Nükleosentez

Zaman çizelgesi

İlkel çekirdek parçacıklarının, iki trilyon derecenin altında soğuyan Büyük Patlama esnasında, kuark-glüon plazmasından oluştuğu düşünülmektedir. Bundan birkaç dakika sonra, sadece proton ve nötronlarla başlayarak, lityum ve berilyuma (her ikisinin de kütle numarası 7’dir) kadar çekirdekçikler oluşmuştur; ama diğer elementlerin bollukları, büyüyen atomik kütleyle hızla düşmüştür. Bazı borlar bu zamanda oluşmuş olabilir, ancak karbon oluşmadan evvel süreç durmuştur; çünkü bu element, Büyük Patlamanın kısa süren nükleosentez döneminde varolandan çok daha fazla helyum yoğunluğu ve zamana ihtiyaç duyar. Bu ergime süreci, evren büyümeye devam ettiğinden, sıcaklık ve yoğunluktaki düşüşler sebebiyle yaklaşık yirmi dakika içinde bitmiştir. Bu ilk süreç, Büyük Patlama nükleosentezi, evrende oluşan ilk nükleodoğuştur.
Daha ağır elementlerin daha sonraları ortaya çıkan nükleosentezleri, yıldızlar ve süpernovalarda bulunan olağanüstü sıcaklıkları ve basınçları gerektirmektedir. 500 milyon yıl önce Büyük Patlamadan gelen hidrojen ve helyum ilk  yıldızların içine çökünce bu süreçler de başlamış oldu. O zamandan beri de galakside yıldız oluşumları kesilmeden devam etti. Dünyada bulunan elementler – ki bunlara ilkel elementler de denir – yıldız nükleosentezi ve süpernova nükleosentezi sayesinde dünyanın oluşumundan önce meydana gelmiş elementlerdi. Bu elementlerin atom sayıları Z=6 karbondan, Z=94 plütonyuma kadar uzanmaktadır. Bu elementlerin sentezi, ya (hızlı ve yavaş çeşitli nötron yakalanması da dahil) nükleer füzyon ya da az bir dereceyle beta bozunumunun takip ettiği nükleer fisyon sayesinde meydana gelir.
Yıldızlararası ortamın,  dolayısıyla  yıldızın, başlangıçtaki bileşiminde bulunan bor, lityum, berilyum, döteryum ve hidrojen elementlerini kendisinin daha hafif çekirdeği ile bağlayan bir yıldız daha ağır elementler kazanmış olur. Bu yüzden yıldızlararası gaz,  Büyük Patlama esnasında nükleosentezleri sayesinde var olan hafif elementlerin azalan bolluklarını bünyesinde barındırır. Bugünün evreninde bu büyük miktarlardaki daha hafif elementlerin, (çoğunlukla yüksek enerji protonları olan) milyarlarca yıllık  kozmik ışınlar aracılığı ile yenilendiği düşünülmektedir. Bu kozmik ışın çarpışmaları Li, Be, ve B hafif elementlerini içerir.

Nükleosentez kuramının tarihçesi

Nükleosentez hakkındaki ilk görüşlere göre kimyasal elementler evrenin başlangıcında yaratılmıştır. Ancak, bunu kanıtlayabilecek hiçbir mantıki fizik senaryosu ortaya konulamamıştır. Zaman içinde ortaya çıkmıştır ki hidrojen ve helyum diğer elementlerden çok daha bolluk içindedir. Diğer bütün elementler güneş sisteminin ve diğer yıldız sistemlerinin kütlesinin % 2’sinden daha az miktardadır. Aynı zamanda oksijen ve karbonun hidrojen ve helyumdan sonra en sık rastlanan iki element olduğu görülmüştür. Ayrıca, hafif elementlerin özellikle Helyum-4 çekirdeklerinin tam sayılarından oluşan elementlerin yüksek bolluğuna doğru genel bir eğilim olduğu görülmektedir.
İlk kez 1920’lerde Arthur Stanley Eddington, hidrojenin helyum içinde ergimesiyle yıldızların enerjilerini sağladığını ileri sürmüştür. Nükleer mekanizma henüz anlaşılmadığından bu fikir kabul görmemiştir. İkinci Dünya savaşının hemen öncesinde Hans Bethe hidrojenin helyum içinde ergidiği nükleer mekanizmaları ortaya koymuştur. Ne yazık ki, yıldızların enerjileri üzerine yapılan bu erken tarihli çalışmaların ikisinde de helyumdan ağır elementlerin oluşumlarına değinilmemiştir.
Yıldızlardaki daha ağır elementlerin nükleosentezi üzerine Fred Hoyle'un çalışmaları İkinci Dünya Savaşı'nın hemen ardından ortaya çıkmıştır. Hidrojenden başlayarak Hoyle bütün daha ağır elementlerin oluşumunu açıklamaktadır. Hoyle, evrensel bir başlangıca ihtiyaç duymaksızın, vakum ve enerjiden sürekli olarak hidrojen üretildiğini iddia etmiştir.
Hoyle’nin çalışması, gökada yaşlandıkça elementlerin bolluğunun zaman içinde nasıl arttığını açıklamaktadır. Akabinde William A. Fowler, Alastair G.W. Cameron, Donald D. Clayton ve onu takip eden pek çok bilim insanının katkılarıyla Hoyle’nin çalışmaları 1960’larda geliştirilmiştir. E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler ve Hoyle’nin (Bkz. Kaynakça Listesi) 1957’de kaleme aldığı çığır açıcı bir makale, 1957’lerdeki çalışmaların çok bilinen özeti niteliğindedir. Bu makale, gökbilimciler tarafından da belgelenebilen, yıldızların içinde ağır bir çekirdeğin diğerlerine dönüşümü süreçlerini açıklamaktadır.
1957’den çok önce Belçikalı bir fizikçi ve Katolik bir rahip olan Georges Lemaître 1931 yılında Büyük Patlamayı açıklayan mekanizmayı öne sürmüştür. Lemaître’ye göre, zaman içinde evrenin genişlemesi için  gerekli olan şey, zamanla geriye doğru olacak büzüşmenin durmasıdır. Bu süreç evrenin bütün kütlesini “ilkel atom” noktasına getirecektir ki, bu da zaman ve uzamın var olmadığı bir durumdur. Daha sonra Hoyle Lemaître’nin bu modeline alaycı bir terim olan Big Bang (Büyük Patlama) adını koyduğunda, Helyum ve karbon arasındaki döteryum ve nüklitlerin varlığını açıklamak için Lemaître’nin modeline ihtiyaç duyacağının farkında değildi. Bu model aynı zamanda yıldızlarda ve yıldızlar arası boşlukta bulunan oldukça yüksek miktardaki helyumun varlığını da açıklamaktadır. Sonuçta, nükleosentez üzerine Lematre ve Hoyle’un geliştirdiği modellerin ikisi de evrendeki element boşluğunu açıklamada ihtiyaç duyulan modeller olmuştur.
Nüklosentez kuramının amacı,  değişen bolluklardaki kimyasal elementler ve bu elementlerin izotoplarını doğal süreçler perspektifinden açıklamaya çalışmaktır. Bu kuramın gelişmesinin esas nedeni, bolluklar ve bu elementlerin atomik sayılarının çiziminde ortaya çıkan şekildir. Bu bolluklar atomik sayının fonksiyonu olarak grafiğe döküldüğünde on milyona kadar faktörlerle değişen bir tırtıklı testere dişi görünümündedir. Nükleosentez araştırmaları üzerinde oldukça etkili olan bir çalışma, Hans Suess ve Harold Urey tarafından ortaya konan bolluk tablosudur. Bu tablo, evrim geçirmemiş meteorların içinde bulunan kalıcı elementlerin parçalara ayrılmamış bolluklarını göstermektedir. Bu bollukların benzer bir grafiği aşağıdaki logaritmik ölçekte verilmiştir. İzotopların bolluğuyla ilgili daha çok veri için Kozmostaki İzotopların Elkitabına bakınız.

Süreçler

Nükleosenteze yol açtığı düşünülen çok sayıda astrofiziksel süreç bulunmaktadır. Bu süreçlerin çoğunluğu yıldızların içindeki katmanlarda oluşur; ve bu nükleer ergime süreçleri zinciri; hidrojen yanması, helyum yanması, karbon yanması, neon yanması, oksijen yanması, silikon yanması olarak bilinir. Bu süreçlerin sonunda demir ve nikele kadar olan elementler (demir ve nikel dahil) ortaya çıkar. Bu, izotopların çekirdek başına en yüksek bağlama enerjisiyle üretildiği nükleosentez alanıdır. Daha ağır elementler S–süreci olarak da bilinen nötron tutulması süreci ile yıldızların içinde bir araya gelebilir; bu gibi elementlerin süpernova gibi patlayıcı ortamlarda bir araya gelmesi için çok sayıda başka süreçler işlemektedir. Bu süreçlerin arasında hızlı nötron tutunumunu kapsayan r-süreci; rp-süreci ve var olan çekirdeğin fotoayrışmasıyla sonuçlanan ve bazen de gamma süreci olarak bilinen P-süreci’dir.

Deneysel kanıt

Nükleosentez teorileri, izotop miktarı hesaplamalarının bulgularıyla, gözlemlerden elde edilen sonuçların karşılaştırılmasıyla test edilir. İzotop miktarları tipik olarak, bir ağdaki izotop dönüşümü oranlarından hesaplanır. Bu hesaplamalar, çoğunlukla diğer tepkimeleri kontrol eden, kilit taşı niteliğindeki birkaç tepkime şeklinde basitleştirilebilir.