Нуклеоси́нтез, совокупность процессов, приводящая к формированию всего наблюдаемого многообразия химических элементов (нуклидов).

Современные представления о нуклеосинтезе опираются на данные об относительной распространённости различных изотопов химических элементов в веществе доступной для наблюдений области Вселенной. Считается, что элементы со значением массового числа $A\!\geq\!12$ образуются в звёздах. Нуклеосинтез, проходивший, вероятно, на ранних стадиях расширения Вселенной (первичный нуклеосинтез) с участием термоядерных реакций и бета-взаимодействий (процессов взаимных превращений протонов и нейтронов), ответственен за образование наиболее распространённых элементов (водорода ¹H и гелия ⁴He), а также значительно более редких изотопов ²H, ³He и некоторой доли ⁷Li, что предопределило химический состав протозвёздного вещества, из которого формировались первые звёзды галактик. Это предположение базируется на теории горячего Большого взрыва, предсказание которой относительно распространённости водорода и гелия во Вселенной находится в хорошем согласии с данными наблюдений.

Основное обогащение вещества Галактики элементами с $A\!>\!4$ произошло около 10 млрд лет назад и более, когда скорость образования элементов в Галактике была существенно выше, чем на момент формирования Солнечной системы (4,6 млрд лет назад). Поэтому предполагают, что среди первых поколений звёзд преобладали массивные звёзды, быстро заканчивавшие свою эволюцию выбросом в межзвёздное пространство вещества, возникшего в ходе ядерных реакций и обогащённого тяжёлыми элементами. Это вещество затем вошло в состав исходного материала для формирования следующих поколений звёзд.

Объяснить существующую ныне распространённость лёгких элементов (Li, Be и B) пока полностью не удаётся. Эти элементы легко разрушаются в термоядерных реакциях, следовательно, их эффективное производство возможно только в неравновесных процессах. Считается, что они образуются главным образом при взаимодействии частиц галактических космических лучей с веществом межзвёздного газа в реакциях скалывания. Однако резко выраженное преобладание изотопов ⁷Li и ¹¹B над ⁶Li и ¹⁰B позволяет предположить, что существует дополнительный источник изотопов с нечётным массовым числом. Возможно, они возникают при взрывах сверхновых звёзд, когда мощный поток нейтринного излучения от коллапсирующего ядра звезды и сильная ударная волна, проходящие через сбрасываемую оболочку звезды, приводят к образованию заметных количеств именно таких изотопов лёгких элементов. В этом же процессе, по-видимому, образуется единственный стабильный изотоп фтора ¹⁹F.

Большинство нуклидов, лежащих в периодической системе химических элементов между углеродом и элементами «железного пика» (элементы от Ti до Cu с резко выделяющимся пиком распространённости – ⁵⁶Fe), образуется в реакциях термоядерного синтеза. Начальным этапом последовательности ядерных превращений служат процессы

${\rm ^4He}+{\rm ^4He}+{\rm ^4He}\rightarrow{\rm ^{12}С}+\gamma,$${\rm ^4He}+{\rm ^{12}С}\rightarrow{\rm ^{16}O}+\gamma,$приводящие к эффективному увеличению количества углерода ¹²С и кислорода ¹⁶O на гидростатически равновесных стадиях эволюции звёзд. Наиболее благоприятные условия для образования Ne и всех более тяжёлых элементов до «железного пика», а также элементов самого «железного пика» реализуются, по-видимому, на заключительном гидродинамическом (взрывном) этапе эволюции массивных звёзд, который заканчивается вспышкой сверхновой звезды.

Характерные особенности распространённости элементов тяжелее элементов «железного пика» указывают на то, что бóльшая их часть образуется как на равновесной стадии эволюции звёзд в условиях малой интенсивности потока нейтронов, так и в момент взрыва звезды при высокой интенсивности потока нейтронов – соответственно в процессах медленного и быстрого захвата нейтронов. Однако некоторые изотопы с относительно низким содержанием нейтронов (всего около 35 изотопов от ⁷⁴Se до ¹⁹⁶Hg) не могли сформироваться в процессе последовательного присоединения нейтронов. Эти (достаточно редкие) изотопы называют обойдёнными, поскольку они оказались неохваченными процессами медленного и быстрого нейтронного захвата. Их образование возможно только на последней (взрывной) стадии эволюции массивных звёзд в неравновесных процессах, например под действием потока нейтринного излучения от коллапсирующего ядра звезды.

Перечисленные механизмы образования каждой из основных групп нуклидов оказываются достаточно эффективными при физических условиях, которые могут реализовываться в известных типах астрофизических объектов, и позволяют объяснить главные закономерности наблюдаемой распространённости химических элементов. Перспективы дальнейшего развития теории нуклеосинтеза связаны с успехами в решении многих проблем космологии, теории строения и эволюции галактик и звёзд, физики атомного ядра и элементарных частиц.