https://fremont.ninkilim.com/articles/we_are_made_of_stardust/fa.html
جهان، بوم عظیم و پویایی است که با نور ستارگان و عناصری که خلق می‌کنند، نقاشی شده است. از تولد فاجعه‌بار بیگ بنگ تا آینده‌ای دور و در حال محو شدن یک کیهان سرد، نسل‌های ستاره‌ای — جمعیت‌های سوم، دوم و اول، و جانشینان احتمالی آن‌ها — تکامل شیمیایی، فیزیکی و زیستی جهان را شکل داده‌اند. ستارگان از طریق زندگی‌های آتشین و مرگ‌های انفجاری خود، عناصری را ایجاد کرده‌اند که کهکشان‌ها، سیارات و خود حیات را تشکیل می‌دهند. این مقاله، دوران‌های کیهانی را کاوش می‌کند، به بررسی ریشه‌ها، محیط‌ها و میراث نسل‌های ستاره‌ای می‌پردازد، با نگاهی عمیق به هسته‌زایی ستاره‌ای — فرآیندهای کیمیاگرانه‌ای که ستارگان را نیرو می‌دهند و عناصر جهان را تولید می‌کنند. این مقاله در حقیقت عمیقی به پایان می‌رسد که ما غبار ستاره‌ها هستیم، از خاکستر ستارگان باستانی باززایی شده‌ایم، و آینده تشکیل ستارگان در جهانی که رو به تاریکی می‌رود را در نظر می‌گیرد.
جهان حدود 13.8 میلیارد سال پیش با بیگ بنگ آغاز شد، رویدادی با چگالی و دمای بی‌نهایت که در آن تمام ماده، انرژی، فضا و زمان از یک تکینگی پدید آمدند. این جهنم اولیه، داغ‌تر از 10³² کلوین، نیروهای بنیادی — گرانش، الکترومغناطیس، نیروی هسته‌ای قوی و نیروی هسته‌ای ضعیف — را در حالتی یکپارچه نگه داشت، لحظه‌ای زودگذر از تقارن کیهانی.
در عرض 10⁻³⁶ ثانیه، تورم — انبساطی نمایی — جهان را از مقیاس‌های زیراتمی به ابعاد ماکروسکوپی کشاند، ناهمواری‌ها را صاف کرد و نوسانات چگالی را کاشت که بعدها کهکشان‌ها را تشکیل دادند. تا 10⁻¹² ثانیه، نیروی قوی از نیروی الکتروضعیف جدا شد، و به دنبال آن الکترومغناطیس و نیروی ضعیف در حدود 10⁻⁶ ثانیه با افت دما به زیر 10¹⁵ کلوین از هم جدا شدند. این جدایی‌ها قوانین فیزیکی حاکم بر ماده را از کوارک‌ها تا کهکشان‌ها برقرار کردند.
تا یک ثانیه، جهان به حدود 10¹⁰ کلوین سرد شد، که به کوارک‌ها و گلوئون‌ها اجازه داد از طریق نیروی قوی به پروتون‌ها و نوترون‌ها متراکم شوند. در چند دقیقه بعدی — دوران هسته‌زایی بیگ بنگ (BBN) — پروتون‌ها و نوترون‌ها برای تشکیل عناصر اولیه همجوشی کردند: حدود 75٪ هیدروژن-1 (¹H، پروتون‌ها)، 25٪ هلیوم-4 (⁴He)، و مقادیر ناچیزی از دوتریوم (²H)، هلیوم-3 (³He)، و لیتیوم-7 (⁷Li). دمای بالا (~10⁹ کلوین) این هسته‌ها را یونیزه نگه داشت و پلاسمایی از ذرات باردار را حفظ کرد.
تا حدود 380,000 سال (انحراف به قرمز z ≈ 1100)، جهان به حدود 3000 کلوین سرد شد و به پروتون‌ها و هسته‌های هلیوم اجازه داد تا در بازترکیب، الکترون‌ها را جذب کنند. این کار پلاسما را خنثی کرد و اتم‌های پایدار هیدروژن و هلیوم را تشکیل داد. فوتون‌ها، که قبلاً توسط الکترون‌های آزاد پراکنده می‌شدند، آزاد شدند و پس‌زمینه میکروموجی کیهانی (CMB) را ایجاد کردند — یک تصویر لحظه‌ای حرارتی که اکنون به دلیل انبساط به 2.7 کلوین انتقال به قرمز یافته است. نوسانات کوچک CMB (~1 بخش در 10⁵) بذرهای ساختار کیهانی را آشکار می‌کنند که امروزه توسط رصدخانه‌هایی مانند پلانک قابل تشخیص هستند.
پس از بازترکیب، جهان وارد دوران تاریک شد، دوره‌ای بدون ستاره که تحت سلطه گاز خنثی هیدروژن و هلیوم بود. فروپاشی گرانشی در هاله‌های ماده تاریک شروع به تشکیل توده‌های متراکم کرد و صحنه را برای اولین ستارگان آماده کرد. عناصر اولیه، ساده و اندک، مواد خام برای تشکیل ستارگان بودند و ماده تاریک ساختار گرانشی را فراهم کرد.
ستارگان جمعیت سوم، اولین نسل ستاره‌ای، حدود 100 تا 400 میلیون سال پس از بیگ بنگ (z ≈ 20–10) شعله‌ور شدند، دوران تاریک را پایان دادند و “سپیده‌دمان کیهانی” را آغاز کردند. این ستارگان در جهانی متراکم (~10⁻²⁴ گرم بر سانتی‌متر مکعب)، گرم (CMB ~20–100 کلوین)، و از نظر شیمیایی دست‌نخورده تشکیل شدند که تقریباً به‌طور کامل از هیدروژن (~76٪) و هلیوم (~24٪) با فلزی بودن Z ≈ 10⁻¹⁰ Z⊙ تشکیل شده بود.
چگالی بالای جهان اولیه به ابرهای گازی اجازه داد تا در مینی‌هاله‌های ماده تاریک (~10⁵–10⁶ جرم خورشیدی) فروپاشی کنند و به چگالی‌های ~10⁴–10⁶ ذره بر سانتی‌متر مکعب برسند. فشرده‌سازی گرانشی ابرها را تا ~10³–10⁴ کلوین گرم کرد، اما خنک‌سازی به هیدروژن مولکولی (H₂) وابسته بود که از طریق واکنش‌هایی مانند H + e⁻ → H⁻ + γ، و سپس H⁻ + H → H₂ + e⁻ تشکیل شد. خنک‌سازی H₂ از طریق انتقال‌های چرخشی و ارتعاشی ناکارآمد بود، ابرها را گرم نگه داشت و از تکه‌تکه شدن جلوگیری کرد. جرم جینز بالا (~10²–10³ جرم خورشیدی) به نفع پروتوستارهای عظیم بود.
ستارگان جمعیت سوم احتمالاً عظیم (10–1000 جرم خورشیدی)، داغ (~10⁵ کلوین دمای سطح)، و درخشان بودند و پرتوهای فرابنفش شدیدی ساطع می‌کردند. جرم بالای آن‌ها همجوشی سریع را، عمدتاً از طریق چرخه CNO (با استفاده از مقادیر ناچیز کربن از همجوشی اولیه)، به پیش راند و سوخت را در حدود 1–3 میلیون سال مصرف کرد. سرنوشت آن‌ها متفاوت بود: - 10–100 جرم خورشیدی: ابرنواهای فروپاشی هسته‌ای، که فلزاتی مانند کربن، اکسیژن و آهن را پراکنده کردند. - بیش از 100 جرم خورشیدی: فروپاشی مستقیم به سیاه‌چاله‌ها، که احتمالاً بذر کوزارهای اولیه را کاشتند. - 140–260 جرم خورشیدی: ابرنواهای ناپایداری جفتی، که تولید جفت‌های الکترون-پوزیترون باعث تخریب کامل شد و هیچ باقیمانده‌ای باقی نگذاشت.
ستارگان جمعیت سوم معماران کیهانی بودند. پرتوهای فرابنفش آن‌ها هیدروژن را یونیزه کردند و باعث باز یونیزاسیون (z ≈ 6–15) شدند که جهان را شفاف کرد. ابرنواهای آن‌ها محیط بین‌ستاره‌ای (ISM) را با فلزات غنی کردند و امکان تشکیل ستارگان جمعیت دوم را فراهم کردند. بازخورد از پرتوها، بادها و انفجارها تشکیل ستارگان را تنظیم کرد و کهکشان‌های اولیه را شکل داد. بقایای سیاه‌چاله‌های آن‌ها ممکن است بذرهای سیاه‌چاله‌های عظیم در مراکز کهکشانی را تشکیل داده باشند.
رصد مستقیم ستارگان جمعیت سوم به دلیل فاصله و عمر کوتاه آن‌ها چالش‌برانگیز است. تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) سرنخ‌هایی ارائه داده است: در سال 2023، GN-z11 (z ≈ 11) انتشار هلیوم یونیزه (He II) بدون خطوط فلزی را نشان داد که حاکی از ستارگان جمعیت سوم است. RX J2129–z8He II (2022، z ≈ 8) نیز نشانه‌های احتمالی را نشان داد، هرچند هسته‌های فعال کهکشانی (AGN) یا ستارگان جمعیت دوم فقیر از فلز همچنان گزینه‌های جایگزین هستند. تأیید نیاز به طیف‌سنجی با وضوح بالا برای تأیید نبود فلزات و انتشار قوی He II 1640Å دارد.
ابزارهای آینده مانند تلسکوپ بسیار بزرگ (ELT) و NIRSpec جیمز وب، z > 10–20 را کاوش خواهند کرد و کهکشان‌های دست‌نخورده را هدف قرار می‌دهند. شبیه‌سازی‌ها پیشنهاد می‌کنند که ابرنواهای جمعیت سوم از طریق منحنی‌های نوری منحصربه‌فرد یا امواج گرانشی از انفجارهای ناپایداری جفتی قابل تشخیص هستند. ستارگان جمعیت دوم فقیر از فلز، مانند آن‌هایی در هاله کهکشانی، ممکن است بازده ابرنواهای جمعیت سوم را حفظ کنند و شواهد غیرمستقیمی ارائه دهند. این تلاش‌ها می‌توانند جرم، فلزی بودن و نقش ستارگان جمعیت سوم در تکامل کیهانی را آشکار کنند.
ستارگان جمعیت دوم حدود 400 میلیون تا چند میلیارد سال پس از بیگ بنگ (z ≈ 10–3) شکل گرفتند، زمانی که کهکشان‌ها در جهانی کمتر متراکم و خنک‌تر جمع شدند. این ستارگان پلی بین دوران اولیه و کهکشان‌های مدرن ایجاد کردند و از طریق غنی‌سازی فلزی، پیچیدگی را ساختند.
چگالی متوسط جهان با انبساط کاهش یافت، اما ابرهای تشکیل‌دهنده ستارگان در کهکشان‌های اولیه به ~10²–10⁴ ذره بر سانتی‌متر مکعب در هاله‌های ماده تاریک بزرگ‌تر (~10⁷–10⁹ جرم خورشیدی) رسیدند. CMB به ~10–20 کلوین سرد شد و ابرها، که توسط ابرنواهای جمعیت سوم غنی شده بودند، فلزی بودن Z ≈ 10⁻⁴–10⁻² Z⊙ داشتند. فلزات (مانند کربن، اکسیژن) از طریق خطوط اتمی ([C II] 158 میکرومتر، [O I] 63 میکرومتر) خنک‌سازی را ممکن کردند و دما را به ~10²–10³ کلوین کاهش دادند. مقادیر ناچیز غبار، خنک‌سازی را از طریق انتشار حرارتی تقویت کرد. جرم جینز کاهش‌یافته (~1–100 جرم خورشیدی) امکان تکه‌تکه شدن را فراهم کرد و جرم‌های ستاره‌ای متنوعی تولید کرد.
ستارگان جمعیت دوم از جرم پایین (0.1–1 جرم خورشیدی، طول عمر >10¹⁰ سال) تا عظیم (10–100 جرم خورشیدی، ~10⁶–10⁷ سال) متغیر هستند. آن‌ها در هاله‌های کهکشانی، خوشه‌های کروی (مانند M13) و برآمدگی‌های کهکشانی اولیه یافت می‌شوند و دارای فلزی بودن پایین هستند که طیف‌های قرمزتری تولید می‌کنند. تشکیل آن‌ها در خوشه‌ها نشان‌دهنده تکه‌تکه شدن است و ابرنواهای آن‌ها ISM را تا ~0.1 Z⊙ غنی‌تر کردند.
ستارگان جمعیت دوم تکامل کهکشانی را پیش بردند. ابرنواهای آن‌ها عناصر سنگین‌تر (مانند سیلیسیم، منیزیم) را سنتز کردند و غبار و مولکول‌هایی را تشکیل دادند که تشکیل ستارگان را تسهیل کردند. ستارگان جمعیت دوم با جرم پایین، قابل مشاهده در خوشه‌های کروی و هاله راه شیری، امضاهای ابرنواهای جمعیت سوم را حفظ می‌کنند. بازخورد از پرتوها و انفجارها دیسک‌های کهکشانی را شکل داد و تشکیل ستارگان را تنظیم کرد. آن‌ها پایه‌ای برای ستارگان جمعیت اول و سیستم‌های سیاره‌ای فراهم کردند.
ستارگان جمعیت دوم در خوشه‌های کروی، هاله‌های کهکشانی و به‌عنوان ستارگان فقیر از فلز (مانند HD 122563، Z ≈ 0.001 Z⊙) قابل مشاهده هستند. ستارگان به شدت فقیر از فلز (Z < 10⁻³ Z⊙) ممکن است بازده‌های جمعیت سوم را منعکس کنند. بررسی‌هایی مانند SDSS و Gaia و مشاهدات آینده ELT درک ما از تشکیل جمعیت دوم و تجمع کهکشان‌های اولیه را بهبود خواهند بخشید.
ستارگان جمعیت اول، که از حدود 10 میلیارد سال پیش تا کنون (z ≈ 2–0) تشکیل شده‌اند، بر کهکشان‌های بالغ مانند دیسک راه شیری تسلط دارند. این ستارگان، از جمله خورشید، از طریق محیط‌های غنی از فلز خود، امکان وجود سیارات و حیات را فراهم کردند.
جهان پراکنده است (~10⁻³⁰ گرم بر سانتی‌متر مکعب)، با تشکیل ستارگان در ابرهای مولکولی متراکم (~10²–10⁶ ذره بر سانتی‌متر مکعب) که توسط امواج چگالی مارپیچی یا ابرنواها تحریک می‌شوند. CMB 2.7 کلوین است و ابرها، با Z ≈ 0.1–2 Z⊙، از طریق خطوط مولکولی (مانند CO، HCN) و انتشار غبار به ~10–20 کلوین خنک می‌شوند. جرم جینز پایین (~0.1–10 جرم خورشیدی) ستارگان کوچک را ترجیح می‌دهد، اگرچه ستارگان عظیم در مناطق فعال تشکیل می‌شوند.
ستارگان جمعیت اول از کوتوله‌های قرمز (0.08–1 جرم خورشیدی، >10¹⁰ سال) تا ستارگان نوع O (10–100 جرم خورشیدی، ~10⁶–10⁷ سال) متغیر هستند. فلزی بودن بالای آن‌ها طیف‌های درخشان و غنی از فلز با خطوطی مانند Fe I و Ca II تولید می‌کند. آن‌ها در خوشه‌های باز (مانند خوشه پروین) یا سحابی‌ها (مانند شکارچی) تشکیل می‌شوند. خورشید، یک ستاره جمعیت اول 4.6 میلیارد ساله، نمونه‌ای معمول است.
فلزی بودن بالا امکان تشکیل سیارات سنگی را فراهم کرد، زیرا غبار و فلزات در دیسک‌های پیش‌سیاره‌ای، سیاره‌سازها را تشکیل دادند. دیسک خورشید زمین را حدود 4.5 میلیارد سال پیش تولید کرد، با سیلیسیم، اکسیژن و آهن که سیارات زمین‌مانند را تشکیل دادند و کربن مولکول‌های آلی را ممکن ساخت. خروجی پایدار خورشید و طول عمر طولانی آن، منطقه‌ای قابل سکونت برای آب مایع را حفظ کرد و حیات مبتنی بر کربن را طی میلیاردها سال تقویت کرد. تنوع ستارگان جمعیت اول، غنی‌سازی مداوم ISM را پیش می‌برد و تشکیل ستارگان و سیارات را پایدار نگه می‌دارد.
ستارگان جمعیت اول بر دیسک راه شیری تسلط دارند و در مناطق تشکیل ستاره و خوشه‌ها قابل مشاهده هستند. بررسی‌های سیارات فراخورشیدی (مانند کپلر، TESS) نشان می‌دهند که ستارگان با فلزی بودن بالا احتمال بیشتری برای میزبانی سیارات دارند، با حدود 50٪ از ستارگان شبه‌خورشیدی که ممکن است جهان‌های سنگی را در خود جای دهند. طیف‌سنجی ترکیبات غنی از فلز آن‌ها را آشکار می‌کند و غنی‌سازی تجمعی را ردیابی می‌کند.
با رانش انرژی تاریک به انبساط کیهانی، جهان سردتر، کمتر متراکم و غنی‌تر از فلز خواهد شد و تشکیل ستارگان را تغییر خواهد داد. تا حدود 100 میلیارد سال (z ≈ -1)، تشکیل ستارگان کاهش خواهد یافت و تا حدود 10¹² سال ممکن است متوقف شود و به یک کیهان تاریک و آنتروپیک منجر شود.
چگالی متوسط کاهش خواهد یافت و کهکشان‌ها را ایزوله خواهد کرد. CMB به <<0.3 کلوین سرد خواهد شد و ابرها، با Z > 2–5 Z⊙، از طریق فلزات (مانند [Fe II]، [Si II]) و غبار به‌طور مؤثر خنک خواهند شد. تشکیل ستارگان به جیب‌های گازی نادر وابسته خواهد بود، زیرا بیشتر گاز کهکشانی توسط تشکیل ستارگان، ابرنواها یا جت‌های سیاه‌چاله‌ها مصرف می‌شود. ادغام‌های کهکشانی ممکن است به‌طور موقت تشکیل ستارگان را تقویت کنند.
ستارگان آینده کوتوله‌های قرمز با جرم پایین (0.08–1 جرم خورشیدی، 10¹⁰–10¹² سال) خواهند بود، به دلیل خنک‌سازی مؤثر و جرم جینز پایین. ستارگان عظیم نادر خواهند بود، زیرا فلزی بودن بالا مانع از تجمع پروتوستارهای بزرگ می‌شود. این ستارگان نور مادون قرمز ضعیفی ساطع خواهند کرد و کهکشان‌ها را تاریک‌تر می‌کنند. دیسک‌های غنی از فلز سیارات سنگی را ترجیح خواهند داد.
کهکشان‌ها با مرگ ستارگان محو خواهند شد و کوتوله‌های سفید، ستارگان نوترونی و سیاه‌چاله‌ها را باقی خواهند گذاشت. حیات ممکن است به انرژی مصنوعی یا واحه‌های ستاره‌ای نادر در جهانی که به “مرگ گرمایی” نزدیک می‌شود وابسته باشد.
هسته‌زایی ستاره‌ای کوره کیهانی است که در آن ستارگان عناصر سنگین‌تر را از سبک‌ترها سنتز می‌کنند و تکامل شیمیایی جهان را پیش می‌برند. از همجوشی آرام در هسته‌های ستاره‌ای تا فرآیندهای انفجاری در ابرنواها، عناصری را تولید می‌کند که سیارات، حیات و کهکشان‌ها را تشکیل می‌دهند. زنجیره پروتون-پروتون، چرخه CNO، فرآیند سه‌گانه آلفا، فرآیندهای s، r و p، و فوتوتجزیه، که در انفجارهای نوترینویی به اوج می‌رسند، مکانیسم‌های پیچیده تشکیل عناصر را آشکار می‌کنند و امکان تشخیص سریع ابرنواها را فراهم می‌کنند.
زنجیره پروتون-پروتون (pp) ستارگان با جرم پایین (T ~ 10⁷ کلوین، مانند خورشید) را نیرو می‌دهد. این فرآیند با همجوشی دو پروتون برای تشکیل یک دی‌پروتون آغاز می‌شود که از طریق واپاشی بتا به دوتریوم تبدیل می‌شود (¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e، که یک نوترینو آزاد می‌کند). مراحل بعدی شامل موارد زیر است: - ²H + ¹H → ³He + γ (انتشار فوتون). - ³He + ³He → ⁴He + 2¹H، که دو پروتون آزاد می‌کند.
زنجیره pp شاخه‌هایی (ppI، ppII، ppIII) دارد که نوترینوهای با انرژی‌های مختلف (0.4–6 MeV) تولید می‌کنند. این فرآیند کند است و خورشید را برای حدود 10¹⁰ سال پایدار نگه می‌دارد و نوترینوهای آن، که توسط آزمایش‌هایی مانند Borexino شناسایی شده‌اند، مدل‌های همجوشی ستاره‌ای را تأیید می‌کنند.
چرخه کربن-نیتروژن-اکسیژن (CNO) در ستارگان عظیم (>1.3 جرم خورشیدی، T > 1.5 × 10⁷ کلوین) غالب است. این چرخه از ¹²C، ¹⁴N و ¹⁶O به‌عنوان کاتالیزور برای همجوشی چهار پروتون به ⁴He استفاده می‌کند: - ¹²C + ¹H → ¹³N + γ - ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e - ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ - ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ - ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e - ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He
چرخه CNO سریع‌تر است، همجوشی سریع (~10⁶–10⁷ سال) را پیش می‌برد و نوترینوهای با انرژی بالاتر (~1–10 MeV) تولید می‌کند که توسط Super-Kamiokande قابل تشخیص هستند.
در ستارگان >8 جرم خورشیدی، احتراق هلیوم (T ~ 10⁸ کلوین) سه هسته ⁴He را از طریق فرآیند سه‌گانه آلفا به ¹²C همجوشی می‌کند. دو ⁴He یک ⁸Be ناپایدار تشکیل می‌دهند که یک ⁴He دیگر را جذب می‌کند تا ¹²C را تشکیل دهد و از یک رزونانس در سطوح انرژی ¹²C بهره می‌برد. برخی از ¹²C یک ⁴He را جذب می‌کنند تا ¹⁶O تشکیل دهند (¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ). این فرآیند، که حدود 10⁵ سال طول می‌کشد، برای تولید کربن و اکسیژن حیاتی است و حیات را ممکن می‌سازد.
ستارگان عظیم مراحل احتراق سریعی را طی می‌کنند: - احتراق کربن (T ~ 6 × 10⁸ کلوین، ~10³ سال): ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He یا ²³Na + ¹H. - احتراق نئون (T ~ 1.2 × 10⁹ کلوین، ~1 سال): ²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He. - احتراق اکسیژن (T ~ 2 × 10⁹ کلوین، ~6 ماه): ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He. - احتراق سیلیسیم (T ~ 3 × 10⁹ کلوین، ~1 روز): ²⁸Si + γ → ⁵⁶Fe، ⁵⁶Ni از طریق فوتوتجزیه و جذب.
عناصر قله آهنی پایان همجوشی را نشان می‌دهند، زیرا واکنش‌های بعدی گرماگیر هستند.
فرآیند s در ستارگان AGB (1–8 جرم خورشیدی) و برخی ستارگان عظیم رخ می‌دهد، جایی که نوترون‌ها به‌آرامی جذب می‌شوند و امکان واپاشی بتا بین جذب‌ها را فراهم می‌کنند (مانند ⁵⁶Fe + n → ⁵⁷Fe، سپس ⁵⁷Fe → ⁵⁷Co + e⁻ + ν̄_e). نوترون‌ها از واکنش‌هایی مانند ¹³C(α,n)¹⁶O در پوسته‌های هلیومی ستارگان AGB می‌آیند. این فرآیند عناصری مانند استرانسیم، باریوم و سرب را طی ~10³–10⁵ سال تولید می‌کند و ISM را از طریق بادهای ستاره‌ای غنی می‌کند.
فرآیند r در محیط‌های افراطی (ابرنواها، ادغام‌های ستاره نوترونی) با شارهای نوترونی ~10²² نوترون بر سانتی‌متر مربع بر ثانیه رخ می‌دهد. هسته‌ها نوترون‌ها را سریع‌تر از واپاشی بتا جذب می‌کنند و عناصر سنگینی مانند طلا، نقره و اورانیوم را تشکیل می‌دهند (مانند ⁵⁶Fe + چندین n → ²³⁸U). این فرآیند در موج‌های شوک ابرنواها یا پرتابه‌های ادغام چند ثانیه طول می‌کشد و حدود 50٪ از عناصر سنگین را تشکیل می‌دهد.
فرآیند p ایزوتوپ‌های غنی از پروتون نادر (مانند ⁹²Mo، ⁹⁶Ru) را در ابرنواها تولید می‌کند. پرتوهای گاما پرانرژی (T ~ 2–3 × 10⁹ کلوین) هسته‌های فرآیندهای s و r را فوتوتجزیه می‌کنند (مانند ⁹⁸Mo + γ → ⁹⁷Mo + n)، یا پروتون‌ها در محیط‌های غنی از پروتون جذب می‌شوند. کارایی پایین آن نادر بودن هسته‌های p را توضیح می‌دهد.
در ابرنواهای فروپاشی هسته‌ای، فوتوتجزیه در هسته آهنی (T > 10¹⁰ کلوین) ⁵⁶Fe را به پروتون‌ها، نوترون‌ها و ⁴He تجزیه می‌کند (مانند ⁵⁶Fe + γ → 13⁴He + 4n). این فرآیند گرماگیر فشار را کاهش می‌دهد و فروپاشی به یک ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله را تسریع می‌کند. موج شوک هسته‌زایی انفجاری را تحریک می‌کند و عناصر را پرتاب می‌کند.
طی فروپاشی هسته، حدود 99٪ از انرژی ابرنواها (~10⁴⁶ ژول) به‌صورت نوترینو از طریق نوترونیزاسیون (p + e⁻ → n + ν_e) و فرآیندهای حرارتی (e⁺ + e⁻ → ν + ν̄) آزاد می‌شود. انفجار حدود 10 ثانیه‌ای قبل از انفجار نوری رخ می‌دهد و توسط امکاناتی مانند Super-Kamiokande، IceCube و DUNE قابل تشخیص است. حدود 20 نوترینوی SN 1987A این را تأیید کردند. مثلث‌بندی از چندین آشکارساز ابرنواها را در چند ثانیه مکان‌یابی می‌کند و امکان مشاهدات بعدی در طول‌موج‌های نوری، اشعه ایکس و گاما را فراهم می‌کند که ویژگی‌های پیش‌ساز و بازده‌های هسته‌زایی را آشکار می‌کنند.
فراوانی عناصر هسته‌زایی را منعکس می‌کند: - H، He: ~98٪ از BBN. - C، O، Ne، Mg: فراوان از همجوشی. - Fe، Ni: قله به دلیل پایداری هسته‌ای. - Au، U: نادر، از فرآیند r. - هسته‌های P: نادرترین، از فرآیند p.
²³⁵U و ²³⁸U از طریق فرآیند r در ابرنواها یا ادغام‌های ستاره نوترونی تشکیل می‌شوند. ²³⁵U (نیمه‌عمر ~703.8 میلیون سال) سریع‌تر از ²³⁸U (نیمه‌عمر ~4.468 میلیارد سال) واپاشی می‌کند. در زمان تشکیل زمین (~4.54 میلیارد سال پیش)، نسبت ²³⁵U/²³⁸U حدود 0.31 (~23.7٪ ²³⁵U) بود. حدود 2 میلیارد سال پیش، این نسبت به حدود 0.037 (~3.6٪ ²³⁵U) رسید، که برای شکافت کافی بود. راکتور Oklo در گابن زمانی تشکیل شد که سنگ معدن اورانیوم با کیفیت بالا (~20–60٪ اکسیدهای اورانیوم)، که توسط فرآیندهای رسوبی متمرکز شده بود، با آب زیرزمینی که نوترون‌ها را تعدیل می‌کرد، تعامل کرد. هیچ غنی‌سازی ایزوتوپی رخ نداد؛ ~3.6٪ ²³⁵U طبیعی امکان بحرانی شدن را فراهم کرد و واکنش‌های شکافت متناوب را برای حدود 150,000–1 میلیون سال حفظ کرد و ایزوتوپ‌هایی مانند ¹⁴³Nd و گرما تولید کرد.
از تولد آتشین بیگ بنگ تا آینده‌ای در حال محو شدن، ستارگان جهان را شکل داده‌اند. ستارگان جمعیت سوم کیهان را شعله‌ور کردند و اولین فلزات را آهنگری کردند. ستارگان جمعیت دوم پیچیدگی را ساختند و ستارگان جمعیت اول سیارات و حیات را ممکن کردند. هسته‌زایی ستاره‌ای — از طریق زنجیره pp، چرخه CNO، فرآیند سه‌گانه آلفا، فرآیندهای s، r و p، و فوتوتجزیه — عناصر را خلق کرد، با انفجارهای نوترینویی که پراکندگی انفجاری آن‌ها را نشان می‌دادند. راکتور Oklo، که توسط فراوانی طبیعی ²³⁵U هدایت می‌شد، این میراث را تجسم می‌بخشد. ما غبار ستاره‌ها هستیم، از ستارگان باستانی باززایی شده‌ایم و عناصر آن‌ها را در بدن‌هایمان حمل می‌کنیم. در حالی که جهان تاریک‌تر می‌شود، میراث کیهانی ما ممکن است نسل‌های آینده را الهام بخشد تا ستارگان جدیدی را شعله‌ور کنند و خلقت را در خلأ آنتروپیک ادامه دهند.