Нуклеоси́нтез — природный процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода. Нуклеосинтез является причиной наблюдаемой распространённости химических элементов и их изотопов.
Сибо́ргий — элемент 6-й группы 7-го периода периодической системы элементов с атомным номером 106; короткоживущий радиоактивный элемент.
Сэр Фред Хойл — известный британский астроном и космолог. Член Лондонского королевского общества (1957), иностранный член Национальной академии наук США (1969). Автор нескольких научно-фантастических романов.
О́стров стаби́льности в ядерной физике — гипотетическая трансурановая область на карте изотопов, для которой вследствие предельного заполнения в ядре протонных и нейтронных оболочек, время жизни изотопов значительно превышает время жизни «соседних» трансурановых изотопов, делая возможным долгоживущее и стабильное существование таких элементов, в том числе в природе.
Магно́н — квазичастица, соответствующая элементарному возбуждению системы взаимодействующих спинов. В кристаллах с несколькими магнитными подрешётками могут существовать несколько сортов магнонов, имеющих различные энергетические спектры. Магноны подчиняются статистике Бозе — Эйнштейна. Магноны взаимодействуют друг с другом и с другими квазичастицами. Существование магнонов подтверждается экспериментами по рассеянию нейтронов, электронов и света, которое сопровождается рождением или уничтожением магнона.
Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звёздной последовательности; основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше, на него приходится до 98 % выделяемой энергии.
Уи́льям А́лфред Фа́улер — американский физик и астрофизик. Лауреат Нобелевской премии по физике 1983 года — «за теоретическое и экспериментальное исследование ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов Вселенной».
Альфа-процесс (α-процесс) — ядерная реакция захвата α-частиц ядрами лёгких элементов. В звёздах он является основным источником производства химических элементов от гелия до никеля. Далее приведены наиболее значимые α-процессы.
, Q = 7,16 МэВ
, Q = 4,73 МэВ
, Q = 9,31 МэВ
, Q = 9,98 МэВ
, Q = 6,95 МэВ
r-Проце́сс или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе 
реакций.
Джефри Рональд Бербидж — англо-американский астроном, член Лондонского королевского общества (1968).
Элинор Маргерит Бербидж, урождённая Пичи — англо-американский астроном.
rp-Проце́сс — процесс быстрого захвата протонов атомными ядрами в астрофизических условиях, один из процессов звёздного нуклеосинтеза, ответственных за рождение многих элементов тяжелее железа, встречающихся во Вселенной. Является «зеркальным» аналогом r-процесса, происходящего при быстром захвате нейтронов. В отличие от s- и r-процессов, rp-процесс проходит на протонно-избыточных (нейтрон-дефицитных) ядрах. Условием осуществления rp-процесса является наличие настолько плотного и высокоэнергичного потока протонов, что среднее время между двумя последовательными захватами протона данным ядром меньше, чем среднее время жизни ядра по отношению к электронному захвату, позитронному распаду и другим радиоактивным распадам. Отличие от «медленного» p-процесса, происходящего при меньших плотностях потоков протонов, состоит в том, что ядро после захвата протона не успевает распасться путём последовательных электронных захватов и позитронных распадов в бета-стабильное ядро; путь rp-процесса идёт по области β+-радиоактивных ядер, не спускаясь к бета-стабильным ядрам. Верхний предел rp-процесса пока точно не установлен
Изотопы кислорода — разновидности химического элемента кислорода с разным количеством нейтронов в атомном ядре. Известно 16 изотопов кислорода с массовыми числами от 11 до 26. Ядерные изомеры неизвестны.
Желе́зная звезда́ — гипотетический тип звезды, которая может возникнуть во Вселенной за время около 101500 лет (несоизмеримо большее, чем современный возраст Вселенной — около 1,4·1010 лет). Предполагается, что подобная звезда может сформироваться за счёт холодного нуклеосинтеза, идущего путём квантового туннелирования, в результате которого лёгкие ядра превращаются в ядро наиболее стабильного из всех ядер изотопа железа 56Fe. Элементы, более тяжёлые, чем железо, тоже превращаются в последнее путём радиоактивного распада с излучением альфа-частиц. Образование таких звёзд возможно только в сценариях возможности длительного существования самой Вселенной и стабильности протона. Если Вселенная продолжит существовать, а протон стабилен, то после своего формирования железные звёзды могут оставаться в таком виде чрезвычайно долго — от 101026 до 101076 лет, затем они спонтанно сколлапсируют в чёрные дыры, которые затем относительно быстро (всего за 1067 лет) испарятся за счёт излучения Хокинга.
Горе́ние кре́мния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (минимум 8—11 солнечных масс), в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжёлых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры (2,7—3,5⋅109 K, что соответствует кинетической энергии 230—300 кэВ) и плотности (105—106 г/см³). Стадия горения кремния следует за стадиями горения водорода, гелия, углерода, неона и кислорода; она является финальной стадией эволюции звезды за счёт термоядерных процессов. После её окончания в ядре звезды больше не остаётся доступных термоядерных источников энергии, поскольку в результате горения кремния образуются ядра группы железа, которые имеют максимальную энергию связи на один нуклон и более неспособны к термоядерным экзотермическим реакциям. Прекращение энерговыделения приводит к потере способности звёздного ядра противодействовать давлению внешних слоёв, к катастрофическому коллапсу звезды и вспышке сверхновой типа II.
Сверхновая II типа (англ. Type II supernova) — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца (Mʘ) по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной серии водорода. Такие сверхновые, как правило, наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях Н II, но не в эллиптических галактиках.
Взрывной нуклеосинтез — нуклеосинтез, происходящий в звёздах, потерявших гидростатическое равновесие: например, при взрывах сверхновых. Считается, что в процессах взрывного нуклеосинтеза, хотя бы частично, образуются все химические элементы от углерода до железа, а также некоторые элементы тяжелее железа.
Железо-56 (56Fe) — наиболее распространённый изотоп железа. Он составляет около 91,754 % всего железа.
B²FH — научная статья, посвящённая ядерным реакциям в звёздах и образованию элементов во Вселенной. Опубликована в 1957 году и является одной из наиболее цитируемых статей по астрофизике. Сокращённое название статьи составлено по первым буквам фамилий её авторов: это Маргерит и Джефри Бербидж, Уильям Фаулер и Фред Хойл.
В физической космологии Теория Альфера-Бете-Гамова, или теория-αβγ, была создана Ральфом Альфером, тогдашним аспирантом физики, его руководителем Георгием Гамовым и Гансом Бете. В работе, которая стала предметом докторской диссертации Альфера, утверждалось, что в результате Большого взрыва были созданы водород, гелий и более тяжелые элементы в таких пропорциях, чтобы объяснить их изобилие в ранней Вселенной. В то время как исходная теория игнорировала ряд процессов, важных для образования тяжелых элементов, последующие исследования показали, что первичный нуклеосинтез согласуется с наблюдаемыми ограничениями для всех первичных элементов.
