Nucleosíntesis

Nucleosíntesis es el proceso que crea nuevos núcleos atómicos a partir de nucleones (protones y neutrones) y núcleos preexistentes. Según las teorías actuales, los primeros núcleos se formaron unos minutos después del Big Bang, a través de reacciones nucleares en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang. Después de unos 20 minutos, el universo se había expandido y enfriado hasta un punto en el que terminaron estas colisiones de alta energía entre los nucleones, por lo que solo ocurrieron las reacciones más rápidas y simples, dejando nuestro universo con hidrógeno y helio. El resto son trazas de otros elementos como el litio y el isótopo de hidrógeno deuterio. La nucleosíntesis en las estrellas y sus explosiones produjeron más tarde la variedad de elementos e isótopos que tenemos hoy, en un proceso llamado evolución química cósmica. Las cantidades de masa total en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio (llamados "metales" por los astrofísicos) siguen siendo pequeñas (un pequeño porcentaje), por lo que el universo aún tiene aproximadamente la misma composición.

Las estrellas fusionan elementos ligeros con elementos más pesados en sus núcleos, emitiendo energía en el proceso conocido como nucleosíntesis estelar. Las reacciones de fusión nuclear crean muchos de los elementos más ligeros, incluido el hierro y el níquel en las estrellas más masivas. Los productos de la nucleosíntesis estelar quedan atrapados en los núcleos y remanentes estelares, excepto si son expulsados a través de vientos y explosiones estelares. Las reacciones de captura de neutrones del proceso r y el proceso s crean elementos más pesados, desde el hierro hacia arriba.

La nucleosíntesis de supernova dentro de estrellas en explosión es en gran parte responsable de los elementos entre el oxígeno y el rubidio: de la eyección de elementos producidos durante la nucleosíntesis estelar; a través de la nucleosíntesis explosiva durante la explosión de la supernova; y del proceso r (absorción de múltiples neutrones) durante la explosión.

Las fusiones de estrellas de neutrones son una fuente importante recientemente descubierta de elementos producidos en el proceso r. Cuando dos estrellas de neutrones chocan, se puede expulsar una cantidad significativa de materia rica en neutrones que rápidamente forma elementos pesados.

La espalación de rayos cósmicos es un proceso en el que los rayos cósmicos impactan en los núcleos y los fragmentan. Es una fuente importante de núcleos más ligeros, particularmente ³He, ⁹Be y ^10,11B, que no son creados por nucleosíntesis estelar.. La espalación de rayos cósmicos puede ocurrir en el medio interestelar, en asteroides y meteoroides, o en la Tierra en la atmósfera o en el suelo. Esto contribuye a la presencia en la Tierra de nucleidos cosmogénicos.

En la Tierra, también se producen nuevos núcleos por radiogénesis, la desintegración de radionúclidos primordiales de vida prolongada, como el uranio, el torio y el potasio-40.

Historia

Tabla periódica que muestra los orígenes actuales de cada elemento. Los elementos del carbono hasta el azufre pueden ser hechos en estrellas de todas las masas por reacciones de fusión de partículas cargadas. Los elementos del grupo de hierro se originan principalmente del proceso de equilibrio nuclear-estadístico en las explosiones termonucleares de supernova. Elementos más allá del hierro se hacen en estrellas de alta masa con captura lenta de neutrones (proceso s), y por captura rápida de neutrones en el proceso r, con orígenes que se debaten entre raras variantes de supernova y colisiones de estrellas compactas. Tenga en cuenta que este gráfico es una simplificación de primer orden de un campo de investigación activo con muchas preguntas abiertas.

Cronología

Se cree que los propios nucleones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks y gluones hace unos 13 800 millones de años durante el Big Bang, cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos después, partiendo sólo de protones y neutrones, se formaron núcleos hasta el litio y el berilio (ambos con número de masa 7), pero casi ningún otro elemento. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el proceso se detuvo antes de que se pudiera formar una cantidad significativa de carbono, ya que este elemento requiere un producto de densidad y tiempo de helio mucho mayor que el que estuvo presente en el corto período de nucleosíntesis del Big Bang. Ese proceso de fusión esencialmente se detuvo en unos 20 minutos, debido a las caídas de temperatura y densidad a medida que el universo continuaba expandiéndose. Este primer proceso, la nucleosíntesis del Big Bang, fue el primer tipo de nucleogénesis que ocurrió en el universo, creando los llamados elementos primordiales.

Una estrella formada en el universo primitivo produce elementos más pesados al combinar sus núcleos más livianos (hidrógeno, helio, litio, berilio y boro) que se encontraron en la composición inicial del medio interestelar y, por lo tanto, de la estrella. Por lo tanto, el gas interestelar contiene abundancias decrecientes de estos elementos ligeros, que están presentes solo en virtud de su nucleosíntesis durante el Big Bang, y también por espalación de rayos cósmicos. Por lo tanto, se cree que estos elementos más livianos en el universo actual se produjeron a través de miles de millones de años de rayos cósmicos (principalmente protones de alta energía) mediada por la ruptura de elementos más pesados en gas y polvo interestelar. Los fragmentos de estas colisiones de rayos cósmicos incluyen helio-3 y los isótopos estables de los elementos ligeros litio, berilio y boro. El carbono no se produjo en el Big Bang, pero se produjo más tarde en estrellas más grandes a través del proceso triple alfa.

La nucleosíntesis posterior de elementos más pesados (Z ≥ 6, carbono y elementos más pesados) requiere las temperaturas y presiones extremas que se encuentran dentro de las estrellas y las supernovas. Estos procesos comenzaron cuando el hidrógeno y el helio del Big Bang colapsaron en las primeras estrellas después de unos 500 millones de años. La formación de estrellas ha estado ocurriendo continuamente en las galaxias desde entonces. Los nucleidos primordiales fueron creados por nucleosíntesis del Big Bang, nucleosíntesis estelar, nucleosíntesis de supernova y por nucleosíntesis en eventos exóticos como las colisiones de estrellas de neutrones. Otros nucleidos, como el ⁴⁰Ar, se formaron más tarde a través de la desintegración radiactiva. En la Tierra, la mezcla y la evaporación han alterado la composición primordial a lo que se llama la composición terrestre natural. Los elementos más pesados producidos después del Big Bang varían en números atómicos desde Z = 6 (carbono) hasta Z = 94 (plutonio). La síntesis de estos elementos se produjo a través de reacciones nucleares que implican interacciones fuertes y débiles entre los núcleos, y se denomina fusión nuclear (que incluye la captura de múltiples neutrones, tanto rápida como lenta), e incluye también la fisión nuclear y las desintegraciones radiactivas, como la desintegración beta. La estabilidad de los núcleos atómicos de diferentes tamaños y composición (es decir, el número de neutrones y protones) juega un papel importante en las posibles reacciones entre los núcleos. La nucleosíntesis cósmica, por lo tanto, se estudia entre los investigadores de astrofísica y física nuclear ("astrofísica nuclear").

Historia de la teoría de la nucleosíntesis

Las primeras ideas sobre la nucleosíntesis fueron simplemente que los elementos químicos se crearon al comienzo del universo, pero no se pudo identificar ningún escenario físico racional para esto. Gradualmente se hizo evidente que el hidrógeno y el helio son mucho más abundantes que cualquiera de los otros elementos. Todos los demás constituyen menos del 2% de la masa del Sistema Solar, y también de otros sistemas estelares. Al mismo tiempo, quedó claro que el oxígeno y el carbono eran los siguientes dos elementos más comunes, y también que había una tendencia general hacia una gran abundancia de elementos ligeros, especialmente aquellos con isótopos compuestos por números enteros de núcleos de helio-4 (alfa nucleidos).

Arthur Stanley Eddington sugirió por primera vez en 1920 que las estrellas obtienen su energía fusionando hidrógeno en helio y planteó la posibilidad de que los elementos más pesados también puedan formarse en las estrellas. Esta idea no fue generalmente aceptada, ya que no se entendía el mecanismo nuclear. En los años inmediatamente anteriores a la Segunda Guerra Mundial, Hans Bethe aclaró por primera vez los mecanismos nucleares mediante los cuales el hidrógeno se fusiona en helio.

El trabajo original de Fred Hoyle sobre la nucleosíntesis de elementos más pesados en las estrellas se produjo justo después de la Segunda Guerra Mundial. Su trabajo explicó la producción de todos los elementos más pesados, a partir del hidrógeno. Hoyle propuso que el hidrógeno se crea continuamente en el universo a partir del vacío y la energía, sin necesidad de un comienzo universal.

El trabajo de Hoyle explicó cómo la abundancia de los elementos aumentaba con el tiempo a medida que la galaxia envejecía. Posteriormente, la imagen de Hoyle se amplió durante la década de 1960 con las contribuciones de William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron y Donald D. Clayton, seguidas por muchos otros. El artículo de revisión seminal de 1957 de E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler y Hoyle es un conocido resumen del estado del campo en 1957. Ese artículo definió nuevos procesos para la transformación de un núcleo pesado en otros dentro de las estrellas, procesos que podrían ser documentado por los astrónomos.

El propio Big Bang había sido propuesto en 1931, mucho antes de este período, por Georges Lemaître, un físico belga, quien sugirió que la evidente expansión del Universo en el tiempo requería que el Universo, si se contraía hacia atrás en el tiempo, continuaría hacerlo hasta que no pudiera contraerse más. Esto traería toda la masa del Universo a un solo punto, un 'átomo primigenio', a un estado antes del cual el tiempo y el espacio no existían. A Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una transmisión de radio de la BBC de 1949, diciendo que la teoría de Lemaître estaba "basada en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un big bang en un momento particular del pasado remoto". Se informa popularmente que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo, pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. El modelo de Lemaître era necesario para explicar la existencia de deuterio y nucleidos entre el helio y el carbono, así como la cantidad fundamentalmente alta de helio presente, no solo en las estrellas sino también en el espacio interestelar. Dio la casualidad de que se necesitarían los modelos de nucleosíntesis de Lemaître y Hoyle para explicar la abundancia de elementos en el universo.

El objetivo de la teoría de la nucleosíntesis es explicar las abundancias muy diferentes de los elementos químicos y sus diversos isótopos desde la perspectiva de los procesos naturales. El principal estímulo para el desarrollo de esta teoría fue la forma de un gráfico de las abundancias frente al número atómico de los elementos. Esas abundancias, cuando se trazan en un gráfico en función del número atómico, tienen una estructura de diente de sierra irregular que varía en factores de hasta diez millones. Un estímulo muy influyente para la investigación de la nucleosíntesis fue una tabla de abundancia creada por Hans Suess y Harold Urey que se basaba en las abundancias no fraccionadas de los elementos no volátiles que se encuentran dentro de los meteoritos no evolucionados. Tal gráfico de las abundancias se muestra en una escala logarítmica a continuación, donde la estructura dramáticamente irregular se suprime visualmente por las muchas potencias de diez que se extienden en la escala vertical de este gráfico.

Abundancias de los elementos químicos en el Sistema Solar. El hidrógeno y el helio son más comunes, residuales dentro del paradigma del Big Bang. Los tres elementos siguientes (Li, Be, B) son raros porque son poco sintetizados en el Big Bang y también en estrellas. Las dos tendencias generales de los elementos producidos por estelares restantes son: (1) una alternancia de la abundancia de elementos según si tienen números atómicos iguales o impares, y (2) una disminución general de la abundancia, ya que los elementos se vuelven más pesados. Dentro de esta tendencia hay un pico en abundancias de hierro y níquel, que es especialmente visible en un gráfico logarítmico que abarca menos poderes de diez, decir entre logA=2 (A=100) y logA=6 (A=1,000,000).

Procesos

Hay una serie de procesos astrofísicos que se cree que son responsables de la nucleosíntesis. La mayoría de estos ocurren dentro de las estrellas, y la cadena de esos procesos de fusión nuclear se conoce como quema de hidrógeno (a través de la cadena protón-protón o el ciclo CNO), quema de helio, quema de carbono, quema de neón, quema de oxígeno y quema de silicio. Estos procesos pueden crear elementos que incluyen hierro y níquel. Esta es la región de la nucleosíntesis dentro de la cual se crean los isótopos con la mayor energía de enlace por nucleón. Los elementos más pesados se pueden ensamblar dentro de las estrellas mediante un proceso de captura de neutrones conocido como proceso s o en entornos explosivos, como supernovas y fusiones de estrellas de neutrones, mediante una serie de otros procesos. Algunos de esos otros incluyen el proceso r, que implica capturas rápidas de neutrones, el proceso rp y el proceso p (a veces conocido como proceso gamma), que da como resultado la fotodesintegración de los núcleos existentes.

Tipos principales

Nucleosintesis del Big Bang

La nucleosíntesis del Big Bang ocurrió dentro de los primeros tres minutos del comienzo del universo y es responsable de gran parte de la abundancia de ¹
H (protium), ²
H (D, deuterio), ³
He (helio-3) y ⁴
Él (helio-4). Aunque ⁴
He continúa siendo producido por fusión estelar y decaimiento alfa y pequeñas cantidades de ¹
H continúan produciéndose por espalación y ciertos tipos de desintegración radiactiva, se cree que la mayor parte de la masa de los isótopos en el universo se produjo en el Big Bang. Los núcleos de estos elementos, junto con algunos ⁷
Li y ⁷
Be se formaron entre 100 y 300 segundos después del Big Bang, cuando el plasma primordial de quarks y gluones se congeló para formar protones y neutrones. Debido al período muy corto en el que se produjo la nucleosíntesis antes de que se detuviera por expansión y enfriamiento (unos 20 minutos), no se pudieron formar elementos más pesados que el berilio (o posiblemente el boro). Los elementos formados durante este tiempo estaban en estado de plasma y no se enfriaron hasta el estado de átomos neutros hasta mucho más tarde.

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Las reacciones nucleares principales responsables de las abundancias relativas de núcleos atómicos ligeros observados en todo el universo.

Nucleosintesis estelar

La nucleosíntesis estelar es el proceso nuclear mediante el cual se producen nuevos núcleos. Ocurre en estrellas durante la evolución estelar. Es responsable de la abundancia galáctica de elementos desde el carbono hasta el hierro. Las estrellas son hornos termonucleares en los que H y He se fusionan en núcleos más pesados por temperaturas cada vez más altas a medida que evoluciona la composición del núcleo. De particular importancia es el carbono porque su formación a partir de He es un cuello de botella en todo el proceso. El carbono es producido por el proceso triple alfa en todas las estrellas. El carbono es también el principal elemento que provoca la liberación de neutrones libres dentro de las estrellas, dando lugar al proceso s, en el que la lenta absorción de neutrones convierte el hierro en elementos más pesados que el hierro y el níquel.

Los productos de la nucleosíntesis estelar generalmente se dispersan en el gas interestelar a través de episodios de pérdida de masa y los vientos estelares de estrellas de baja masa. Los eventos de pérdida de masa se pueden presenciar hoy en la fase de nebulosas planetarias de la evolución de estrellas de baja masa, y el final explosivo de las estrellas, llamadas supernovas, de aquellas con más de ocho veces la masa del Sol.

La primera prueba directa de que la nucleosíntesis ocurre en las estrellas fue la observación astronómica de que el gas interestelar se ha enriquecido con elementos pesados con el paso del tiempo. Como resultado, las estrellas que nacieron tarde en la galaxia se formaron con abundancias iniciales de elementos pesados mucho más altas que las que se habían formado antes. La detección de tecnecio en la atmósfera de una estrella gigante roja en 1952, mediante espectroscopia, proporcionó la primera evidencia de actividad nuclear dentro de las estrellas. Debido a que el tecnecio es radiactivo, con una vida media mucho menor que la edad de la estrella, su abundancia debe reflejar su creación reciente dentro de esa estrella. Evidencia igualmente convincente del origen estelar de los elementos pesados es la gran abundancia de elementos estables específicos que se encuentran en las atmósferas estelares de estrellas asintóticas de ramas gigantes. La observación de abundancias de bario unas 20 a 50 veces mayores que las encontradas en estrellas no evolucionadas es evidencia de la operación del proceso s dentro de tales estrellas. Muchas pruebas modernas de la nucleosíntesis estelar las proporcionan las composiciones isotópicas del polvo de estrellas, granos sólidos que se han condensado a partir de los gases de estrellas individuales y que se han extraído de meteoritos. El polvo de estrellas es un componente del polvo cósmico y con frecuencia se le llama granos presolares. Las composiciones isotópicas medidas en los granos de polvo de estrellas demuestran muchos aspectos de la nucleosíntesis dentro de las estrellas a partir de las cuales se condensaron los granos durante los episodios de pérdida de masa de la vida tardía de la estrella.

Nucleosíntesis explosiva

La nucleosíntesis de supernova se produce en el entorno energético de las supernovas, en las que los elementos entre el silicio y el níquel se sintetizan en un cuasiequilibrio establecido durante la fusión rápida que se une mediante reacciones nucleares equilibradas recíprocas a ²⁸Si. El cuasiequilibrio se puede considerar como casi equilibrio excepto por una gran abundancia de ²⁸núcleos de Si en la mezcla que se quema febrilmente. Este concepto fue el descubrimiento más importante en la teoría de la nucleosíntesis de los elementos de masa intermedia desde el artículo de Hoyle de 1954 porque proporcionó una comprensión general de los elementos abundantes y químicamente importantes entre el silicio (A = 28) y níquel (A = 60). Reemplazó el proceso alfa incorrecto aunque muy citado del artículo B2FH, que sin darse cuenta oscureció la teoría de 1954 de Hoyle. Pueden ocurrir otros procesos de nucleosíntesis, en particular el proceso r (proceso rápido) descrito por el artículo B²FH y calculado por primera vez por Seeger, Fowler y Clayton, en el que los isótopos de elementos más ricos en neutrones más pesados que el níquel se producen por absorción rápida de neutrones libres. La creación de neutrones libres por captura de electrones durante la rápida compresión del núcleo de la supernova junto con el ensamblaje de algunos núcleos semilla ricos en neutrones hace que el proceso r sea un proceso primario, que puede ocurrir incluso en una estrella de pura H y He. Esto contrasta con la designación B²FH del proceso como proceso secundario. Este escenario prometedor, aunque generalmente respaldado por expertos en supernovas, aún tiene que lograr un cálculo satisfactorio de las abundancias del proceso r. El proceso r primario ha sido confirmado por astrónomos que habían observado estrellas viejas que nacían cuando la metalicidad galáctica era todavía pequeña y que, sin embargo, contienen su complemento de núcleos del proceso r; demostrando así que la metalicidad es producto de un proceso interno. El proceso r es responsable de nuestra cohorte natural de elementos radiactivos, como el uranio y el torio, así como de los isótopos más ricos en neutrones de cada elemento pesado.

El proceso rp (protón rápido) implica la rápida absorción de protones libres así como de neutrones, pero su función y su existencia son menos seguras.

La nucleosíntesis explosiva se produce demasiado rápido para que la desintegración radiactiva disminuya el número de neutrones, por lo que muchos isótopos abundantes con un número igual o par de protones y neutrones se sintetizan mediante el proceso de cuasiequilibrio del silicio. Durante este proceso, la quema de oxígeno y silicio fusiona núcleos que tienen el mismo número de protones y neutrones para producir nucleidos que consisten en números enteros de núcleos de helio, hasta 15 (que representan ⁶⁰Ni). Estos nucleidos de múltiples partículas alfa son totalmente estables hasta ⁴⁰Ca (compuestos por 10 núcleos de helio), pero los núcleos más pesados con números iguales e iguales de protones y neutrones están estrechamente unidos pero son inestables. El cuasiequilibrio produce isobaras radiactivas 44Ti, ⁴⁸Cr, ⁵²Fe y ⁵⁶Ni, que (excepto ⁴⁴Ti) se crean en abundancia pero se descomponen después de la explosión y dejan el isótopo más estable del elemento correspondiente con el mismo peso atómico. Los isótopos más abundantes y existentes de elementos producidos de esta manera son ⁴⁸Ti, ⁵²Cr y ⁵⁶Fe. Estas desintegraciones van acompañadas de la emisión de rayos gamma (radiación del núcleo), cuyas líneas espectroscópicas se pueden utilizar para identificar el isótopo creado por la desintegración. La detección de estas líneas de emisión fue un importante producto inicial de la astronomía de rayos gamma.

La prueba más convincente de nucleosíntesis explosiva en supernovas se produjo en 1987, cuando se detectaron esas líneas de rayos gamma que emergían de la supernova 1987A. Las líneas de rayos gamma que identifican los núcleos ⁵⁶Co y ⁵⁷Co, cuyas vidas medias limitan su edad a aproximadamente un año, demostraron que sus padres de cobalto radiactivo los crearon. Esta observación de astronomía nuclear se predijo en 1969 como una forma de confirmar la nucleosíntesis explosiva de los elementos, y esa predicción desempeñó un papel importante en la planificación del Observatorio de Rayos Gamma Compton de la NASA.

Otras pruebas de nucleosíntesis explosiva se encuentran dentro de los granos de polvo de estrellas que se condensaron en el interior de las supernovas a medida que se expandían y enfriaban. Los granos de polvo de estrellas son un componente del polvo cósmico. En particular, se midió que el ⁴⁴Ti radiactivo era muy abundante dentro de los granos de polvo de estrellas de las supernovas en el momento en que se condensaron durante la expansión de la supernova. Esto confirmó una predicción de 1975 de la identificación de polvo de estrellas de supernova (SUNOCON), que se convirtió en parte del panteón de granos presolares. Otras proporciones isotópicas inusuales dentro de estos granos revelan muchos aspectos específicos de la nucleosíntesis explosiva.

Colisión de estrellas de neutrones

Ahora se cree que la fusión de estrellas de neutrones binarias (BNS) es la principal fuente de elementos del proceso r. Al ser ricos en neutrones por definición, se sospechaba que las colisiones de este tipo eran una fuente de dichos elementos, pero era difícil obtener pruebas definitivas. En 2017 surgieron pruebas sólidas cuando LIGO, VIRGO, el telescopio espacial de rayos gamma Fermi e INTEGRAL, junto con una colaboración de muchos observatorios de todo el mundo, detectaron ondas gravitacionales y firmas electromagnéticas de una probable colisión de estrellas de neutrones, GW170817, y posteriormente detectó señales de numerosos elementos pesados como el oro a medida que la materia degenerada expulsada se descompone y se enfría. La primera detección de la fusión de una estrella de neutrones y un agujero negro (NSBH) se produjo en julio de 2021 y más tarde, pero el análisis parece favorecer a los BNS sobre los NSBH como los principales contribuyentes a la producción de metales pesados.

Nucleosíntesis del disco de acreción de agujeros negros

La nucleosíntesis puede ocurrir en los discos de acreción de los agujeros negros.

Espalación de rayos cósmicos

El proceso de espalación de rayos cósmicos reduce el peso atómico de la materia interestelar por el impacto con los rayos cósmicos, para producir algunos de los elementos más livianos presentes en el universo (aunque no una cantidad significativa de deuterio). En particular, se cree que la espalación es responsable de la generación de casi todo el ³He y los elementos litio, berilio y boro, aunque algunos ⁷
Li
y ⁷
Be
se cree que se produjeron en el Big Bang. El proceso de espalación resulta del impacto de los rayos cósmicos (principalmente protones rápidos) contra el medio interestelar. Estos impactos fragmentan los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno presentes. El proceso da como resultado los elementos ligeros berilio, boro y litio en el cosmos en abundancias mucho mayores que las que se encuentran dentro de las atmósferas solares. Las cantidades de los elementos ligeros ¹H y ⁴He producidos por espalación son insignificantes en relación con su abundancia primordial.

El berilio y el boro no se producen de forma significativa en los procesos de fusión estelar, ya que el 8Be no está unido a partículas.

Evidencia empírica

Las teorías de la nucleosíntesis se prueban calculando las abundancias de isótopos y comparando esos resultados con las abundancias observadas. Las abundancias de isótopos generalmente se calculan a partir de las tasas de transición entre isótopos en una red. A menudo, estos cálculos se pueden simplificar ya que unas pocas reacciones clave controlan la velocidad de otras reacciones.

Mecanismos y procesos menores

Diminutas cantidades de ciertos nucleidos se producen en la Tierra por medios artificiales. Esas son nuestra principal fuente, por ejemplo, de tecnecio. Sin embargo, algunos nucleidos también se producen por una serie de medios naturales que han continuado después de que los elementos primordiales estuvieran en su lugar. Estos a menudo actúan para crear nuevos elementos en formas que pueden usarse para datar rocas o para rastrear la fuente de procesos geológicos. Aunque estos procesos no producen los nucleidos en abundancia, se supone que son la fuente completa del suministro natural existente de esos nucleidos.

Estos mecanismos incluyen:

• La decadencia radiactiva puede llevar a nuclidos de hija radiógena. La desintegración nuclear de muchos isótopos primordiales de larga vida, especialmente uranio-235, uranio-238, y thorium-232 producen muchos nuclidos de hija intermedia antes de que finalmente se descompongan a isótopos de plomo. El suministro natural de elementos como el radón y el polonio de la Tierra es a través de este mecanismo. El suministro de la atmósfera de argon-40 se debe principalmente a la desintegración radiactiva del potasio-40 en el tiempo desde la formación de la Tierra. Poco del argón atmosférico es primordial. El helio-4 es producido por alfa-decay, y el helio atrapado en la corteza terrestre también es principalmente no primario. En otros tipos de desintegración radiactiva, como la desintegración en racimo, se expulsan especies más grandes de núcleos (por ejemplo, neon-20), y estos se convierten en átomos estables recién formados.
• La decadencia radiactiva puede llevar a una fisión espontánea. Esto no es desintegración de racimo, ya que los productos de fisión pueden dividirse entre casi cualquier tipo de átomo. Thorium-232, uranio-235, y uranio-238 son isótopos primordiales que sufren fisión espontánea. La tecnología natural y el prometio se producen de esta manera.
• Reacciones nucleares. Las reacciones nucleares naturales alimentadas por la decadencia radiactiva dan lugar a los denominados nuclidos nucleógenos. Este proceso ocurre cuando una partícula enérgica de la decadencia radiactiva, a menudo una partícula alfa, reacciona con un núcleo de otro átomo para cambiar el núcleo en otro nuclido. Este proceso también puede causar la producción de nuevas partículas subatómicas, como neutrones. Los neutrones también se pueden producir en fisión espontánea y por emisión de neutrones. Estos neutrones pueden luego seguir produciendo otros nuclidos a través de la fisión inducida por neutrones, o mediante la captura de neutrones. Por ejemplo, algunos isótopos estables como el neón-21 y el neón-22 son producidos por varias rutas de síntesis nucleógena, y por lo tanto sólo parte de su abundancia es primordial.
• Reacciones nucleares debido a los rayos cósmicos. Por convención, estos productos de reacción no se denominan nuclidos "nucleogénicos", sino nuclidos cosmógenos. Los rayos cósmicos continúan produciendo nuevos elementos en la Tierra por los mismos procesos cosmógenos discutidos anteriormente que producen berilio primordial y borón. Un ejemplo importante es el carbono-14, producido del nitrógeno-14 en la atmósfera por los rayos cósmicos. Iodine-129 es otro ejemplo.