Atomlar İlk Olarak Nasıl Ortaya Çıktı?
genel olarak normal bir atom, merkezde bir çekirdek içerisinde proton ve nötronlar ile çekirdek dışında belirli bir hacim içerisinde bulunan elektronlardan oluşan bir yapıdır. bu durumda şunu diyebilirsiniz: "ben 2 proton, 2 de nötron alıp, bunlara biraz da elektron eklersem bir atom yapabilirim."
işlerin öyle yürümediğini söylememe gerek yok. bu süreç bu kadar basit şekilde, laboratuvar ortamında hâlledilebilecek bir süreç değil. o zaman bu işin ilk kez nasıl gerçekleştiğini anlamak için, bandı geriye sarıp evrenin oluşum aşamasına kadar gitmemiz gerekecek.
nötronlar (kelimenin nötr kısmından da anlayacağınız üzere) elektrik bakımından yüksüz parçacıklarken protonlar pozitif, elektronlar da negatif yüklüdür. aynı elektrik yüküyle yüklenmiş parçacıklar, birbirlerini iter. mıknatısları aynı kutuplarından birbirine yaklaştırmayı denediyseniz o etkiyi görmüşsünüzdür. zıt yükler ve kutuplar ise birbirini çeker. yine iki mıknatısla herhangi bir zamanda biraz oynadıysanız bunu kendiniz de bilirsiniz. hatta buzdolabı magnetleri de bu prensiple yapışır dolaba.
atomun çekirdeğinde protonlar var dedim. bu protonların hepsi pozitif yüklü olduğundan birbirlerini iterler. yani bunları bir arada tutabilmek oldukça zor bir iştir. bunun gerçekleşebilmesi için gereken enerjinin büyüklüğü, yaklaşık 100.000.000 kelvin (100 milyon santigrat dereceye oldukça yakın) sıcaklığa karşılık gelir. bunu, dünyadaki herhangi bir laboratuvar ortamında sağlayamıyoruz. evren için ise bu tür yüksek sıcaklıklar üretmek, leblebi yemek gibi sıradan bir iş. örneğin büyük patlama anında ortaya bundan daha yüksek sıcaklıkların bile çıkabildiğini biliyoruz.
simülasyonlar bize, büyük patlama sonrasına ilişkin bazı bilgileri verebiliyor. biliyoruz ki büyük patlamanın hemen ardından ortam atomlarla dolup taşmadı. henüz sadece, adına plazma dediğimiz ve bağımsız atom altı parçacıklardan oluşan bir madde vardı her yerde. büyük patlama gerçekleştikten hemen sonra kozmik enflasyon adı verilen ani bir genişleme dönemi devreye girdi. (bkz: kozmik enflasyon teorisi)
kozmik enflasyon, evrenin ani olarak bir miktar soğumasına neden olurken parçacıklar artık biraz daha farklı davranış sergileme imkânı buldu. pozitif yüklü protonlar ile yüksüz nötronlar bir araya gelmeye başladı. bu dönemdeki sıcaklık ve enerji, protonların bir arada bulunabilmesine de olanak tanıyordu. zıt yüklerin birbirini çektiğini yukarıda söyledim. pozitif yüklerin bir arada bulunduğu ortamlar, negatif yüklü elektronları da kendisine çekebiliyordu. böylece ilk atomların temelini evren bizzat kendisi attı. büyük patlama nükleosentezi adı verilen bu aşamada önce, bilinen en basit atomlar oluştu. döteryum ile başlayan hidrojen oluşumu, ardından helyum, lityum ve berilyum gibi hafif atomların oluşumu, evrenin bu aşamalarına denk gelir.
peki, daha ağır olan atomlar nereden geldi?
yaklaşık 100 milyon yıl kadar sonra ilk yıldızlar ortaya çıkmaya başladı. yıldızların temeli ağırlıklı olarak hidrojen ve ona kıyasla, yüzdece oldukça az olan helyumdur. bir yıldızın oluşum aşamasında, ortada son derece büyük kütleye sahip bir gaz bulutu vardır. bu buluttaki atomlar, kütle çekim kuvvetinin etkisiyle bir araya gelmeye ve gittikçe sıkışmaya başlarlar. sıkışma arttıkça, merkez bölgedeki yoğunluk ve sıcaklık da artar. bir süre sonra bu koşullar öyle bir noktaya gelir ki merkezde nükleer füzyon tepkimeleri ortaya çıkar ve bildiğimiz ışık saçan, sıcak cisimler olan yıldızlar bu şekilde doğarlar. işte füzyon dediğimiz olay, hafif ve basit atomları alarak daha ağır ve karmaşık atomların oluşmasına yön verir.
periyodik tablo, atomları bazı özelliklerine göre sıralar. buna şöyle bir baktığınızda, ağırlığı demir elementine kadar olan atomların yıldızlarda oluştuğunu söyleyebiliyoruz. demir atomlarını füzyonla birbirine kaynaştırarak daha ağır bir atom ortaya çıkaracak koşullar, yıldızlarda bile bulunmaz. bu çok daha büyük enerji gerektiren bir işlemdir. o hâlde demir atomundan daha ağır atomlar nereden geldi?
periyodik tablonun demirden ağır atomları, nötron yakalama süreciyle oluşur. nötronların yüksüz olduğundan bahsetmiştim. bu nedenle atom içerisindeki pozitif ve negatif yüklerin birbirini itme ve çekmelerinden nötronlar etkilenmez. atom çekirdeğine protondan görece daha kolay eklenebilirler. bir özellikleri daha bulunur: bozunmaya uğrarlar. bozundukları zaman ortaya 3 farklı parçacık çıkarabilirler: elektron, elektron anti nötrinosu ve proton. eğer ortamdaki 1 nötron bozunarak ortama proton ve elektron olarak katkı sağlarsa bunun anlamı, atom çekirdeğinde daha fazla proton olması ve atoma fazlada bir elektronun da eklenmesidir. bu durumda da ortaya, bir öncekinden çok daha ağır bir atom çıkar. işte demir atomlarının nötron yakalaması, demirden daha ağır atomların oluşmasına; o ağır atomların da yine benzer süreçlerle daha da ağır atomlar oluşturmasına giden yol bu şekilde açılmış olur.
iki nötron yıldızının çarpışması, nötron yakalama süreci için son derece verimli bir ortam oluşturur. dolayısıyla evrendeki ağır elementlerin en önemli kaynağı bu olaydır. süpernovaların oluştuğu ortamlar da ağır element oluşumuna katkı sağlayan ikinci büyük adaydır. en azından şu an için bildiğimiz kadarıyla durum bu.