Evrenimizdeki Elementlerin Kökeni

Okuma Süresi: 10 dakika


“Eğer bir elmalı keki, içindeki ilk temel maddeleri yeniden elde ederek yapmak isterseniz her şeyden önce evreni yeniden icat etmeniz gerekir.”

Carl Sagan, 1980

Biz ve çevremizdeki tüm maddeler elementlerden, elementler ise atomlardan meydana gelir. Dolayısıyla elementlerin nasıl oluştuklarını öğrenebilmemiz için öncelikle atomların ne olduğunu anlamak ve atomların kökenine inmek gerekir.

Atomlar maddenin temel birimleri ve tanımlayıcılarıdır. Yunanca bir kelime olan atom “bölünemez” anlamına gelmektedir. Bir zamanlar atomların bölünemeyeceği düşünülmüş olsa da günümüzde kuarklar gibi atomdan daha küçük atomaltı parçacıkların var olduğunu biliyoruz. Atomlar temel olarak proton, nötron ve elektronlardan oluşur. Protonlar ve nötronlar, elektronlardan daha ağır olup çekirdeği meydana getirir. Elektronlar ise çekirdeğin etrafında dönen bir bulutta bulunur. Atomlar her zaman eşit sayıda proton ve elektron içerdiğinden yüksüzdür. Eğer farklı sayıda proton ve elektron içeriyorlarsa iyon olarak isimlendirilir. Bir atomda genel olarak eşit sayıda proton ve nötron bulunur. Eşit sayıda proton farklı sayıda nötron içeren iki atom izotop olarak adlandırılır.

Atomların ne olduklarına dair temel bilgileri edindikten sonra atom ve elementlerin nasıl var olduklarını anlamak için Büyük Patlama (Big Bang) dönemine gidelim.

Büyük Patlama ve İlk Elementlerin Oluşumu

Büyük Patlama sonrasındaki 3-20 dakika aralığında proton ve nötronlardan oluşan atom çekirdekleri üretilmiştir. Bu sürece “Büyük Patlama nükleosentezi” adı verilir. Nükleosentezin 3. dakikadan önce başlamamasının sebebi parçacıkların çok yüksek enerjilerle hareket etmeleri ve çarpışmaları sonucu bir araya gelememeleridir. Parçacıkların bu denli yüksek enerjili oluşu daha ağır atom çekirdeklerinin oluşmasının da önüne geçmiştir. Diğer bir taraftan nükleosentezin 20. dakikadan sonra devam etmemesinin sebebi evrenin yeteri kadar sıcak olmaması ve ortamdaki parçacık yoğunluğunun düşük olmasıdır.

Evrenin çok erken dönemlerinde evren çok yoğundu. Sıcaklık o kadar yüksekti ki tüm maddeler iyonlaşmış ve ayrışmış bir durumdaydı. Evren genişleyip soğudukça koşullar kuarkların ve elektronların oluşması için uygun hâle geldi. Bundan çok kısa bir süre sonra kuarklar, proton ve nötronları meydana getirdi. Sıcaklık 10^9 Kelvin’e kadar hızla düştü. Bu sıcaklık nükleosentezin gerçekleşebilmesi ve hafif elementlerin üretilmesi için uygundu. Ancak bu dönemde henüz nötr atomlardan bahsetmek mümkün değildir. Büyük Patlama’dan yaklaşık 380.000 yıl kadar sonra elektronlar atom çekirdekleri çevresindeki bulutlara tutundu. Bunun sonucunda ilk nötr atomlar oluştu.

Büyük Patlama nükleosentezi sonucu oluşan ilk atom çekirdeği, hidrojenin daha ağır izotopu olan döteryumun çekirdeğidir. Döteryum (D veya H-2 ile gösterilir.) çekirdeği bir proton ve bir nötrondan oluşurken hidrojen çekirdeği yalnızca bir protondan oluşur. Döteryum çekirdeğinin oluşumu aşağıdaki gibidir.

Beklenileceği üzere bu süreçte oluşan diğer bir atom çekirdeği en hafif ikinci element olan helyumun çekirdeğidir. Helyum çekirdeğinin oluşması için iki yol vardır.

1. Yol: Döteryum çekirdeği He-3 oluşturmak için önce bir protonla çarpışır. İkinci aşamada ise oluşan He-3 bir nötronla çarpışarak He-4 oluşturur. Bunun sonucunda helyum çekirdeği oluşur.

2. Yol: Döteryum çekirdeği H-3 oluşturmak için önce bir nötronla çarpışır. İkinci aşamada ise oluşan H-3 bir protonla çarpışarak He-4 oluşturur. H-3 “trityum” olarak adlandırılır.

Büyük Patlama nükleosentezi sonucunda hidrojen ve helyum üretilmiştir. Bunun yanında eser miktarda Li-6, Li-7 ve Be-7 üretilmiştir. Daha ağır elementlerin üretimi için yeterli enerji olmadığından diğer elementler yıldız çekirdeklerindeki tepkimeler ve süpernova patlamaları gibi diğer yollarla meydana gelmiştir.

Yıldızlar ve Ağır Elementlerin Üretimi

Evren genişleyip soğumasını sürdürürken hidrojen ve helyum üretimi de devam etti. Büyük Patlama sonrasındaki 200 milyon – 1 milyar yıl aralığındaki dönemde sıcaklık yaklaşık 500 Kelvin’e düştüğünde neredeyse tümü hidrojen ve helyum olan parçacıklar kütleçekim etkisi ile dev gaz bulutlarını oluşturdu. Bu oluşan gaz bulutları yeterince büyüdüklerinde yine kütleçekim etkisi ile çökmeye başladı. Kütleçekim potansiyel enerjisi, kinetik enerjiye dönüşürken parçacıkların hızı ve de hızının artması sebebi ile sıcaklığı arttı. Füzyon tepkimelerinin meydana gelebileceği sıcaklık ve yoğunluk sağlandığında ilk yıldızlar parlamaya başladı.

Yıldızların nasıl oluştuğu hakkında detaylı bilgi için Yıldız Evrimi yazı dizimizi okuyabilirsiniz.

Yıldızlardaki füzyon tepkimeleri sonucu elementlerin nasıl oluştuğunu incelemeye başlayalım.

Füzyon, hafif element çekirdeklerinin bir araya gelerek daha ağır bir elementin çekirdeğini oluşturma tepkimesidir. Yeni oluşan atom çekirdeğinin toplam kütlesi ilk durumdaki toplam kütleden daha azdır. Einstein’ın ünlü “E=mc^2” denklemine göre füzyon tepkimelerinde “kaybolan” kütle, enerjiye dönüşür. Füzyon tepkimeleri sonucunda büyük miktarda enerji açığa çıkar.

Hidrojen Füzyonu

Hidrojen füzyonu, hidrojen atomlarının füzyon tepkimeleri sonucu helyuma dönüşmesi olarak tanımlanabilir. Hidrojen füzyonu için bilinen iki yöntem vardır. Bunlar proton-proton döngüsü ve CNO (karbon-azot-hidrojen) döngüsüdür.

Proton-proton döngüsü basitçe dört tane hidrojen çekirdeğinin bir araya gelerek bir helyum çekirdeği oluşturması olarak tanımlanabilir. Bu tepkime sırasında “kaybolan” kütlenin % 0,7’si ısı enerjisine dönüşürken bir kısmı da nötrino formunda saçılır.

Proton-proton döngüsünde ilk olarak iki hidrojen çekirdeği (H-1) hidrojen-2 (H-2) çekirdeği oluşturur. Döngünün ikinci basamağında ise hidrojen-2 çekirdeği hızlı bir şekilde bir proton alır ve helyum-3 (He-3) çekirdeği oluşturur. Bundan sonraki kısımlarda farklı yollar olsa bile sonuç her zaman helyum-4 çekirdeğinin oluşmasıdır. Bu iki basamaktan sonraki en kısa yol ikinci basamakta oluşan helyum-3 çekirdeğinin başka  bir helyum-3 çekirdeği ile çarpışması sonucunda iki protonun serbest kalması ve helyum-4 çekirdeğinin oluşmasıdır. Bu olay basitçe aşağıdaki gibi gösterilebilir.

Diğer bir füzyon tepkimesi biçimi olan CNO döngüsünde ise olaylar basitçe şu şekilde gerçekleşir: Bir karbon-12 çekirdeği (C-12) bir hidrojen çekirdeği ile birleşir ve karbon-13 (C-13) çekirdeğini oluşturur. Daha sonra karbon-13 çekirdeği bir hidrojen çekirdeği yakalayarak azot-14 (N-14) çekirdeğini oluşturur. Azot-14 çekirdeği bir hidrojen çekirdeği ile birleşir ve oksijen-15 (O-15) çekirdeği oluşur. Sonrasında oluşan oksijen-15 çekirdeği bir pozitron çıkarır ve azot-15 çekirdeği oluşur. Azot-15 çekirdeği bir hidrojen çekirdeği yakalar, ardından da helyum-4 ve karbon-12 çekirdeklerine parçalanır. Sonuç olarak helyum-4 çekirdeği üretilmiştir. Bu olay basitçe aşağıdaki gibi gösterilebilir.

Bu kısmı işledikten sonra sorulması gereken iki temel soru vardır: Bunlardan ilki “Bu tepkimelerde ağır elementler oluşmuyorsa neden ağır element oluşumu adı altında inceledik?” sorusuyken bir diğeri “CNO döngüsündeki karbon, azot ve oksijen nasıl oluşmuştur?” sorusudur. İlk sorunun cevabı olarak şöyle bir açıklama getirilebilir: Yıldızlarda element üretimi en temelden başlar. Büyük Patlama dönemindeki gibi yıldızlar da kendi atom çekirdeklerini oluşturmalıdır. İkinci sorunun cevabı ise hidrojen yakıtı biten yıldızlar helyum füzyonu yaparak karbon, azot, oksijen ve bazı diğer ağır elementleri oluşturur. İkinci sorunun cevabını daha detaylı bir şekilde inceleyelim.

Helyum Füzyonu

Helyum füzyonu, helyum çekirdeklerinin bazı çarpışmalar sonucu daha ağır çekirdeklerin yapısına katılması olarak tanımlanabilir. Bu olay “alfa ve üçlü alfa tepkimeleri” şeklinde gerçekleşebilir.

Öncelikle üçlü alfa tepkimelerini ele alalım. Bir yıldız çekirdeğindeki hidrojeni bitirdikten sonra ölmeye ve kırmızı deve genişlemeye başlar. Hidrojeni biten yıldız kalan ömrüne helyum yakarak devam eder. Evrendeki karbonun büyük bir kısmı kırmızı dev yıldızlarda üçlü alfa tepkimeleri sonucunda üretilmiştir. Üçlü alfa tepkimeleri basit olarak 3 tane helyum-4 çekirdeğinin birleşerek 1 tane karbon-12 atom çekirdeği oluşturmasıdır. Bu tepkime iki adımda gerçekleşir. İlk adım 2 tane helyum-4 çekirdeğinin birleşerek berilyum-8 oluşturmasıdır. Diğer adım berilyum-8 çekirdeğinin bir diğer helyum-4 çekirdeği ile kaynaşıp son ürün olarak karbon-12 oluşturmasıdır. Berilyum-8 çok kararsız bir yapıdadır ve eğer 10^-16 saniye içerisinde bir helyum-4 bulamazsa parçalanır. Üçlü alfa tepkimesi aşağıdaki gibi gösterilebilir.

Diğer sürecimiz ise alfa tepkimesidir. Alfa tepkimesinin başlayabilmesi için öncelikle karbon-12 oluşması gerekmektedir. Alfa tepkimesi, karbon-12 çekirdeği ile helyum-4 çekirdeğinin kaynaşması sonucunda oksijen-16 oluşması ile başlar. Oksijen-16 ile diğer bir helyum-4 çekirdeğinin birleşmesi ile neon-20 çekirdeği oluşur. Nikel-56 çekirdeği oluşuncaya kadar süreç devam eder. Nikel-56 çok hızlı bir şekilde önce kobalt-56, sonra da demir-56 ya bozunduğu için alfa tepkimeleri sonucunda demirden daha ağır elementler üretilemez.

Demirden daha ağır elementlerin nasıl oluştuğuna gelecek olursak süpernova ve nötron yıldızlarından bahsetmemiz gerekir. Süpernova, enerjisi biten ve yaşam döngüsünü tamamlamış olan yıldızların şiddetli bir şekilde patlamasıdır. Bir süpernova sonucunda yıldızdaki tüm maddeler uzaya saçılır. Uranyum ve altın gibi demirden daha ağır elementlerin oluşmasını sağlayacak olan nötronlar da uzaya yayılır. Hızlı proton yakalama, hızlı nötron yakalama ve nötron yakalama süreçleri sayesinde diğer ağır elementler üretilir. İki nötron yıldızının çarpışması da ağır elementlerin oluşabileceği bir diğer yerdir.

Hazırlayan: Eray Kaya

İTÜ Astronomi Kulübü Üyesi

Kaynaklar 

https://aether.lbl.gov/www/tour/elements/early/early_a.html

https://www.britannica.com/science/chemical-element/Cosmic-abundances-of-the-elements

https://home.cern/science/physics/early-universe

https://www.space.com/52-the-expanding-universe-from-the-big-bang-to-today.html

https://www.physics.uu.se/research/astronomy-and-space-physics/research/galaxies/first-stars-galaxies/

https://www.britannica.com/science/proton-proton-cycle

https://www.britannica.com/science/CNO-cycle

http://vallance.chem.ox.ac.uk/pdfs/AstrochemistryLectureNotes2014.pdf

https://www.livescience.com/23394-fusion.html

Yorumlar kapatıldı.

WordPress gururla sunar | Theme: Baskerville 2 by Anders Noren.

Yukarı ↑