Evren, Büyük Patlama'dan sonra %99.999999 Hidrojen ve Helyum’dan oluşmaktaydı. Milyarlarca yıl sonra, yarışa üçüncü bir rakip katıldı: Lityum.

“İş atomlara geldiğinde, dil yalnızca şiirlerdeki gibi kullanılabilir. Şiirlerin de, görüntüler  yaratırken gerçekleri ifade ettiği düşünülmez” -Niels Bohr

Varoluşun en dikkat çekici gerçeği şudur: gördüğümüz, dokunduğumuz, etkileşimde bulunduğumuz her madde aynı iki şeyden oluşmaktadır: pozitif yüklü atom çekirdeği ve negatif yüklü elektronlar. Atomların birbirleriyle etkileşime girme şekilleri birbirlerini itip çekmeleri, bağ kurarak yeni kararlı enerji seviyelerine geçmeleri, - bugünkü fizik Dünya’yı oluşturur.

Evrenimizin var olduğu gibi olmasını sağlayan şey, bu atomların kuantum ve elektromanyetik özellikleridir. Bugün bildiğimiz malzemelerin oluşmasını sağlayacak tüm atomların en baştan beri var olmadığını da farketmeliyiz. Bu kadar çok varyasyonu olan bağ yapılarını yaratmak, her şeyin temelinde ve yapısında bulunan kompleks molekülleri yaratmak için, çok çeşitli atomlara ihtiyaç vardı. Sadece miktar olarak da değil, aynı zamanda çekirdeklerinde bulunan proton sayısı açısından da (atomun karakteri buna bağlıdır) ciddi miktarda çeşitlilik gerekiyordu.

Kendi vücutlarımız dahi, karbon, nitrojen, fosfor, kalsiyum, demir ve oksijen temel olmak üzere bir çok elementin varlığına ihtiyaç duyar; ki bu elementlerin hiçbiri evren oluşmaya başladığında mevcut değildi. Dünyamız da silikon ve periyodik tabloda aşağılara kadar inerken doğal olarak bulunan çok sayıda en ağır elementleri - Uranyum ve az miktardaki Plütonyum’a kadar- barındırmaktadır.

Aslında Güneş Sistemimizde bulunan tüm gezegenler, periyodik tabloda (insanlar laboratuvar ortamında kalanını üretmeden önce) kendiliğinden doğal olarak bulunan tüm elementlerin yüzde 90’ını oluşturan bu ağır elementleri barındırdıklarına dair izler taşır. Yine de insanlardan, yaşamdan, Güneş Sistemimizin oluşmasından, taşsı gezegenlerin ve hatta ilk yıldızların da oluşmasından çok daha önce, evrenin ilk zamanlarında yalnızca proton, nötron ve elektronlardan oluşmuş çok sıcak iyonize bir doku vardı.

Bu genç ultra-enerjik evren soğuyor ve genişliyordu. Sonunda da proton ve nötronlar hemen patlayıp birbirlerinden uzaklaşmalarına mahal vermeyecek şekilde bir araya geldi.

Bir reaksiyon zincirinden sonra, evren artık, %92 Hidrojen , %8 civarı Helyum, %0.00000001 lityum ve 10^-19 kadar da Berilyum içeriyordu.

Döteryum üretebilecek kadar soğumak için - ki daha ağır elementlerin üretilmesi için gereken reaksiyon zincirlerinin ilk adımı budur - Evrenin çok soğuması gerekti. Nispeten daha düşük sıcaklıklara ve daha az yoğunluklara ulaştığında bile hala çok küçük ve az miktarlarda Helyum’dan başka bir şey üretilemiyordu. Belli bir zaman sonra ise, periyodik tablodaki üçüncü element olan lityum üretilmeye başlamış ve evrendeki en yaygın üçüncü element haline gelmişti.

Zavallıcık! Ancak bir kez yıldız oluşturmaya başladıysanız, her şey değişir.

İlk yıldız doğduğu anda -Büyük Patlama'dan 50 - 100 milyon yıl sonra -  çok miktarda hidrojen birleşerek helyum atomlarını oluşturdu. Daha da önemlisi, en büyük kütleli yıldızlar (Güneş’ten en az 8 kat daha büyük kütleli yıldızlar) bu yakıtlarını çok çabuk, bir kaç milyon yıl içinde yakarak tüketti. Çekirdeklerindeki hidrojen bitince ise bu yıldızlar, helyum çekirdeği kendi içine doğru sıkışmaya ve her üç Helyum’un füzyonu ile bir karbon atomu oluşturmaya başladı. Bu ağır yıldızlardan yalnızca bir trilyon kadarı ile lityum yenildi ve üçüncü en yaygın element karbon oldu.

Peki karbon yeni rekortmen element olabilecek miydi? Yıldızlar, elementleri soğan katmanları gibi katmanlar halinde  barındırdığı için öyle sanabilirsiniz. Helyum’lar karbon olmak üzere birleşti. Karbonlar, oksijen; oksijenler, silikon ve sülfür; ve en son silikonlar, demir olmak üzere birleşti. Zincirin en sonunda demir atomları başka bir şey oluşturmak üzere birleşemezdi ve çekirdek patlaması ile süpernova oluşurdu.

Bu süpernova patlamaları ise evreni yıldızların dış katmanları ile zenginleştiriyordu. Buna hidrojen, helyum, karbon, oksijen, silikon ve diğer süreçlerde oluşmuş geri kalan tüm elementlerin tekrar kazanılması da dahildi. Peki bu ‘diğer süreçler’ ile kastedilen nedir?

• the s-process - yavaş nötron yakalaması, bu süreç elementlerin sırayla oluşmasını sağlar;
• Helyum çekirdeğinin başka ağır bir element ile füzyonu ( neon , magnezyum, argon, kalsiyum vb. bu şekilde oluşmuştur); ve
• the r-process - hızlı nötron yakalaması, uranyum ve daha ötesinde bulunan ağır elementlerin oluşmasını sağlar.

Birçok yıldız jenerasyonu boyunca bu süreç, kendini her seferinde artan içerik ve madde miktarıyla tekrar eder durur. Hidrojen füzyonu ile helyum üretmek yerine, büyük yıldızlar hidrojenleri C-N-O (karbon - azot - oksijen) döngüsü içine iterek karbon ve oksijen miktarlarını artırarak zamanla nispeten daha az azot oluşmasını sağlar.

Yıldızlar helyum füzyonu ile karbon üretmeye başladıklarında, oksijen üretmek için de helyum bulmaları hiç zor değildir; hatta oksijen ile helyum’u birleştirerek neon soy gazını dahi oluşturmaya yetecek kadar helyumları da vardır. Bizim küçücük Güneş’imiz dahi ilerde kızıl dev fazında bunu yapacak.

Bir yıldız, karbonlarını yakarak oksijene çevirebilecek kadar büyüdüğünde, bu süreç  tamamlanır ve daha önce oluşmuş olana göre çok daha fazla oksijen oluşturur ve hatta oksijen eskiden mevcut olan karbon miktarını da aşarak üçüncülük kürsüsüne çıkar. Tam da böyle oldu!

Dev yıldızların süpernova kalıntılarına, ve Güneş-gibi küçük yıldızların gezegenvari bulutumsu kalıntılarına baktığımızda her seferinde oksijenin karbonu sayısal olarak ezip geçtiğini görüyoruz. Ayrıca, herhangi başka ağır elementin bu miktarlara yaklaşamadığını da görüyoruz.

Yukarda yazılı bu üç süreç, evrenin yaşam süresi ve yıldızların var olduğu zaman miktarı ile kombine edilmesi bize Oksijen’in en yaygın ve dominant üçüncü element olduğunu açıkça gösteriyor. Ancak oksijen, hala hidrojen ve helyumdan çok daha az miktarda bulunuyor.

Yeterince uzun zaman periyotlarından sonra, (Evrenin şimdiki yaşının yüz binlerce hatta daha yüksek bir ihtimale göre milyonlarca katı yıl sonra) Helyum hidrojeni geçerek en çok miktarda bulunan element olacak. Bunun muhtemel sebebi ise "bir noktada hidrojenlerin füzyon sürecinin tamamlanacağı ve hidrojenler bitince duracağı" teorisidir. Sınırların da ötesinde uzak bir zaman dilimine ulaştığımızda ise galaksimizden kaçamayan maddelerin sürekli birbirleri üzerine sürüklenip birleşerek karbon ve oksijenin helyumu geçmesi de son derece muhtemel görülüyor. Simülasyonlara göre son derece mümkün..

Aşağıdaki tabloda, günümüzde var olan tüm elementlerin temel olarak nereden geldiği gösteriliyor.

Bekleyin, bir yere ayrılmayın, çünkü evren şimdi bile değişiyor! Bugün evrendeki en baskın üçüncü element Oksijen’dir ve çok, çok uzak bir gelecekte Hidrojen kadar yaygın bir element haline gelecektir. Her nefes alıp huzurlu hissettiğinizde, bizden çok çok önce yaşamış yıldızlara teşekkür edin, çünkü bugün soluduğumuz tüm Oksijen’in sebebi onlardır.