Elementler ve Atomlar Evrende Nasıl Oluştu?

Doğada bilinen 118 element, nötr atomlar ve atom çekirdekleri nasıl oluştu? Elementler ve atomlar nükleosentezle nasıl üretildi? Neden hidrojenle helyum en bol iki element iken altın, platin grubu elementleri ve nadir toprak elementleri Dünya’da çok daha az miktarda bulunuyor? Bütün elementler büyük patlamada ve yıldızların çekirdeklerinde mi oluştu? Haydi oluştu diyelim, peki uzayın tamamına nasıl dağıldı? Periyodik tabloda nötron yakalama nedir ve nasıl çalışır? Bu yazıda elementler ve atomların kozmik kökenini göreceğiz.

Atomlar nasıl oluşuyor?

İnsanlar maddeden ve madde atomlardan oluşur. Peki atomlar nereden geliyor? Neden bazı elementleri sadece nükleer reaktörlerde üretebiliyoruz? Peki periyodik tabloda kararlılık adası dediğimiz gruba giren süper ağır elementleri bir gün sentezlemek mümkün olacak mı? Görünüşte atom yapmak kolaydır. Çekirdekte yapışık halde bulunan protonlarla nötronları alıp çevresinde proton sayısına eşit sayıda elektron döndürürsünüz ve tamam: Nötr atom üretirsiniz.

Oysa bu işlem sanılandan zordur. Gerçi elektron kısmı kolaydır. Bir kez pozitif yüklü çekirdek üretince elektronlar zıt yükler birbirini çektiği için çekirdeğin elektromanyetik çekimine kapılıp çevresinde dönmeye başlayacaktır. Siz de elektron kabuklarını kuantum mekaniği yazısında okuyabilirsiniz. Protonları çekirdekte birleştirmek içinse farklı bir mekanizma gerekir: Nötronlar.

Protonlar pozitif yüklü olup eş yükler birbirini iter ama bu karışıma protondan biraz ağır ve adı üstünde nötr olan nötronları eklerseniz protonların nötronlarla birleşerek atom çekirdekleri oluşturmasını sağlarsınız. Bu durumda nötron kütlesinin yarattığı yerçekiminin bu parçacıkları çekip çekirdekte topladığını düşünebilirsiniz ama yerçekiminin mikroskobik ölçekte nasıl işlediğini bilmiyoruz. Bunun için kuantum kütleçekim kuramı geliştirmek gerekiyor.

Öte yandan nötronlar yalnızca atom çekirdeği çapındaki çok kısa mesafelerde etkili olarak parçacıkları birbirine çeken güçlü nükleer kuvvetten etkilenir. Nötr oldukları için de güçlü kuvvet etkisiyle protonlara yapışabilir. Aynı zamanda protonun pozitif yükünü zayıflatan nötr duruşuyla proton ve nötron gruplarının (alfa parçacıkları, helyum çekirdekleri vb.) diğer gruplara yapışmasını sağlayarak ağır elementler üretir. Nötronlar olmasa hidrojenden ağır elementler ortaya çıkmaz ve evren sadece tek bir elementten, hidrojenden oluşurdu.

İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

 

Büyük patlamada elementler ve atomlar

Bütün bunlar tamam da güçlü nükleer kuvvetin atom çapından büyük uzaklıklarda etkili olmadığını söyledik. Demek ki nötron yakalama ve çekirdekte birleşme süreçlerinin gerçekleşmesi için protonlarla nötronların birbirine çok yaklaşması gerekiyor. Bu da ancak çok yüksek sıcaklıklarda gerçekleşebilir: 1) Ya sıcaklığı çok artıracak ve protonlarla nötronların uzayda yüksek hızda gitmesini sağlayarak birbiriyle elastik şekilde çarpışmasına imkan tanıyacaksınız ya da 2) hem sıcaklığı hem de basıncı artırarak, örneğin gaz ve toz bulutlarını aşırı sıkıştırarak merkezinde atom çekirdeklerini sentezleyeceksiniz.

Nitekim gözlemlenebilir evreni oluşturan sıcak büyük patlamada evren bir bezelye tanesi, greyfurt meyvesi veya Amerikan futbol topu kadar küçük ve çok sıcaktı. Sıcaklık 10³² dereceyi aşıyordu ki bu yüksek sıcaklıkta atom çekirdeklerinin oluşması imkansızdı. Büyük patlamadan sonra 10^-6 ile 1 saniye içinde proton ve nötronlar oluşmaya başladı. Antimaddenin yok olup geriye maddenin kalmasını sağlayan bir süreç yaşandı ama evren o kadar sıcaktı ki protonlarla nötronlar birbiriyle elastik bir şekilde çarpışamayacak kadar hızlı gidiyordu. Kısacası çarpışınca yapışmak yerine mermi gibi geri sekiyordu.

Oysa büyük patlamadan 3 dakika sonra evren hidrojen çekirdekleri oluşacak kadar soğudu fakat hidrojen çekirdeğinin bir protondan oluştuğuna dikkat edin. Fazladan bir nötron içeren döteryum (ağır suyun kökeni) ve iki nötron içeren trityum izotoplarının oluşması için evrenin az daha genişleyip soğuması gerekti. Büyük patlamada hidrojen, helyum ve biraz da lityum üretildi, ancak atom numarası 4 olan berilyumdan daha ağır olan elementler yüz milyonlarca yıl sonra bambaşka bir şekilde oluştu:

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

 

İlk ışık, elementler ve atomlar

Evren 380 bin yaşına gelinceye dek sıcaklık 3000 derecenin üstündeydi. Bu da hidrojen ve helyum gazının plazma halinde olması demekti. Gazları aşırı ısıtırsanız elektronlar atom yörüngelerinden koparak uzayda serbestçe yüzmeye başlar ki nihayet atom çekirdekleri çıplak kalır. Gazın iyonize olmuş haline plazma denir ve plazma mattır, yani sıcaktan parlar ama içini göstermez.

Evren 380 bin yaşına geldiğinde uzay boşluğunun ortaya çıkacağı kadar soğudu ve büyük patlamada oluşan ışık kozmik mikrodalga artalan ışıması (CMB) olarak uzaya yayıldı. Plazma da ilk kez gaz haline geçti. İşte nötr atomlar o zaman oluştu ki bu bildiğimiz anlamda maddenin oluştuğu andı. Evrendeki en hafif elementleri oluşturan bu sürece büyük patlama kaynaklı nükleosentez diyoruz. Bugün de proton emisyonu denilen radyoaktif bozunumla çok az yeni hidrojen üretmek mümkündür ama hidrojenin büyük kısmı büyük patlamada üretilmiştir.

Yine de ağır atomları sıkıştırıp yan yana getirmek o kadar yüksek enerji ister ki bunu bütün evrende yapmak için gereken sıcaklık çekirdekleri parçalayacak kadar yüksek olur. Bu yüzden büyük patlama atom çekirdeklerini üretecek kadar enerji kaybettiğinde daha ağır elementleri sentezleyemeyecek kadar da enerji kaybetmiş oldu. Bu elementlerin oluşması için 80 milyon yıl beklemek gerekti, yani ilk yıldızların oluşup ölmeye başladığı anı:

İlgili yazı: 18 Ayda Nasıl 24 Kilo Verdim?

 

Süpernovalar, elementler ve atomlar

Evrendeki ilk yıldızlar evren 100 milyon yaşındayken oluştu. Bunlar hafif elementlerden meydana geldiği için binlerce Güneş kütlesine erişebiliyordu. İlk yıldızlar birkaç milyon yılda hidrojen yakıtını tüketerek söndü. Doğrudan kara delik olmayan yıldızlar patlayarak yok oldu ve çekirdeğinde sentezlediği ağır elementleri de uzaya saçtılar. Kısacası evrendeki ilk ağır elementleri ilk yıldızlar çekirdeğinde gerçekleşen nükleer füzyon reaksiyonlarıyla üretti. Buna yıldız kökenli nükleosentez diyoruz (Bkz. Güneş hidrojen yakarak mı enerji üretiyor?).

Sonuçta yıldız çekirdekleri aşırı yüksek basınçla ezilerek çok sıcak oluyor. Bu da proton ve nötronların yapışarak helyum üretmesini sağlıyor. Yıldızlar yaşlandıkça çekirdek küçülüyor, basınç ve sıcaklık artıyor ve demire kadar hemen bütün atomlar sentezleniyor. Nükleer füzyon demire ulaştığında duruyor; çünkü demir füzyonu enerji üretmez, enerji tüketir. Demir oluştuğu anda çekirdeğin enerjisini emer ve onu soğutarak daha hafif elementlerin sentezlenmesini bile durdurur.

Gerçi Güneşimiz büyük kütleli olmadığı için çekirdeğinde sadece oksijen ve karbon sentezleyerek sönüp beyaz cüceye dönüşecek. Yine de demir üreten yıldızların çekirdeği aniden sönünce bunların hızla büzüleceğini ve sıkışarak patlayacağını belirtelim. Öyle ki demir 56 evrendeki en kararlı element olup 26 proton (atom sayısı) ve 30 nötron içerir. Çok uzak bir gelecekte evrendeki birçok yıldız kalıntısı demir yıldızlara dönüşecektir.

Demir füzyonu

Gerçi demir füzyonu verimsiz olsa da mümkündür ve nikel üretir ama demirden ağır elementler nükleer füzyon yerine yavaş nötron yakalama süreciyle oluşur. Döteryum füzyonu gibi durumlarda serbest nötronlar açığa çıkar. Bunlar ağır atomları parçalayarak (nükleer fizyon) yeni elementler oluşturabilir. Serbest nötronlar mevcut atom çekirdeklerine yapışarak güçlü kuvvetin çekim etkisini artırabilir ve çekirdeğin daha çok proton çekmesini sağlayarak daha da ağır elementler üretir. Nasıl derseniz:

İlgili yazı: Düz Dünya Teorisini Çürüten 12 Kanıt

 

Nötron yakalamanın incelikleri

Çekirdekten 15 dakika ayrı kalan serbest nötronlar bir elektron ve elektron antinötrino yayarak protona dönüşür. Böylece yapıştığı atom çekirdeklerinin kolayca yakalayıp daha ağır elementler oluşturacağı serbest proton fazlasını üretir. Buna karşın yaşlı yıldızların çekirdeğinde nötron yakalamak uzun süren bir işlemdir ki yaşlanan yıldızlar yeterli miktarda ağır element oluşmadan önce süpernova olarak patlar.

Zaten nötronların atomları parçalaması veya yapışması için ne yavaş ne de hızlı gitmesi gerekir. Yavaş giderlerse çekirdeklere yapışamaz, hızla giderse çekirdekleri ıskalarlar. Orta hız yavaş nötron yakalamaya yol açar ki bu da başka bir sorun oluşturur: Demirden ağır elementler nötron yakalamayla oluşur fakat uzayda sadece yıldızların üretemeyeceği kadar çok sayıda ağır element var. Peki bunlar nereden geliyor?

İlgili yazı: En Eski Kara Delik 36 Trilyon Güneşten Parlak

 

Hızlı nötron yakalama

Nötronların hızlı gitmesinin ağır element oluşturma verimi azaltacağını söylemiştik. Bu nedenle hızlı nötron yakalamada nötronların hızını artırmak yerine nötronların çekirdek tarafından yakalanma hızını artırırsınız. Kısacası çok daha fazla sayıda nötronun yakalanacağı aşırı sıcak bir çekirdeğe ihtiyacınız olur. Bu kadar sıcak çekirdekler kesinlikle patlayacaktır. Gerçekten de hızlı nötron yakalamanın bir kısmı süpernova patlamalarında gerçekleşir.

Oysa demirden ağır elementler evrende o kadar yaygın ki (altın gibi göreli nadir olsa bile) bunları yalnızca süpernovalarla açıklayamayız. Evrende o kadar çok süpernova patlasaydı uzaya yayılan radyasyon Dünya gibi gezegenlerde yaşamın oluşmasını engellerdi. Nitekim galaksilerde yılda ortalama 2,5-2,6 gerçekleşiyor. Bu evrenin yaşama uygun olmasını sağlamakla birlikte çok düşük bir sayı. Dolayısıyla en ağır elementler sadece süpernovalara dayalı olamaz. Aksi takdirde bugünkü galaksilerin kökeni olan cüce galaksiler 13 milyar yıl önce patlayarak yok olur, kısacası evrende galaksiler oluşmazdı.

Hızlı nötron yakalamayı açıklayacak olursak bu süreç yavaş nötron yakalamaya benzer: Çekirdeğe çok sayıda nötron yapışır. Bunlar çekirdeğin dengesini bozar. Nötronların bir kısmı bozunarak protona dönüşür ve atom çekirdeği de proton sayısı dengeli olan daha ağır bir elemente dönüşür. Öyle ki Demirden ağır elementlerin büyük kısmını kendisi de süpernova artığı olup birbiriyle çarpışan nötron yıldızlarına borçluyuz:

İlgili yazı: İnternetinizi Uçuracak En İyi 10 Modem

 

Nötron yıldızları, elementler ve atomlar

Nötron yıldızları adı üstünde bol miktarda nötron içerir. Bunlarda (kabuğu hariç) atom çekirdekleri yoktur. Nötron yıldızları süper sıkışık, süper sert, süper kristalize bir nükleer plazma, adeta nükleer makarnadır ama çarpıştıkları zaman nötronlar uzaya saçılır. Ayrıca çarpışma sırasında ağır atom çekirdekleri de sentezlenir. Bunlar da hızlı nötron yakalama ile daha ağır elementleri oluşturur.

En ağır elementleri nötron hızını artırmadan sadece nötron yakalama hızını artırarak oluşturmanın tek yolu nötron yıldızı çarpışmalarıdır (ve belki birikim diskinde birleşen kara delikler). Dünya’nın altını da çarpışan nötron yıldızlarından geliyor. Bunlar çarpışırken kısmen patlar ve uzaya ağır elementler saçar. Geri kalanı birleşerek genellikle kara deliğe dönüşür. Az sayıda nötron yıldızı daha ağır ve büyük bir nötron yıldızı yaratabilir, çok daha azı ise tümüyle patlayarak yok olur ki en çok altını bunlar üretir.

Oysa evrende atom numarası 104 ve üstü olan daha ağır elementler var ki bunlar ve çok daha hafif olan birkaç istisnai element yerkabuğunda bulunmuyor. Öyle ki Dünya’da radyoaktif olmayan en ağır element kurşundur. Uranyum 238 ise yarı ömrü 4,5 milyar yıl olduğu için yeryüzünde bulunan en ağır elementtir ama sonuçta radyoaktiftir. Plütonyum ve daha ağır elementler kısa ömürlü olup nükleer santrallerde üretilir.

En ağır elementler ve atomlar

Neden öyle derseniz uranyum 92’den ağır elementler kararsızdır ve bozunarak genellikle kurşuna dönüşür. Evet, nötron yıldızı çarpışmaları bütün elementleri üretir ama yerkabuğunda ancak kararlı elementler bulunabilir; çünkü diğer elementler milyarlarca yıl önce bozunarak hafif atomlara dönüşmüştür. Bugün Dünya’da üretilen en ağır element ise yarı ömrü 181 milisaniye olan oganesson 118’dir. Yine de yakın gelecekte element 119 ve yüzyılın sonuna kadar da nötron sayısı 180’in üzerinde olan süper ağır elementleri üretebilmeyi umuyoruz. Bunlar çok uzun ömürlü olabilir!

İlgili yazı: Zamanda Yolculuk Etmenin 9 Sıra Dışı Yolu

 

Neden derseniz

Nötron sayısı 180’den fazla olan elementler çekirdeklerin yarı ömrünü gösteren tabloda ayrı bir grup olarak yer alıyor ve buna kararlılık adası diyoruz. Element 119 ve sonrası çok kısa ömürlü olabilir ama süper ağır elementler kuantum mekaniğinin etkisiyle oldukça dengeli nötron-proton kombinezonlarına sahip olabilir. Öyle ki bu süper ağır elementlerin yarı ömrü 100 yıl, hatta 1 milyar yıl olabilir!

Laboratuarda ürettiğimiz en ağır element olan oganessonun yarı ömrünün 181 milisaniye olduğunu düşünürsek 100 yıllık yarı ömrü olan süper ağır elementler nükleer fizikte rekor kıracak ve 21. yüzyıldaki en dayanıklı materyalleri üretmemizi sağlayacaktır.

Siz de sadece yıldızlarda bulunan teknesyum elementini hemen okuyabilir, plütonyumun radyoaktif öyküsünü görebilir ve periyodik tabloda keşfedecek kaç element kaldığını inceleyebilirsiniz. Hızınızı alamayarak evrendeki beşinci fizik kuvveti ve beşinci element karanlık foton teorilerine de bakabilirsiniz. Her zamanki gibi bilimle ve sağlıcakla kalın. 😊

Yıldızlarda nükleosentez

¹Stellar Signatures of Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis
²Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster
³Origin of the Heaviest Elements: the Rapid Neutron-Capture Process