Hidrojen, sembolü H, atom numarası 1 olan kimyasal bir element. Standart sıcaklık ve basınç altında renksiz, kokusuz, metalik olmayan, tatsız, oldukça yanıcı ve H2 olarak bulunan bir diatomik gazdır. 1,00794 g/mol'lük atomik kütlesi ile tüm elementler arasında en hafif olanıdır. Periyodik cetvelin sol üst köşesinde yer alır. Hidrojenin adı, Yunancada "su oluşturan" anlamına gelen ὑδρογόνο'dan (idrogono) kelimesinden gelir.
Nükleer füzyon, nükleer kaynaşma ya da kısaca füzyon; iki hafif elementin nükleer reaksiyonlar sonucu birleşerek daha ağır bir element oluşturmasıdır. Çekirdek tepkimesi olarak da bilinen bu tepkimenin sonucunda çok büyük miktarda enerji açığa çıkar.
İzotoplar, periyodik tabloda aynı atom numarasına ve konuma sahip olan ve farklı nötron sayıları nedeniyle nükleon sayıları bakımından farklılık gösteren iki veya daha fazla atom türüdür. Belirli bir elementin tüm izotopları neredeyse aynı kimyasal özelliklere sahipken, farklı atomik kütlelere ve fiziksel özelliklere sahiptirler. İzotop terimi, "aynı yer" anlamına gelen Yunan kökenli isos ve topos 'den oluşur; isimin anlamı ise, tek bir elementin farklı izotoplarının periyodik tabloda aynı pozisyonda yer alması anlamına gelir. Margaret Todd tarafından 1913 yılında Frederick Soddy'ye öneri olarak sunulmuştur.
Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.
Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.
Üç alfa süreci, üç helyum çekirdeğinin karbona çevrilme süreci. Yüksek helyum yoğunluğuna sahip yıldızlarda, 100.000.000 K sıcaklıkta, çekirdeksel kaynaşma bağlamında hızlı gerçekleşen bir tepkimedir. Dolayısıyla genelde yakıtının önemli bir kısmını harcayıp, helyum üretmiş olan yaşlı yıldızlarda gözlemlenir:
- 4He + 4He ↔ 8Be
- 8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV
KAO (CNO) Döngüsü (Karbon-Azot-Oksijen), yıldızlarda hidrojeni helyuma çevirmek için gerçekleşen iki çekirdeksel kaynaşma (füzyon) sürecinden biridir. Diğeri ise proton-proton (pp) zinciridir.
proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir. Bilinen diğer reaksiyon CNO döngüsüdür. CNO, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.
Gökbilim ve fiziksel kozmolojide, bir nesnenin metal bolluğu (Z), özdeğinin hidrojen (X) ve helyum (Y) dışında içerdiği kimyasal elementlerin oranıdır. Evrenin en büyük ölçekteki nesnelerinin büyük oranda bu iki elementi içermesi nedeniyle, gök bilimciler helyumdan daha ağır her elementi "metal" olarak belirtmektedirler. Örneğin karbon zengini bir bulutsu bile, her ne kadar karbon metal olmasa da, bu koşullarda "metal zengini" olarak belirtilmektedir. Örneğin Güneş'in metal bolluğu (Z) 0.02'dir. Bu, Güneş kütlesinin %2'sinin Helyum'dan daha ağır elementlerden oluştuğu anlamına gelir.
Nükleer fizik veya çekirdek fiziği, atom çekirdeklerinin etkileşimlerini ve parçalarını inceleyen bir fizik alanıdır. Nükleer enerji üretimi ve nükleer silah teknolojisi nükleer fiziğin en çok bilinen uygulamalarıdır fakat nükleer tıp, manyetik rezonans görüntüleme, malzeme mühendisliğinde iyon implantasyonu, jeoloji ve arkeolojide radyo karbon tarihleme gibi birçok araştırma da nükleer fiziğin uygulama alanıdır.
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Kozmik ışınlar, temelde Güneş Sistemi'nden yıldızlardan hatta uzak galaksilerden kaynaklanan, yüksek enerjili bir parçacık yağmurudur. Bu ışınlar Dünya atmosferi ile etkileştiğinde, bazen yüzeye ulaşan ikincil kozmik ışın duşlarını üretebilir. Öncelikle yüksek enerjili protonlardan ve atom çekirdeğinden oluşan bu ışınlar güneş veya güneş sistemimizin dışından kaynaklanır. Fermi Uzay Teleskobu'ndan (2013) elde edilen veriler, birincil kozmik ışınların önemli bir bölümünün yıldızların süpernova patlamalarından kaynaklandığının kanıtı olarak yorumlanmıştır.
Radyasyon veya ışınım, elektromanyetik dalgalar veya parçacıklar biçimindeki enerji yayımı ya da aktarımıdır. "Radyoaktif maddelerin alfa, beta, gama gibi ışınları yaymasına" veya "Uzayda yayılan herhangi bir elektromanyetik ışını meydana getiren unsurların tamamına" da radyasyon denir. Bir maddenin atom çekirdeğindeki nötronların sayısı, proton sayısına göre oldukça fazla veya oldukça az ise; bu tür maddeler kararsız bir yapı göstermekte ve çekirdeğindeki nötronlar alfa, beta, gama gibi çeşitli ışınlar yaymak suretiyle parçalanmaktadırlar. Çevresine bu şekilde ışın saçarak parçalanan maddelere radyoaktif madde denir.
Büyük Patlama nükleosentezi Büyük Patlama'dan sonraki birkaç dakika içinde meydana gelen, bir protondan fazla protona sahip olan elementlerin üretimine denir. Oldukça kısa bir sürede gerçekleşen bu süreçte yalnız hidrojen, helyum ve lityum elementleri oluşmuştur; bir protondan daha büyük çekirdeklere sahip diğer elementler üretilmemiştir. Büyük Patlama Teorisi'ne göre bu süreçte üretilen ilkel elementlerin kütle olarak %75'i hidrojen, %25'i ise helyumdur. Eser miktarda da lityum üretilmiştir.
Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir. Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar. Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi demir zirve elementlerinin oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, r-süreci denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, rp-süreci olarak bilinen proton yakalanması ve gamma süreci olarak bilinen ışıl parçalanmadır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.
Nükleosentez, daha önceden var olan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama'dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.
Nükleer bağlanma enerjisi, atomun çekirdeğini bileşenlerine ayırmak için gereken enerjidir. Bu bileşenler nötron, proton ve nükleondur. Bağ enerjisi genelde pozitif işaretlidir çünkü çoğu çekirdek parçalara ayrılmak için net bir enerjiye ihtiyacı vardır. Bu yüzden, genelde bir atomun çekirdeğinin kütlesi ayrı ayrı ölçüldüğünde daha azdır. Bu fark nükleer bağlanma enerjisidir ki bu enerji birbirini tutan bileşenlerin uyguladığı kuvvet tarafından sağlanır. Çekirdeği bileşenlerine ayırırken, kütlenin bir kısmı büyük bir enerjiye dönüştürülür bu yüzden bir kısım kütle eksilir, eksik kütlede bir fark yaratır çekirdekte. Bu eksik kütle, kütle eksiği diye bilinir ve çekirdek oluşurken çıkan enerjiye takabül eder.
Nükleer dönüşüm, bir kimyasal element ya da bir izotopun birbirine dönüşmesidir. Her element atomlarındaki proton sayılarıyla tanımlanırlar. Başka bir deyişle, atom çekirdeği içindeki proton ya da nötron sayısında değişim gerçekleştiğinde nükleer dönüşüm meydana gelir.
Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.
Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108 K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.