1.
evrendeki her şeyi oluşturan atomların çıkış noktası.
atom dediğimiz şey, proton ve nötron adlı parçacıkların çekirdek denen bir bölgede toplanması, bu çekirdeğin dışındaki bir hacimde de elektronların dolanmasından ibaret bir yapı. o halde bu parçacıkları bir araya getirip bir atom oluşturabiliriz diyebilirsiniz ama bu öyle normal koşullar altında yapılabilecek bir şey değil. zira çekirdekteki protonlar, pozitif yüklü parçacıklar ve birbirlerini itiyorlar. bunları bir arada tutmak için büyük bir enerji gerekiyor.
çekirdekteki proton ve nötronları bu şekilde bir arada tutmak için gereken sıcaklık, 100.000.000 kelvin civarında. doğal olarak biz bunu yeryüzündeki laboratuvarlarda oluşturamıyoruz. fakat bundan çok daha yüksek sıcaklık değerleri, evrenin oluşum anında, yani büyük patlama aşamasında mümkündü.
bahsi geçen dönemde ortada atomlardan ziyade, bağımsız atom altı parçacıklardan oluşan çok yoğun bir plazma vardı. büyük patlamanın hemen akabinde gerçekleşen kozmik enflasyon sonrasında ortam biraz "soğuduktan" sonra, bu parçacıkların bazıları, yani proton ve nötronlar, birbirlerine yapışmaya başladı. böylece ilk atom çekirdeklerinin temeli atılmış oldu. zaten pozitif yük olan protonların varlığı, negatif yüklü elektronların da zamanla ortama çekilmesi anlamına gelecekti.
bu şekilde hidrojen, helyum, lityum ve berilyum oluşmaya başladı çünkü bunlar en hafif ve basit atomlardı. bu sürece "büyük patlama nükleosentezi" diyoruz.
bu hafif elementlerin ortaya çıkışından yaklaşık 100.000.000 yıl sonra yavaş yavaş ağır elementler de oluşmaya başlayacaktı çünkü artık yıldızlar yavaş yavaş ortaya çıkıyordu. yıldız çekirdekleri, sıcaklığı çok yüksek olan ikinci ortamdı. böylece bu ortam, hafif elementleri birbiriyle kaynaştırıp daha büyük elementlerin oluşumunu, yani nükleer füzyonu gerçekleştirmeyi başardı. zaten yıldızların enerjisi de bu yolla üretilir.
ancak bunun da bir sınırı vardır. periyodik tabloda demir atomuna kadar olan elementler (ki yaklaşık 22 taneler) bu yolla oluşabilir. fakat demir atomlarını birbirine kaynaştıracak güç yıldızlarda bile bulunmaz.
peki bundan daha ağır elementler nereden çıktı?
bu kez devreye "nötron yakalama" adlı süreç girer. nötronlar yüksüz parçacıklar olduğundan, atom çekirdeğine girmeleri, protonların girişinden kolaydır. üstelik bozunarak proton, elektron ve elektron antinötrinosu oluşturabilirler. bunun anlamı, atomda daha fazla proton ve elektron oluşması ve daha ağır bir atomun ortaya çıkmasıdır. bu süreç çok yaşlı yıldızlarda oldukça yavaş şekilde işler. bu nedenle bu yıldızlarda çok fazla ağır element oluşamaz.
aslında evrende var olan bol miktardaki ağır elementin süpernovalarla ortaya çıktığı düşünüldü uzun süre. fakat astrofizikçilerin ağır element üretimi için son gözde adayı, nötron yıldızı çarpışmaları. aslında nötron yıldızları da süpernovaların sonucu olduğundan, ağır elementlerin süpernovalar sonrasında oluştuğu fikri çok da yanlış sayılmaz.
nötron yıldızı çarpışmalarında (birleşme de diyebiliriz) "hızlı nötron yakalama" sürecinin devreye girdiği tahmin ediliyor. gözlemler de bu tahmini destekliyor.
bir de son derece kararsız olup hemen radyoaktif bozunmaya uğrayan çok ağır atomlar var. bunların bir kısmını yapay olarak üretmek mümkün.
atom dediğimiz şey, proton ve nötron adlı parçacıkların çekirdek denen bir bölgede toplanması, bu çekirdeğin dışındaki bir hacimde de elektronların dolanmasından ibaret bir yapı. o halde bu parçacıkları bir araya getirip bir atom oluşturabiliriz diyebilirsiniz ama bu öyle normal koşullar altında yapılabilecek bir şey değil. zira çekirdekteki protonlar, pozitif yüklü parçacıklar ve birbirlerini itiyorlar. bunları bir arada tutmak için büyük bir enerji gerekiyor.
çekirdekteki proton ve nötronları bu şekilde bir arada tutmak için gereken sıcaklık, 100.000.000 kelvin civarında. doğal olarak biz bunu yeryüzündeki laboratuvarlarda oluşturamıyoruz. fakat bundan çok daha yüksek sıcaklık değerleri, evrenin oluşum anında, yani büyük patlama aşamasında mümkündü.
bahsi geçen dönemde ortada atomlardan ziyade, bağımsız atom altı parçacıklardan oluşan çok yoğun bir plazma vardı. büyük patlamanın hemen akabinde gerçekleşen kozmik enflasyon sonrasında ortam biraz "soğuduktan" sonra, bu parçacıkların bazıları, yani proton ve nötronlar, birbirlerine yapışmaya başladı. böylece ilk atom çekirdeklerinin temeli atılmış oldu. zaten pozitif yük olan protonların varlığı, negatif yüklü elektronların da zamanla ortama çekilmesi anlamına gelecekti.
bu şekilde hidrojen, helyum, lityum ve berilyum oluşmaya başladı çünkü bunlar en hafif ve basit atomlardı. bu sürece "büyük patlama nükleosentezi" diyoruz.
bu hafif elementlerin ortaya çıkışından yaklaşık 100.000.000 yıl sonra yavaş yavaş ağır elementler de oluşmaya başlayacaktı çünkü artık yıldızlar yavaş yavaş ortaya çıkıyordu. yıldız çekirdekleri, sıcaklığı çok yüksek olan ikinci ortamdı. böylece bu ortam, hafif elementleri birbiriyle kaynaştırıp daha büyük elementlerin oluşumunu, yani nükleer füzyonu gerçekleştirmeyi başardı. zaten yıldızların enerjisi de bu yolla üretilir.
ancak bunun da bir sınırı vardır. periyodik tabloda demir atomuna kadar olan elementler (ki yaklaşık 22 taneler) bu yolla oluşabilir. fakat demir atomlarını birbirine kaynaştıracak güç yıldızlarda bile bulunmaz.
peki bundan daha ağır elementler nereden çıktı?
bu kez devreye "nötron yakalama" adlı süreç girer. nötronlar yüksüz parçacıklar olduğundan, atom çekirdeğine girmeleri, protonların girişinden kolaydır. üstelik bozunarak proton, elektron ve elektron antinötrinosu oluşturabilirler. bunun anlamı, atomda daha fazla proton ve elektron oluşması ve daha ağır bir atomun ortaya çıkmasıdır. bu süreç çok yaşlı yıldızlarda oldukça yavaş şekilde işler. bu nedenle bu yıldızlarda çok fazla ağır element oluşamaz.
aslında evrende var olan bol miktardaki ağır elementin süpernovalarla ortaya çıktığı düşünüldü uzun süre. fakat astrofizikçilerin ağır element üretimi için son gözde adayı, nötron yıldızı çarpışmaları. aslında nötron yıldızları da süpernovaların sonucu olduğundan, ağır elementlerin süpernovalar sonrasında oluştuğu fikri çok da yanlış sayılmaz.
nötron yıldızı çarpışmalarında (birleşme de diyebiliriz) "hızlı nötron yakalama" sürecinin devreye girdiği tahmin ediliyor. gözlemler de bu tahmini destekliyor.
bir de son derece kararsız olup hemen radyoaktif bozunmaya uğrayan çok ağır atomlar var. bunların bir kısmını yapay olarak üretmek mümkün.
devamını gör...