العملية. يُنتج الكربون من خلال عملية ألفا الثلاثية في جميع النجوم. كما يُعد الكربون العنصر الرئيسي الذي يُسبب إطلاق النيوترونات الحرة داخل النجوم، مما يؤدي إلى عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s-process )، حيث يُحوّل الامتصاص البطيء للنيوترونات الحديد إلى عناصر أثقل من الحديد والنيكل. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

تنتشر نواتج التخليق النووي النجمي عمومًا في الغاز بين النجوم  عبر فترات فقدان الكتلة والرياح النجمية للنجوم منخفضة الكتلة  . ويمكن ملاحظة أحداث فقدان الكتلة اليوم في مرحلة السديم الكوكبي من تطور النجوم منخفضة الكتلة ، وفي النهاية الانفجارية للنجوم، والتي تُسمى المستعرات العظمى ، للنجوم التي تزيد كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة الشمس.

كان أول دليل مباشر على حدوث التخليق النووي في النجوم هو الملاحظة الفلكية التي  أظهرت إثراء الغاز بين النجوم بالعناصر الثقيلة مع مرور الوقت. ونتيجة لذلك، تشكلت النجوم التي ولدت منه في مراحل متأخرة من المجرة بوفرة أولية أعلى بكثير من العناصر الثقيلة مقارنةً بتلك التي تشكلت في وقت سابق. وقد وفر اكتشاف التكنيتيوم في غلاف جوي لنجم عملاق أحمر عام  1952، ^{[ 21 ]} بواسطة التحليل الطيفي ، أول دليل على النشاط النووي داخل النجوم. ولأن التكنيتيوم عنصر مشع، بنصف عمر أقل بكثير من عمر النجم، فلا بد أن تعكس وفرته تكوينه الحديث داخل ذلك النجم. ومن الأدلة المقنعة بنفس القدر على الأصل النجمي للعناصر الثقيلة، الوفرة الكبيرة لعناصر مستقرة محددة في الأغلفة الجوية لنجوم الفرع العملاق المقارب . وقد أظهرت ملاحظة وفرة الباريوم في بعض النجوميُعدّ وجود كميات أكبر بمقدار 20 إلى 50  ضعفًا مقارنةً بالنجوم غير المتطورة دليلًا على حدوث عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s-process) داخل هذه النجوم. وتُقدّم التركيبات النظائرية لغبار النجوم ، وهي حبيبات صلبة تكثّفت من غازات النجوم الفردية واستُخرجت من النيازك، العديد من الأدلة الحديثة على التخليق النووي النجمي. يُعدّ غبار النجوم أحد مكونات الغبار الكوني ، ويُطلق عليه غالبًا اسم الحبيبات ما قبل الشمسية . تُظهر التركيبات النظائرية المقاسة في حبيبات غبار النجوم جوانب عديدة من التخليق النووي داخل النجوم التي تكثّفت منها هذه الحبيبات خلال فترات فقدان الكتلة في المراحل الأخيرة من عمر النجم . ^{[ 22 ]}

تحدث عملية التخليق النووي في المستعرات العظمى في البيئة النشطة داخلها، حيث تُصنّع العناصر الواقعة بين السيليكون والنيكل في حالة شبه توازن [ ^{23 ] تتشكل} خلال اندماج نووي سريع يرتبط بالنظير 28Si عبر تفاعلات نووية متوازنة متبادلة ^. يُمكن اعتبار شبه التوازن حالةشبه توازن حقيقية باستثناء وفرة نوى النظير 28Si ^في المزيج المحترق بشدة. ^{كان هذا المفهوم [20 ]} أهم اكتشاف في نظرية التخليق النووي للعناصر متوسطة الكتلة منذ ورقة لأنه وفّر فهمًا شاملًا للعناصر الوفيرة والمهمة كيميائيًا الواقعة بين السيليكون (A = 28 ) والنيكل (A = 60 ). وقد حلّ هذا المفهوم محلّ عملية ألفا غير الصحيحة، رغم كثرة الاستشهاد بها، في ورقة B2FH البحثية ^،والتي حجبت عن غير قصد نظرية هويل لعام 1954. ^{[ 24 ] يمكن أن} تحدث عمليات أخرى لتخليق العناصر، ولا سيما عملية r (العملية السريعة) الموصوفة في ورقة B2FH والتي حُسبت لأول مرة بواسطة سيجر، فاولر، وكلايتون، ^{[ 25 ]} حيث تُنتج نظائر العناصر الأثقل من النيكل، الغنية بالنيوترونات، عن طريق الامتصاص السريع للنيوترونات الحرة. إن تكوين النيوترونات الحرة عن طريق التقاط الإلكترونات أثناء الانضغاط السريع لنواة المستعر الأعظم، إلى جانب تجميع بعض النوى الأولية الغنية بالنيوترونات، يجعل عملية r عملية أولية ، ويمكن أن تحدث حتى في نجم يتكون من الهيدروجين والهيليوم النقيين. وهذا يتناقض مع تصنيف ^B2FH لهذه العملية كعملية ثانوية . هذا السيناريو الواعد، على الرغم من دعمه بشكل عام من قبل خبراء المستعرات العظمى، لم يحقق بعد حسابًا مُرضيًا لوفرة عناصر عملية r . تم تأكيد عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r-process) من قبل علماء الفلك الذين رصدوا نجوماً قديمة ولدت عندما كانت نسبة المعادن في المجرة لا تزال منخفضة، والتي مع ذلك تحتوي على مجموعتها من نوى عملية الالتقاط السريع للنيوترونات؛ مما يدل على أن نسبة المعادن هي نتاج عملية داخلية.  وهو المسؤول عن مجموعتنا الطبيعية من العناصر المشعة، مثل اليورانيوم والثوريوم، بالإضافة إلى النظائر الأكثر غنى بالنيوترونات لكل عنصر ثقيل.

تتضمن عملية البروتون السريع ( rp-process ) الامتصاص السريع للبروتونات الحرة وكذلك النيوترونات، لكن دورها ووجودها أقل يقينا.

يحدث التخليق النووي الانفجاري بسرعة فائقة لا تسمح للتحلل الإشعاعي بتقليل عدد النيوترونات، مما يؤدي إلى تخليق العديد من النظائر الوفيرة ذات الأعداد المتساوية من البروتونات والنيوترونات عبر عملية شبه التوازن للسيليكون. ^{[ 23 ]} خلال هذه العملية، يؤدي احتراق الأكسجين والسيليكون إلى دمج النوى التي تحتوي بدورها على أعداد متساوية من البروتونات والنيوترونات لإنتاج نوى تتكون من أعداد صحيحة من نوى الهيليوم ، تصل إلى 15 نواة (تمثل ⁶⁰ Ni). تكون هذه النوى متعددة جسيمات ألفا مستقرة تمامًا حتى ⁴⁰ Ca (المكونة من 10  نوى هيليوم)، بينما تكون النوى الأثقل ذات الأعداد المتساوية من البروتونات والنيوترونات مترابطة بإحكام ولكنها غير مستقرة. ينتج عن حالة شبه التوازن نظائر مشعة هي ^44Ti و ⁴⁸ Cr و ⁵² Fe و ⁵⁶ Ni، والتي (باستثناء ^44Ti ) تتكون بوفرة، لكنها تتحلل بعد الانفجار تاركةً النظير الأكثر استقرارًا للعنصر المقابل بنفس الوزن الذري . أكثر نظائر العناصر وفرةً ووجودًا، والناتجة بهذه الطريقة، هي ^48Ti و ⁵² Cr و ⁵⁶ Fe. يصاحب هذا التحلل انبعاث أشعة غاما (إشعاع من النواة)، والتي يمكن استخدام خطوطها الطيفية لتحديد النظير الناتج عن التحلل. كان اكتشاف خطوط الانبعاث هذه إنجازًا مبكرًا هامًا لعلم فلك أشعة غاما . ^{[ 26 ]}

ظهر الدليل الأكثر إقناعًا على التخليق النووي الانفجاري في المستعرات العظمى عام  1987، عندما رُصدت خطوط أشعة غاما المنبعثة من المستعر الأعظم 1987A . وقد أثبتت خطوط أشعة غاما التي حددت نوى الكوبالت ^-56 والكوبالت ^-57 ، والتي لا يتجاوز عمرها النصفي عامًا واحدًا تقريبًا، أن نوى الكوبالت المشعة هي التي أنتجتها. وقد تنبأت دراسة فلكية نووية بهذا الرصد عام  1969 ^{[ 26 ]} كوسيلة لتأكيد التخليق النووي الانفجاري للعناصر، ولعب هذا التنبؤ دورًا هامًا في التخطيط لمرصد كومبتون لأشعة غاما  التابع لناسا .

توجد أدلة أخرى على التخليق النووي الانفجاري داخل حبيبات الغبار النجمي التي تكثفت داخل المستعرات العظمى أثناء تمددها وتبريدها. تُعد حبيبات الغبار النجمي أحد مكونات الغبار الكوني. وعلى وجه الخصوص، وُجد أن نظير التيتانيوم المشع ^44Ti وفير جدًا داخل حبيبات الغبار النجمي للمستعرات العظمى عند تكثفها أثناء تمدد المستعر الأعظم. ^{[ 22 ]} وقد أكد هذا  تنبؤًا صدر عام 1975 بتحديد غبار المستعرات العظمى (" SUNOCONs ")، والذي أصبح جزءًا من مجموعة الحبيبات ما قبل الشمسية . تكشف نسب النظائر غير العادية الأخرى داخل هذه الحبيبات عن العديد من الجوانب المحددة للتخليق النووي الانفجاري.

تم اقتراح نوع آخر من التخليق النووي الانفجاري عبر عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (r-process) في توهج النجوم المغناطيسية . وقد نُشرت بعض الأدلة المباشرة على ذلك في عام 2025. ويُقدّر أن هذا النوع من الأحداث قد خلق ~ 1%–10% من العناصر الأثقل في الكون. ^{[ 27 ]}

اعتبارًا من منتصف العقد الثالث من القرن الحادي والعشرين، يُعتقد أن اندماج النجوم النيوترونية الثنائية هو المصدر الرئيسي لعناصر عملية الالتقاط السريع للنيوترونات (  r-process ) . ^{[ 28 ]} ونظرًا لغناها بالنيوترونات بحكم تعريفها، فقد كان يُشتبه في أن عمليات الاندماج من هذا النوع مصدرٌ لهذه العناصر، إلا أن الحصول على أدلة قاطعة كان صعبًا. في عام 2017، ظهرت أدلة قوية، عندما رصدت مرصد موجات الجاذبية التابع لمقياس التداخل الليزري (LIGO) ، ومرصد فيرجو ، وتلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما، ومختبر إنتغرال الدولي لفيزياء أشعة غاما الفلكية، بالتعاون مع العديد من المراصد حول العالم، كلاً من موجات والبصماتالجاذبية الكهرومغناطيسية لاندماج محتمل لنجم نيوتروني ، GW170817 ، ثم رصدت لاحقًا إشارات للعديد من العناصر الثقيلة مثل الذهب مع تحلل المادة المتحللة المقذوفة وتبريدها. ^{[ 29 ]} تم رصد أول اندماج بين نجم نيوتروني وثقب أسود (NSBHs) في يوليو 2021، وتلتها رصدات أخرى، إلا أن التحليلات تشير إلى أن اندماج النجوم النيوترونية الثنائية (BNSs ) مع الثقوب السوداء (NSBHs) هو المساهم الرئيسي في إنتاج المعادن الثقيلة. ^{[ 30 ] [ 31 ]}      

قد تحدث عملية التخليق النووي في أقراص التراكم للثقوب السوداء . ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

تُقلل عملية التفتت الإشعاعي الكوني من الوزن الذري للمادة بين النجوم نتيجة اصطدامها بالأشعة الكونية ، مما يُنتج بعضًا من أخف العناصر الموجودة في الكون (وإن لم يكن بكمية كبيرة من الديوتيريوم ). ويُعتقد أن التفتت الإشعاعي مسؤول بشكل خاص عن توليد معظم نظير ^{الهيليوم-3} وعناصر الليثيوم والبريليوم والبورون، على الرغم من أن بعض ^{العناصر الأخرى لا تزال موجودة} .لي و ⁷يُعتقد أن البريليوم قد نشأ في  الانفجار العظيم. وتنتج عملية التفتت النووي عن اصطدام  الأشعة الكونية (معظمها  بروتونات سريعة) بالوسط بين النجوم . وتؤدي هذه الاصطدامات إلى تفتيت نوى الكربون والنيتروجين والأكسجين الموجودة. وتنتج عن هذه العملية وجود العناصر الخفيفة، البريليوم والبورون والليثيوم، في الكون بوفرة أكبر بكثير مما هي عليه في الأغلفة الجوية النجمية . أما كميات العناصر الخفيفة ، الهيدروجين ^-1 والهيليوم ^-4 ، الناتجة عن التفتت النووي فهي ضئيلة للغاية مقارنة بوفرتها البدائية.

لا يتم إنتاج البريليوم والبورون بكميات كبيرة من خلال عمليات الاندماج النجمي، لأن عمر النصف لنظير البريليوم ^-8 قصير للغاية.8.2 × 10 ⁻¹⁷  ثانية. ^{[ 39 ]}