|
'''Nukleosintesis''' adalah proses penciptaan inti-inti atom baru dari [[nukleon|nukleon-nukleon]] (proton dan neutron) yang sudah ada sebelumnya. Diduga bahwa nukleon-nukleon primordial sendiri terbentuk dari [[plasma kuark-gluon]] dari Big Bang ([[Big Bang|Dentuman Besar]]) ketika ia mendingin di bawah dua triliun [[Kelvin]]. Beberapa menit kemudian, bermula hanya dengan [[proton]] dan [[neutron]], terbentuklah inti-inti aton sampai [[litium]] dan [[berilium]] (kedua-duanya berbilangan massa 7), tetapi hanya berjumlah relatif kecil. Kemudian proses fusi secara esensial berhenti karena [[suhu]] dan [[kerapatan]] berkurang, karena semesta terus saja mengembang. Proses [[Nukleosintesis Big Bang|nukleosintesis primordial]] pertama ini dapat juga disebut sebagai '''nukleogenesis'''.
Nukleosintesis unsur-unsur yang lebih berat berikutnya memerlukan ledakan bintang-bintang berat dan [[supernova]]. Ini terjadi secara teoretis karena hidrogen dan helium dari Big Bang (mungkin dipengaruhi oleh konsentrasi [[bendamateri gelap]]), mengembun menjadi bintang-bintang perdana 500 juta tahun setelah Big Bang. Unsur-unsur yang tercipta di dalam nukleosintesis bintang terentang pada [[nomor atom]] 6 ([[karbon]]) sampai sekurang-kurangnya 98 ([[kalifornium]]), yang sudah dideteksi dari spektra dari beberapa supernova. Sintesis unsur-unsur yang lebih berat ini muncul karena dua hal, yaitu [[fisi nuklir]] (termasuk penangkapan neutron ganda lambat dan cepat) atau [[fisi nuklir]], kadang-kadang diikuti oleh [[peluruhan beta]].
Sebaliknya, banyak proses bintang sebenarnya cenderung pada pemecahan [[deuterium]] dan isotop-isotop berilium, litium, dan [[boron]] yang ada di dalam bintang, setelah pembentukan primordial mereka pada saat Big Bang. Kuantitas unsur-unsur yang lebih ringan ini yang hadir di alam semesta sekarang kemudian dianggap terbentuk terutama melalui miliaran tahun [[sinar kosmos]] (terutama proton berenergi tinggi) yang memediasi pecahnya unsur-unsur yang lebih berat yang ada pada debu dan gas antarbintang.
== Sejarah ==
Gagasan pertama tentang nukleosintesis adalah bahwa [[unsur kimia]] diciptakan pada permulaan alam semesta, tetapi tidak ada jalan cerita fisika yang berjaya menjelaskannya. Hidrogen dan helium jelas-jelas jauh lebih melimpah daripada kelimpahan unsur-unsur lainnya (semuanya itu hanya berjumlah kurang dari 2% massa [[tata surya]], dan diduga tata bintang lainnya pun sedemikian). Pada saat yang sama, jelas bahwa karbon adalah unsur yang paling melimpah berikutnya, dan juga terdapat kecenderungan umum yang mengarah pada kelimpahan unsur-unsur ringan, khususnya mereka yang terdiri dari semua bilangan inti atom helium-4.
<!--
The first ideas on nucleosynthesis were simply that the [[chemical elements]] were created at the beginnings of the universe, but no successful physical scenario for this could be identified. Hydrogen and helium were clearly far more abundant than any of the other elements (all the rest of which constituted less than 2% of the mass of the solar system, and presumably other star systems as well). At the same time it was clear that carbon was the next most common element, and also that there was a general trend toward abundance of light elements, especially those composed of whole numbers of helium-4 nuclei.
[[Arthur Stanley Eddington]] firstadalah suggestedyang inpertama menganjurkan pada tahun 1920 thatbahwa starsbintang obtainmendapatkan theirenergi energymelalui byhidrogen fusingyang hydrogenberfusi tomembentuk helium, buttetapi thisgagasan ideaini waspada notumumnya generallybelum accepteddapat becausediterima itkarena lackedmekanisme nuclearnuklir mechanismsyang cacat. InSegera thebeberapa yearstahun immediatelykemudian, beforesebelum WorldPerang WarDunia II, [[Hans Bethe]] firstadalah providedyang thosepertama nuclearmemberikan mechanismsmekanisme bynuklir whichyang hydrogendiperlukan, di mana ishidrogen fusedberfusi intomembentuk helium. HoweverTetapi, neitherkedua-dua ofkarya thesedini earlytentang worksdaya onbintang stellarini powertidak addressedmampu themenjelaskan originasal ofmula theunsur-unsur elementsyang heavierlebih thanberat daripada helium.
Karya asli [[Fred Hoyle]]'s originaltentang worknukleosintesis onunsur-unsur nucleosynthesisyang oflebih heavierberat elementsdi indalam starsbintang occurredmuncul justsetelah afterPerang World WarDunia II.<ref>[http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-autobio.html AutobiographyOtobiografi William A. Fowler]</ref> ThisKarya workini attributedmenyertakan productionpenciptaan ofsemua allunsur heavieryang elementsberat fromdi indalam starsbintang duringselama theproses nuclearevolusi evolutionnuklir ofdari theirkomposisi compositionsmereka, startingmulai fromdari hydrogenhidrogen. Hoyle proposedmengajukan thatbahwa hydrogenhidrogen isdiciptakan continuouslyterus createdmenerus indi thealam universesemesta fromdari vacuumvakum anddan energyenergi, withouttanpa keperluan needakan forpermulaan universalalam beginningsemesta.
Karya Hoyle's workmenjelaskan explainedbagaimana howkelimpahan theunsur-unsur abundancesbertambah ofseiring thewaktu elementsgalaksi increasedyang withsemakin timemenua. asSecara thebergantian, galaxy aged. Subsequently,gambaran Hoyle's picturediperluas waspada expandedtahun during the 1960s1960-an byoleh creativesumbangsih contributionskreatif bydari [[William A. Fowler]], [[Alastair G. W. Cameron]], anddan [[Donald D. Clayton]], anddan thenkemudian byoleh manyyang otherslainnya. The [[B²FH|creativeMakalah tinjauan 1957 review paperkreatif]] byoleh [[Margaret Burbidge|E. M. Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge|G. R. Burbidge]], Fowler, anddan Hoyle (seelihatlah Ref.daftar list[[Nukleosintesis#Referensi|Referensi]]) is a well-knownadalah summaryikhtisar ofterkenal thetentang statekeadaan ofcabang theilmu fieldini inpada 1957. ThatMakalah paperitu definedmendefinisikan newproses-proses processesbaru foruntuk changingmengubah onesatu heavyinti nucleusberat intomenjadi othersyang withinlain individualdi starsdalam sebuah bintang tunggal, processesproses-proses thatitu coulddapat bedidokumenkan documentedoleh bypara astronomersastronom.
The Big Bang itself hadsendiri beendiajukan proposedpada intahun 1931, longjauh beforesebelum thisperiode periodini, byoleh [[Georges Lemaître]], aseorang Belgianfisikawan physicistBelgia anddan Romanmerupakan Catholicpendeta priestKatolik Roma, whoyang suggestedmenganjurkan thatbahwa thealam evidentsemesta expansionmeluas ofseiring thewaktu Universebergerak inmaju forwardadalah timeberarti requiredalam thatsemesta thejuga Universemengerut contractedseiring backwardswaktu inbergerak timemundur, anddan wouldakan continueterus toberlaku dodemikian sosampai untilalam itsemesta couldtidak contractdapat nomengerut furtherlagi, bringingmenggiring allsemua themassa massalam ofsemesta theke Universedalam intosatu atitik single pointtunggal, a "primeval atom", atpada asatu pointtitik inwaktu timesebelum beforeruang whichdan timewaktu and space did not existnihil. Hoyle laterkemudian gave Lemaître'smemberikan model theLemaître, derisiveistilah termejekan ofuntuk Big Bang, nottidak realizingmenyatakan that Lemaître'sbahwa model wasLemaître neededdiperlukan tountuk explainmenjelaskan thekeujudan existencedeuterium ofdan deuteriumnuklida-nuklida anddi nuclides betweenantara helium anddan carbonkarbon, asjuga welljumlah asyang thebanyak fundamentallysecara highmendasar amountdari ofkeujudan helium presenttidak nothanya onlydi indalam starsbintang, buttetapi alsojuga indi interstellardalam gas antarbintang. AsKetika ititu happenedterjadi, bothmodel Lemaître anddan Hoyle'smodel models ofHoyle nucleosynthesistentang wouldnukleosintesis bepastilah neededdiperlukan tountuk explainmenjelaskan elementalkelimpahan abundanceunsur indi thealam universesemesta.
[[Image:SolarSystemAbundances.jpg|thumb|center|800px|Abundances of the chemical elements in the Solar system.]]
-->
== Proses ==
Di dalam teori modern, terdapat sejumlah proses [[astrofisika]] yang diyakini bertanggung jawab atas nukleosintesis di alam semesta. Sebagian besar darinya terjadi pada materi panas di dalam bintang. Proses-proses [[fusi nuklir]] yang silih berganti yang terjadi di dalam bintang dikenal sebagai pembakaran hidrogen (melalui [[reaksi rantai proton-proton]] atau [[siklus CNO]]), [[fusi helium]], [[proses pembakaran karbon]], [[proses pembakaran neon]], [[proses pembakaran oksigen]], dan [[proses pembakaran silikon]]. Proses-proses ini mampu menghasilkan unsur-unsur hingga besi dan nikel, wilayah isotop-isotop ini memiliki [[energi pengikatan]] per inti tertinggi. Unsur-unsur yang lebih berat dapat dirakit di dalam bintang oleh suatu proses penangkapan elektron yang disebut [[proses s]] atau di dalam lingkungan ledakan, seperti [[supernova]], oleh sejumlah proses. Beberapa dari yang lebih penting dari proses-proses ini termasuk [[proses r]], yang melibatkan penangkapan neutron cepat, [[proses rp]], yang melibatkan penangkapan proton cepat, dan [[proses p]] (kadang-kadang disebut proses gama), yang melibatkan [[fotodisintegrasi]] (fototransmutasi) dari inti-inti atom yang ada.
<!--
In modern theory, there are a number of [[astrophysical]] processes which are believed to be responsible for nucleosynthesis in the universe. The majority of these occur within the hot matter inside stars. The successive [[nuclear fusion]] processes which occur inside stars are known as hydrogen burning (via the [[proton-proton chain]] or the [[CNO cycle]]), [[Helium fusion|helium burning]], [[Carbon burning process|carbon burning]], [[Neon burning process|neon burning]], [[Oxygen burning process|oxygen burning]] and [[silicon burning process|silicon burning]]. These processes are able to create elements up to iron and nickel, the region of the isotopes having the highest [[binding energy]] per nucleon. Heavier elements can be assembled within stars by a neutron capture process known as the [[S-process|s process]] or in explosive environments, such as [[supernova]]e, by a number of processes. Some of the more important of these include the [[R-process|r process]], which involves rapid neutron captures, the [[Rp-process|rp process]], which involves rapid proton captures, and the [[P-process|p process]] (sometimes known as the gamma process), which involves [[photodisintegration]] of existing nuclei.
-->
== Empat jenis utama nukleosintesis ==
=== Nukleosintesis Big Bang ===
{{utama|Nukleosintesis Big Bang}}
<!--
[[ImageBerkas:Primordial nucleosynthesis.svg|thumb|rightjmpl|450px|ChiefReaksi-reaksi nuclearnuklir reactionsinduk responsibleyang forbertanggung thejawab atas [[abundancekelimpahan ofunsur the chemical elementskimia|relativekelimpahan abundancesrelatif]] of lightdari [[atomicinti nucleusatom|atomicinti-inti nucleiatom]] observedringan yang diamati di throughoutseluruh thealam universesemesta.]]
[[Nukleosintesis Big Bang]] terjadi pada tiga menit pertama penciptaan alam semesta dan bertanggung jawab atas banyak perbandingan kelimpahan <sup>1</sup>H ([[atom hidrogen|protium]]), <sup>2</sup>H ([[deuterium]]), <sup>3</sup>He ([[helium-3]]), dan <sup>4</sup>He ([[helium-4]]), di alam semesta.
[[Big Bang nucleosynthesis]] occurred within the first three minutes of the beginning of the universe and is responsible for much of the abundance ratios of <sup>1</sup>H ([[hydrogen-1|protium]]), <sup>2</sup>H ([[deuterium]]), <sup>3</sup>He ([[helium-3]]), and <sup>4</sup>He ([[helium-4]]), in the universe <ref>{{dead link|url=http://www.astro.washington.edu/research/bbn/|date=March 2009}} Big Bang Java Calculator v1.1, Craig Hogan, Luis Mendoza</ref>. Although <sup>4</sup>He continues to be produced by other mechanisms (such as stellar fusion and alpha decay) and trace amounts of <sup>1</sup>H continue to be produced by [[spallation]] and certain types of radioactive decay ([[proton emission]] and [[neutron emission]]), most of the mass of these isotopes in the universe, and all but the insignificant traces of the <sup>3</sup>He and deuterium in the universe produced by rare processes such as [[cluster decay]], are thought to have been produced in the [[Big Bang]]. The nuclei of these elements, along with some <sup>7</sup>Li, and <sup>7</sup>Be are believed to have been formed when the universe was between 100 and 300 seconds old, after the primordial [[quark]]-[[gluon]] plasma froze out to form [[proton]]s and [[neutron]]s. Because of the very short period in which Big Bang nucleosynthesis occurred before being stopped by expansion and cooling, no elements heavier than [[lithium]] could be formed. (Elements formed during this time were in the plasma state, and did not cool to the state of neutral atoms until much later).
-->
Meskipun <sup>4</sup>He terus saja dihasilkan oleh mekanisme lainnya (seperti fusi bintang dan peluruhan alfa) dan jumlah jejak <sup>1</sup>H terus saja dihasilkan oleh [[spalasi]] dan jenis-jenis khusus peluruhan radioaktif ([[pelepasan proton]] dan [[pelepasan neutron]]), sebagian besar massa isotop-isotop ini di alam semesta, dan semua kecuali jejak-jejak yang tidak signifikan dari <sup>3</sup>He dan deuterium di alam semesta yang dihasilkan oleh proses langka seperti [[peluruhan kluster]], dianggap dihasilkan di dalam proses [[Big Bang]]. Inti atom unsur-unsur ini, bersama-sama <sup>7</sup>Li, dan <sup>7</sup>Be diyakini terbentuk ketika alam semesta berumur 100 sampai 300 detik, setelah plasma [[kuark]]-[[gluon]] primordial membeku untuk membentuk [[proton]] dan [[neutron]]. Karena periode nukleosintesis Big Bang sangat singkat sebelum terhentikan oleh pengembangan dan pendinginan, tidak ada unsur yang lebih berat daripada [[litium]] yang dapat dibentuk. (Unsur-unsur terbentuk pada waktu ini adalah dalam keadaan plasma, dan tidak mendingin ke keadaan atom-atom netral hingga waktu lama).
=== Nukleosintesis bintang ===
{{main|Reaksi rantai proton-proton|Proses tripel-alfa|Siklus CNO|Proses s}}
<!--
[[Nukleosintesis bintang]] terjadi pada bintang selama proses [[evolusi bintang]]. Nukleosintesis bintang bertanggung jawab atas penciptaan unsur-unsur dari [[karbon]] sampai [[besi]] melalui proses [[fusi nuklir]]. Bintang adalah tungku pembakaran nuklir di mana H dan He difusikan menjadi inti-inti atom yang lebih berat, suatu proses yang terjadi oleh rantai-rantai proton di dalam bintang yang lebih dingin daripada [[matahari]], dan oleh [[siklus CNO]] di dalam bintang yang lebih massif daripada matahari.
{{main|Proton-proton chain|Triple-alpha process|CNO cycle|S process}}
Di antara beberapa kepentingan khusus adalah karbon, sebab pembentukannya dari He adalah leher botol di dalam proses keseluruhan. Karbon dihasilkan oleh [[proses tripel-alfa]] di semua bintang. Karbon juga merupakan unsur utama yang digunakan di dalam produksi neutron bebas pada bintang, membangkitkan [[proses s]] yang melibatkan penyerapan lambat neutron untuk menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi dan nikel (<sup>57</sup>Fe dan <sup>62</sup>Ni). Karbon dan unsur lain dibentuk oleh proses ini yang juga sangat mendasar bagi [[biologi|kehidupan]].
Produk dari nukleosintesis bintang pada umumnya disebarkan ke alam semesta melalui episode kehilangan massa dan angin bintang pada bintang yang bermassa kecil, seperti di dalam fase evolusi [[nebula planet]], juga melalui peristiwa ledakan yang dihasilkan di dalam [[supernova]] untuk kasus bintang massif.
[[StellarBukti nucleosynthesis]]langsung occurspertama inyang starsmenunjukkan duringbahwa thenukleosintesis processmuncul ofdi [[stellardalam evolution]].bintang adalah It is responsible for the generation of elements fromterdeteksinya [[carbonteknesium]] todi [[iron]]dalam byatmosfer [[nuclearraksasa fusionmerah]] processes.pada permulaan Starsdasawarsa are the nuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei, a process which occurs by proton1950-proton chain in stars cooler than the Sunan, and by the [[CNO cycle]] in stars more massive than the Sun. <p> Of particular importance is carbon, because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the [[triple-alpha process]] in all stars. Carbon is also the main element used in the production of free neutrons within the stars, giving rise to the [[S-process|s process]] which involves the slow absorption of neutrons to produce elements heavier than iron and nickel (<sup>57</sup>Fe and <sup>62</sup>Ni). Carbon and other elements formed by this process are also fundamental to [[biology|life]].<p> The products of stellar nucleosynthesis are generally distributed into the universe through mass loss episodes and stellar winds in stars which are of low mass, as in the [[planetary nebula]]e phase of evolution, as well as through explosive events resulting in [[supernova]]e in the case of massive stars.<p>The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the detection of [[technetium]] in the atmosphere of a [[red giant]] in the early 1950s<ref>{{cite journal | author=S. Paul W. Merrill | title = Spectroscopic Observations of Stars of Class S| journal=The Astrophysical Journal | volume=116 | year=1952 | pages=21 | doi = 10.1086/145589 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116...21M}}</ref>, prototypicalpurwarupa foruntuk the class ofkelas [[Technetiumbintang star|Tc-rich starsteknesium]]. Because technetiumKarena isteknesium radioactiveradioaktif, withdengan halflifewaktu muchparo lessyang thanjauh thelebih agesingkat ofdaripada theumur starbintang, itskelimpahannya abundanceharus mustmencerminkan reflectpenciptaannya itsdi creationdalam withinbintang thatitu starselama duringwaktu its lifetimehidupnya. LessTidak dramaticbegitu dramatis, buttetapi equallybukti convincingyang evidencesama ismeyakinkannya ofadalah largeterlihat overabundancesdari ofkelimpahannya specificyang stablesangat elementsbanyak indari aunsur-unsur stellarstabil atmospheretertentu di dalam atmosfer bintang. AnSebuah historicallykasus importantbersejarah caseyang waspenting observationadalah ofpengamatan kelimpahan barium abundances somekira-kira 20-50 timeskali greaterlebih thanbanyak indaripada unevolvedyang stars,ada whichpada isbintang evidenceyang oftak themengembang, operationyakni ofbukti thebagi terjadinya [[S-process|proses s process]] withinpada thatbintang staritu. Banyak Manybukti modern proofsmuncul appeardi indalam thekomposisi isotopic composition ofisotopik [[CosmicDebu dustkosmos#StardustDebu bintang|stardustdebu bintang]], solidbutiran grainspadat thatyang condensedmengembun fromdari thegas-gas gases ofbintang individual starsdan andyang whichtelah havediekstraksi beendari extracted from meteorites[[meteorit]]. StardustDebu isbintang oneadalah componentsatu ofkomponen dari [[cosmicdebu dustkosmos]]. TheKomposisi measuredisotopik isotopicyang compositionsterukur demonstratememperagakan manybanyak aspectsaspek ofdari nucleosynthesisnukleosintesis withindi thedalam starsbintang, fromtempat whichberasalnya thebutir-butir stardustdebu grainsbintang condensedmengembun. <ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton and L. R. Nittler | title = Astrophysics with Presolar Stardust | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+}}</ref>
-->
=== Nukleosintesis eksplosif ===
*{{utama|Proses [[r|Proses rp|Nukleosintesis supernova ]]}}▼<!--
{{main|R process|Rp process|Supernova nucleosynthesis}}
Nukleosintesis eksplosif melibatkan [[nukleosintesis supernova]], dan menghasilkan unsur-unsur yang lebih berat daripada besi oleh suatu hamburan reaksi nuklir yang intensif yang biasanya berlangsung hanya dalam beberapa detik pada peristiwa ledakan inti supernova. Di dalam lingkungan supernova yang penuh ledakan, unsur-unsur antara [[silikon]] dan nikel disintesis oleh fusi yang cepat. Juga di dalam [[supernova]], proses lanjut nukleosintesis dapat terjadi, seperti [[proses r]], di mana isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur yang lebih berat daripada nikel dihasilkan oleh penyerapan yang cepat dari [[neutron]] bebas yang dilepaskan ketika ledakan terjadi. Kejadian ini bertanggung jawab atas gugus alami unsur-unsur radioaktif, seperti [[uranium]] dan [[torium]], juga isotop-isotop yang paling banyak neutronnya dari unsur-unsur berat.
This includes [[supernova nucleosynthesis]], and produces the elements heavier than iron by an intense burst of nuclear reactions that typically last mere seconds during the explosion of the supernova core. In explosive environments of supernovae, the elements between silicon and nickel are synthesized by fast fusion. Also in [[supernova]]e further nucleosynthesis processes can occur, such as the [[R-process|r process]], in which the most neutron-rich isotopes of elements heavier than nickel are produced by rapid absorption of free [[neutron]]s released during the explosions. It is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron-rich isotopes of each heavy element.
[[Proses rp]] melibatkan penyerapan cepat [[proton]] bebas juga neutron, tetapi perannya kurang begitu pasti.
The [[Rp-process|rp process]] involves the rapid absorption of free [[proton]]s as well as neutrons, but its role is less certain.
ExplosiveNukleosintesis nucleosynthesiseksplosif occursterjadi tooterlalu rapidlycepat foruntuk radioactivepeluruhan decayradioaktif tountuk increasemenaikkan thejumlah number of neutronsneutron, sosehingga thatada manybanyak abundantkelimpahan isotopesisotop havingyang equalsama evenjumlah numbersproton ofdan protonsneutronnya anddisintesis neutrons are synthesized by theoleh [[alphaproses processalfa]] tountuk producemenghasilkan nuclidesnuklida-nuklida whichyang consistmengandung ofseluruh wholebilangan numbersinti ofatom helium nuclei, up tosampai 16 (representingmewakili <sup>64</sup>Ge). SuchNuklida-nuklida nuclidesitu arestabil stable up tohingga <sup>40</sup>Ca (madeterbuat ofdari 10 heliuminti nucleiatom helium), buttetapi heavierinti nucleiyang withlebih equalberat numbersdengan ofjumlah protonsproton anddan neutronsneutron areyang radioactivesama adalah radioaktif. HoweverBagaimanapun, theproses alphaalfa processberlanjut continuesuntuk tomemengaruhi influence production ofpenciptaan [[isobar]]s of thesenuklida-nuklida nuclidesini, including at leastsekurang-kurangnya thetermasuk radioactivenuklida nuclidesradioaktif <sup>44</sup>Ti , <sup>48</sup>Cr , <sup>52</sup>Fe , <sup>56</sup>Ni , <sup>60</sup>Zn, anddan <sup>64</sup>Ge, mostyang ofsebagian whichbesar di antaranya (savememelihara <sup>44</sup>Ti anddan <sup>60</sup>Zn) arediciptakan createddi indalam suchkelimpahan abundanceitu askarena tomeluruh decaysetelah afterledakan theuntuk explosionmenciptakan toisotop createstabil theyang mostpaling abundantmelimpah stabledari isotopeunsur-unsur ofyang theberpadanan correspondingpada elementtiap-tiap atbobot each atomic weightatom. ThusDengan demikian, theisotop-isotop correspondingberpadanan mostyang commonpaling banyak ditemui (abundantmelimpah) isotopesdari ofunsur-unsur elementsyang produceddihasilkan inmenurut thiscara wayini areadalah <sup>48</sup>Ti , <sup>52</sup>Cr , <sup>56</sup>Fe , anddan <sup>64</sup>Zn. ManyBanyak suchpeluruhan decaysitu arediiringi accompaniedoleh bypelepasan emission ofgaris-garis gammasinar-raygama linesyang capablemampu ofmengenali identifyingisotop theyang isotopebaru thatsaja hastercipta justpada beensaat createdledakan in the explosionterjadi.
TheBukti mostyang convincingpaling proofmeyakinkan ofdari explosivenukleosintesis nucleosynthesiseksplosif indi supernovaedalam occurredsupernova inditemukan pada tahun 1987 whenketika gammagaris-raygaris linessinar-gama wereterdeteksi detectedmuncul emerging fromdari supernova 1987A. GammaGaris-garis raysinar linesgama identifyingmengenali <sup>56</sup>Co anddan <sup>57</sup>Co , whoseyang radioactivelimit halflives[[waktu limitparo]] theirradioaktif agemereka toadalah aboutsatu a yeartahun, provedterbukti thatbahwa <sup>56</sup>Fe anddan <sup>57</sup>Fe dihasilkan wereoleh created by radioactiveinduk-induk parentsradioaktif. ThisAstronomi nuclearnuklir astronomyini wasdiduga predictedpada intahun 1969 <ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman | title = Gamma ray lines from young supernova remnants | journal=The Astrophysical Journal | volume=155 | year=1969 | pages=75–82 | doi = 10.1086/149849+}}</ref> assebagai asuatu waycara tountuk confirmmengonfirmasi explosivenukleosintesis nucleosynthesiseksplosif ofpada the elementsunsur, anddan thatdugaan predictionitu playedmemainkan anperan importantpenting roledi indalam theperencanaan planninguntuk forObservatorium NASA's successfulSinar-Gama Compton Gamma-Raymilik ObservatoryNASA.
OtherBukti-bukti proofslain ofnukleosintesis explosiveeksplosif nucleosynthesisditemukan aredi founddalam withinbutir-butir thedebu stardustbintang grainsyang thatmengembun condenseddi withinbagian thedalam interiorssupernova ofketika supernovaesupernova asitu theymengembang expanded anddan cooledmendingin. StardustButir-butir grainsdebu arebindang oneadalah componentsatu ofkomponen [[cosmicdebu dustkosmos]]. InSecara particularkhusus, radioactiveradioaktif <sup>44</sup>Ti wasterukur measuredsangat tomelimpah bedi verydalam abundantbutir-butir withindebu bintang supernova stardustpada grainswaktu atsupernova theitu timemengembun they condensed during theketika supernova expansionterus saja mengembang,<ref>{{cite journal | author=D. D. Clayton, L. R.Nittler| title = Astrophysics with Presolar stardust | journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics | volume=42 | year=2004 | pages=39–78 | doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022+}}</ref>, confirmingini amengonfirmasi dugaan dari tahun 1975 predictionuntuk formengenali identifyingdebu supernovabintang stardustsupernova. OtherPerbandingan unusualkeisotopan isotopictak ratiosbiasa withinlainnya thesedi grainsdalam revealbutir-butir manyini specificmenyibak aspectsbanyak ofaspek-aspek khusus explosivenukleosintesis nucleosynthesiseksplosif.
-->
=== Spalasi sinar kosmos ===
[[Spalasi sinar kosmos]] menghasilkan beberapa unsur paling ringan yang hadir di alam semesta (meskipun bukan [[deuterium]] signifikan). Umum dikenal, spalasi diyakini bertanggung jawab atas dihasilkannya hampir semua <sup>3</sup>He dan unsur-unsur [[litium]], [[berilium]], dan [[boron]] (beberapa litium-7 dan berilium-7 diduga telah dihasilkan pada saat Big Bang). Proses spalasi dihasilkan dari dampak [[sinar kosmos]] (terutama proton cepat) melawan [[medium antarbintang]]. Kejadian ini menyebabkan inti-inti atom karbon serpih, [[nitrogen]], dan [[oksigen]] hadir di dalam sinar kosmos, dan juga unsur-unsur ini ditembak oleh proton di dalam sinar kosmos. Proses yang dihasilkan di dalam unsur-unsur ringan ini (Be, B, dan Li) hadir di dalam sinar kosmos pada proporsi yang lebih tinggi daripada mereka yang hadir di dalam atmosfer [[matahari]], padahal inti-inti atom H dan He hadir di dalam sinar kosmos dengan kelimpahan yang menyamai pada keadaan primordial satu sama lain.
<!--
[[Cosmic ray spallation]] produces some of the lightest elements present in the universe (though not significant [[deuterium]]). Most notably spallation is believed to be responsible for the generation of almost all of <sup>3</sup>He and the elements [[lithium]], [[beryllium]] and [[boron]] (some lithium-7 and beryllium-7 are thought to have been produced in the Big Bang). The spallation process results from the impact of [[cosmic rays]] (mostly fast protons) against the [[interstellar medium]]. These impacts fragment carbon, nitrogen and oxygen nuclei present in the cosmic rays, and also these elements being struck by protons in cosmic rays. The process results in these light elements (Be, B, and Li) being present in cosmic rays at much higher proportion than they are represented in solar atmospheres, whereas H and He nuclei are represented in cosmic rays with approximately primordial abundance with regard to each other. <p> Beryllium and boron are not significantly produced in stellar fusion processes, because the instability of any <sup>8</sup>Be formed from two <sup>4</sup>He nuclei prevents simple 2-particle reaction building-up of these elements.
Berilium dan boron tidak dihasilkan secara signifikan di dalam proses fusi bintang, karena ketakstabilan <sup>8</sup>Be yang dibentuk dari dua inti atom <sup>4</sup>He mencegah reaksi 2-partikel sederhana membentuk unsur-unsur ini.
-->
== Bukti empirik ==
Teori-teori nukleosintesis diuji dengan menghitung kelimpahan [[isotop]] dan membandingkannya dengan hasil amatan. Kelimpahan isotopeisotop biasanya dihitung dengan menghitung laju transisi antara isotop-isotop di dalam sebuah jejaring. Seringkali perhitungan ini dapat disederhanakan sebagai sebuah kendali reaksi kunci laju reaksi-reaksi lainnya.
== Lihat pula ==
* [[Debu kosmos]]
* [[Evolusi bintang]]
* [[Metalisitas]]
▲* [[Nukleosintesis supernova]]
== Referensi ==
== Bacaan tingkat lanjut ==
* E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, ''Synthesis of the Elements in Stars'', [[Reviews of Modern Physics]] 29 (1957) 547 ([http://prola.aps.org/abstract/RMP/v29/i4/p547_1 artikel] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080724011356/http://prola.aps.org/abstract/RMP/v29/i4/p547_1 |date=2008-07-24 }} di dalam Arsip Daring Jurnal [[Physical Review]] (memerlukan pendaftaran)).
* F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
* F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
* C. E. Rolfs, W. S. Rodney, ''Cauldrons in the Cosmos'', Univ. of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3.
* D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0 521 823811.
{{Authority control}}
[[Kategori:Fisika nuklir]]
[[Kategori:Astrofisika]]
[[Kategori:Nukleosintesis]]
[[ar:إصطناع نووي في الانفجار العظيم]]
[[bn:কেন্দ্রীন সংশ্লেষ]]
[[bg:Космологичен нуклеосинтез]]
[[ca:Nucleosíntesi]]
[[de:Nukleosynthese]]
[[en:Nucleosynthesis]]
[[et:Tuumasüntees]]
[[es:Nucleosíntesis]]
[[fr:Nucléosynthèse]]
[[ko:핵합성]]
[[he:נוקליאוסינתזה]]
[[lt:Branduolių sintezė]]
[[hu:Nukleoszintézis]]
[[nl:Nucleosynthese]]
[[ja:宇宙の元素合成]]
[[no:Nukleosyntese]]
[[pl:Nukleosynteza]]
[[pt:Nucleossíntese]]
[[ru:Нуклеосинтез]]
[[fi:Nukleosynteesi]]
[[sv:Nukleosyntes]]
[[th:นิวคลีโอซินทีสิส]]
[[uk:Нуклеосинтез]]
[[zh:核合成]]
| 