6 دقیقه
سؤال بنیادی: اتم‌ها از کجا می‌آیند؟
ریچارد فاینمن، فیزیکدان برجسته، معتقد بود که عمیق‌ترین کشف علمی آن است که همه مواد از اتم‌ها ساخته شده‌اند. این ذرات کوچک، پایه و اساس هر آن‌چیزی هستند که در اطراف ما وجود دارد؛ از هوایی که تنفس می‌کنیم تا دورترین کهکشان‌ها. اما منشأ اتم‌ها چیست و چگونه اتم‌ها سرتاسر کیهان را فرا گرفتند؟
درک چگونگی پدید آمدن اتم‌ها، یکی از پایه‌های فیزیک و کیهان‌شناسی مدرن است. با وجود دهه‌ها پژوهش، دانشمندان هنوز هم در حال بازسازی نحوه تولد اتم‌ها هستند و برای این کار از دانش فیزیک هسته‌ای، مکانیک کوانتومی و مشاهده‌های اخترشناسی بهره می‌برند. نتایج این تحقیقات داستانی شگفت‌انگیز را روایت می‌کند که از نخستین لحظات پس از مه‌بانگ آغاز می‌شود.
اتم چیست؟ ساختار ماده
اتم کوچک‌ترین واحد ماده است که خواص یک عنصر شیمیایی را حفظ می‌کند. هر اتم دارای هسته‌ای مرکزی از پروتون‌های مثبت و نوترون‌های بدون بار است و الکترون‌هایی با بار منفی به دور این هسته در حرکت هستند. تعداد پروتون‌ها نوع عنصر شیمیایی را تعیین می‌کند؛ مثلاً اتم هیدروژن یک پروتون و اتم هلیوم دو پروتون دارد.
اتم‌ها از نظر الکتریکی خنثی هستند، زیرا تعداد پروتون‌ها و الکترون‌ها با هم برابر است. اگرچه هزاران نوع اتم وجود دارد، اما هیدروژن و هلیوم فراوان‌ترین عناصر جهان را تشکیل می‌دهند. بر روی زمین، اتم‌هایی مانند کربن، اکسیژن و نیتروژن در ساختار مولکول‌های حیاتی نقش کلیدی دارند.
دانشمندان به اتم‌هایی با تعداد پروتون‌های یکسان، «عنصر» می‌گویند. بر همین اساس جدول تناوبی عناصر سازمان‌دهی شده و ساختار اتمی عناصر شیمیایی شناخته شده را نمایش می‌دهد.
تولد نخستین اتم‌ها پس از مه‌بانگ
آغاز جهان با رویداد مه‌بانگ، حدود ۱۳.۸ میلیارد سال پیش، با حالتی بسیار داغ و چگال همراه بود. در نخستین لحظات، دما و انرژی به قدری بالا بود که امکان شکل‌گیری اتم‌ها وجود نداشت و ماده، همچون سوپی از پروتون‌ها، نوترون‌ها، الکترون‌ها و فوتون‌های آزاد و نابسامان بود.
نزدیک به ۴۰۰ هزار سال پس از مه‌بانگ—که در مقیاس کیهانی زمان اندکی است—جهان به حدی خنک شد که الکترون‌ها سرعت خود را کم کردند و توانستند به هسته‌های اتمی متصل شوند. این رویداد که به «بازترکیب» معروف است، دوره‌ای بود که هیدروژن و هلیوم به صورت اتم‌های پایدار در مقادیر عظیم تشکیل شدند. در این زمان، جهان تقریباً یک هزارم اندازه امروز خود بود و دمای حدود ۲۷۶۰ درجه سانتی‌گراد (۵۰۰۰ درجه فارنهایت) داشت.
پیش از دوره بازترکیب، انرژی بالای الکترون‌ها مانع پیوستن آن‌ها به هسته‌ها می‌شد. اما با انبساط و سرد شدن جهان، سطح انرژی کاهش یافت و زمینه برای پیدایش اتم‌های پایدار فراهم شد. هلیوم و ایزوتوپ سنگین‌تر هیدروژن به نام دوتریوم، حتی چند دقیقه پس از مه‌بانگ آغاز به شکل‌گیری کردند؛ زمانی که دمای جهان بیش از ۵۵۶ میلیون درجه سانتی‌گراد (۱ میلیارد درجه فارنهایت) بود. چنین شرایطی سبب شد پروتون‌ها و نوترون‌ها بتوانند با غلبه بر دافعه یکدیگر، هسته‌های اولیه اتمی را تشکیل دهند.
امروزه تقریباً ۹۰ درصد ماده معمولی جهان از اتم‌های هیدروژن و حدود ۸ درصد آن از هلیوم تشکیل شده است؛ این امر اهمیت فرایندهای آغازین کیهان را نشان می‌دهد.
ساخت عناصر سنگین‌تر: نقش ستارگان و ابرنواخترها
هرچند هیدروژن و هلیوم در دوران بازترکیب به وجود آمدند، اما اتم‌های سنگین‌تر مثل کربن، اکسیژن یا آهن—که برای شکل‌گیری سیارات و زندگی حیاتی‌اند—در آن دوره ساخته نشدند. ایجاد این عناصر نیازمند شرایط به مراتب افراطی‌تر بود که فقط در اعماق ستارگان پرجرم فراهم می‌شود.
در هسته‌های داغ و فشرده ستارگان—که حتی داغ‌تر از خورشید ما هستند—واکنش‌های همجوشی هسته‌ای باعث می‌شوند هسته‌های سبک‌تر به یکدیگر بپیوندند و عناصر سنگین‌تری شکل بگیرند. برای مثال، ستارگانی با جرمی چند برابر خورشید، دمای هسته‌ای بالای ۱ میلیارد درجه فارنهایت (۵۵۶ میلیون درجه سانتی‌گراد) دارند تا پروتون و نوترون‌ها بتوانند با غلبه بر نیروی دافعه الکتریکی، به کمک نیروی هسته‌ای قوی به هم بچسبند و عناصر جدید بسازند.
فرایند همجوشی ستاره‌ها تا عنصر آهن در جدول تناوبی پیش می‌رود. اما شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر از آهن—مانند طلا، پلاتین و اورانیوم—حتی به انرژی بیشتری احتیاج دارد و در ستاره‌های عادی امکان‌پذیر نیست، چون هسته‌های سنگین‌تر مستعد تجزیه‌اند.
ابرنواخترها: کوره‌های کیهانی عناصر سنگین
زمانی که ستارگان پرجرم سوخت هسته‌ای خود را تمام می‌کنند، دچار فروریزش‌های عظیمی به نام ابرنواختر می‌شوند. در این انفجارهای مهیب، هسته ستاره به سرعت فرو می‌ریزد و انرژی بسیار زیادی رها می‌شود. این محیط پرهرج و مرج، شرایطی ایده‌آل برای ایجاد عناصر بسیار سنگین فراهم می‌آورد؛ جایی که پروتون‌ها و نوترون‌ها به هم می‌پیوندند تا هسته‌های سنگین‌تر از آهن شکل بگیرد. سپس این عناصر تازه تولید شده به فضا پراکنده می‌شوند و در نهایت بخشی از نسل جدید ستارگان، سیارات و موجودات زنده را تشکیل می‌دهند.
فراتر از ابرنواخترها: همگرایی ستاره‌های نوترونی و کیمیاگری ستاره‌ای
اخترفیزیکدانان فرایندهای دیگری را نیز شناسایی کرده‌اند که به تولید عناصر بسیار سنگین منجر می‌شود. برای نمونه، هنگامی که دو ستاره نوترونی—بازمانده‌های چگال و فشرده ستاره‌های مرده—با یکدیگر برخورد می‌کنند، انرژی عظیمی آزاد می‌شود. این رخدادهای نادر همزمان با تولید امواج گرانشی، مقدار زیادی طلا و عناصر سنگین دیگر را در سراسر کیهان پراکنده می‌کنند.
دانشمندان با بهره‌گیری از تلسکوپ‌های پیشرفته، شتاب‌دهنده‌های ذره‌ای و مأموریت‌های فضایی، همچنان به بررسی این پدیده‌ها و بهبود درکمان از فرایند «هسته‌زایی کیهانی» ادامه می‌دهند.
معمای حل‌نشده: ماده تاریک و مرز دانش اتمی
با وجود پیشرفت‌های گسترده در فهم منشأ اتم‌ها و ماده معمولی، یک راز بزرگ همچنان باقی است. مشاهدات نشان می‌دهد که حدود ۸۵ درصد از کل ماده جهان، از نوع ناشناخته‌ای موسوم به ماده تاریک است که ساختاری غیراتمی دارد. ماده تاریک نه نور ساطع می‌کند، نه بازتاب می‌دهد و نه جذب می‌کند؛ بنابراین برای تلسکوپ‌های سنتی نامرئی است.
دانشمندان در سراسر جهان با بهره‌گیری از آزمایشگاه‌های زیرزمینی، مشاهده کهکشان‌های دوردست و پدیده‌های عدسی گرانشی، در جست‌وجوی نشانه‌هایی از ساختار ماده تاریک هستند. کشف راز ماده تاریک می‌تواند به درک عمیق‌تری از ساختمان بنیادین جهان بیانجامد.
جمع‌بندی
پیشینه آفرینش اتم‌ها—جوهر ملموس ماده—از شگفت‌انگیزترین روایت‌های کیهان‌شناسی است. از دوران پرحرارت پس از مه‌بانگ و پیدایش نخستین اتم‌های هیدروژن و هلیوم، تا کوره‌های ستاره‌ای و انفجارهای مهیب ابرنواختر که عناصر سنگین‌تر را می‌سازند؛ سفر اتم‌ها، همان سفر تمام اجسام مادی است. بررسی نحوه شکل‌گیری اتم‌ها، پلی برقرار می‌کند میان گستره پهناور کیهان و اسرار میکروسکوپی فیزیک کوانتومی و دریچه‌ای به پدیده‌هایی چون ماده تاریک می‌گشاید. با پیشرفت علم، داستان خاستگاه کیهانی ما همچنان گشوده می‌ماند و چشم‌اندازی تازه برای فهم ساختار بنیادین و تکامل جهان پیش رو قرار می‌دهد.
.avif)
نظرات