Erken Evren Kimyası ve Nükleosentez: Evren'in Erken Dönemlerinde Elementler Nasıl Oluştu?

Büyük patlamadan sonra, yaklaşık ilk 3-20 dakikalık süreç içerisinde Büyük Patlama nükleosentezi adını verilen olay gerçekleşir. Nükleon ve sentez kelimelerinden oluşan nükleosentez kelimesi; "var olan proton ve nötronlardan atom çekirdeklerinin üretimi" anlamına gelir. Bu dönemde, kimyanın temelinde yer alan atomları oluşturacak temel bileşenler olan elektronlar bulunsa da, henüz nötr atomlardan bahsedilemez. İlk nötr atomların oluşumu, Büyük Patlama'dan yaklaşık 380000 yıl sonra olmuştur.

ChemistryGod

Nükleosentez, oluşum şekline göre birkaç şekilde gerçekleşebilir. Bunlardan ikisi; Büyük Patlama nükleosentezi ve yıldız nükleosentezidir. Nükleosentez reaksiyonları, Büyük Patlama'dan yaklaşık olarak 100 saniye sonra başlamıştır ve yaklaşık 20 dakika sonra sıcaklığın ve parçacık yoğunluğunun düşmesiyle birlikte bitmiştir.

Nükleosentez aracılığıyla üretilen ilk atom çekirdeği döteryum çekirdeğidir. Döteryum atomları, hidrojen atomlarının daha ağır kütleli izotopudur. Döteryum bir D harfi veya ²H olarak gösterilebilir. Hidrojen atomunun çekirdeği bir proton içerirken döteryum çekirdeği bir proton ve bir nötron içerir. Döteryum çekirdeği oluştuktan sonra, periyodik tablodaki ikinci element olan Helyum çekirdeklerinin oluşabileceği farklı yollar vardır.

²H + n $\to$ ³H + $\gamma$

³H + p $\to$ ⁴He + $\gamma$

veya

²H + p $\to$ ³He + $\gamma$

³He + n $\to$ ⁴He + $\gamma$

Burada $\gamma$, fotonları temsil etmektedir ve tepkime sonucu açığa çıkan enerjidir. Hidrojen çekirdeklerinin %25'i bu şekilde helyum çekirdeklerine dönüşmüştür. Tıpkı başında olduğu gibi bugün de evrenimiz hidrojen yoğunlukludur; evrendeki maddenin kütlesinin yüzde 74'ü hidrojen ve yüzde 24'ü helyumdan oluşmaktadır. Büyük patlama nükleosentezi sürecinde, en hafif elementler olan hidrojen ve helyum üretilmiştir. Çok az miktarda ⁷Li, ⁶Li ve ⁷Be üretilmiştir.

Bu dönemde evren, hâlâ yüksek enerjili fotonların kontrolündeydi. Yüksek enerjili iyonlar foto iyonlaşma adı verilen bir sürece yol açıyordu. Fotonların enerjilerini aktarmaları sonucu atomlar anında iyonlaşıyordu. Bu kadar yüksek enerjiye sahip fotonların sayısı zamanla azalmaya başladı ve büyük patlamadan yaklaşık 380000 yıl sonra ilk nötr atomların oluşabilmesi için gerekli şartlar sağlandı. Bu döneme rekombinasyon dönemi adı verilmektedir.

1. H⁺ + e^- $\to$ H + $\gamma$ : Bu tepkime elektronunun hidrojen çekirdeğine bağlanıp nötr atom oluşturmasını ve etrafa foton aracılığıyla enerji yaymasını temsil eder.
2. H + $\gamma$ $\to$ H⁺ + e^- : Bu tepkime nötr bir atoma foton aracılığıyla enerji verilmesini ve bu atomun iyonlaşmasını temsil eder.

Forbes

Değinilmesi gereken bir nokta ise bükümlü renkli parçacıkların fotonları temsil ettiğidir. Fotonların dalga boylarının büyüyüp renklerinin değişmesi, kızıla kayma adı verilen olayın basitleştirilmiş bir gösterimidir ve fotonların enerjisinin zamanla azaldığının bir göstergesidir.

Erken Evrendeki İlk Molekül

Erken evren neredeyse tamamen hidrojen ve helyumdan oluştuğu için, ilk oluşan molekülün bu elementlerden meydana geldiğini beklemek mantıklı bir tahmindir. Kimyagerler, 1925 yılında laboratuvarda helyum hidrit (HeH⁺) molekülünü sentezlediler. 1970 yılına kadar çok bir önemi olmasa da, bazı astronomların bu molekülün uzayda bulunabileceği hipotezi sonrasında araştırmalar hızlandı. Bu büyük gizem 2019 yılının Nisan ayında yayınlanan çalışma ile çözüldü.

SOFIA teleskobu aracılığıyla 3000 ışık yılı uzaklığındaki NGC 7027 adlı gezegenimsi bulutsuda HeH⁺ ilk kez gözlemlendi. HeH⁺ molekülünün etrafındaki gizem bilim insanlarının bu molekülü bulmayı beklemesine rağmen, hiç gözlemlenememesinden kaynaklıdır. Bunun sebebi ise molekülün karakteristik dalga boyu olan 149 mm'lik dalga boyunun dünyanın atmosferinden geçememesidir.

Wikipedia

Bu molekülün gözlemlenmesi için atmosferin dışından gözlem yapılması gerekiyordu ve SOFIA bu görevi başarıyla tamamladı. HeH⁺ molekülünün günlük hayatta bir kullanımı olmasa da erken evrende önemi çok büyüktür. HeH⁺ molekülünün evrendeki oluşan ilk molekül olduğu düşünülmektedir ve en temel molekül olan H₂ molekülünün ortaya çıkmasında rol oynamıştır. HeH⁺ molekülü şu ana kadar bulunan en kuvvetli asittir, bilinen her maddeye proton bağışlayabilecek kadar aktiftir.

Informationsdienst Wissenschaft

Ağır Elementlerin Oluşumu

Büyük Patlama nükleosentezi ile en hafif elementlerin oluşumu tamamlanmıştı. Daha ağır elementlerin üretimi için yıldızlar gerekliydi ve ilk yıldızlar oluşana kadar evrende kimyasal anlamda çok değişik şeyler yaşanmadı. Yıldızların oluşumu ile yeni elementlerin sentezlenmesi için ortam hazırlandı. Tıpkı bir bina inşaatının en temelden başlaması gibi nükleosentez işlemi de en temelden başlar.

Yıldızlar hidrojen yakma adı verilen süreç ile hidrojen atomlarını füzyon tepkimeleri aracılığıyla helyuma çevirmeye başlarlar. Hidrojen yakma döngüsü için iki yöntem vardır; proton-proton döngüsü ve CNO döngüsü. Güneş ve benzeri küçük yıldızlarda p-p döngüsü baskınken, daha büyük kütleli yıldızlarda CNO döngüsü baskındır. P-p döngüsü 4 adımda incelenir; fakat bu yazıda sadece genel sonucuna bakacağız. P-p döngüsünün net tepkimesi şöyle yazılır:

4¹H $\to$ ⁴ He+ 2e⁺ + ${\upsilon }_e$

Burada e⁺ pozitronları ve ${\upsilon }_e$ elektron nötrinolarını temsil etmektedir. P-p döngüsü kütlesi düşük yıldızların enerjisinin yaklaşık %90'ını oluşturur.

CNO döngüsü çok adımlı katalitik bir tepkimedir. Bu tepkime karbon, azot ve oksijen izotoplarının katalizörlüğünde gerçekleşir ve ismini buradan alır. CNO döngüsü gerçekleştiği sıcaklıklara göre ikiye ayrılır; sıcak CNO döngüsü ve soğuk CNO döngüsü, ikisi de birkaç adımdan oluşur. Sıcak CNO döngüsündeki yüksek sıcaklık ve yüksek basınç, soğuk CNO tepkimesi tarafından üretilemeyen çekirdeklerin de üretilmesini sağlar. CNO tepkimesinin genel sonucu şöyledir:

4¹H + 2e^- $\to$ ⁴He + 2e^- + 2e⁺ + 2${\upsilon }_e$ +$\gamma$

Tepkime sonucu oluşan elektron ve pozitronlar birbirini yok ederek enerji açığa çıkmasını sağlar ve toplam üretilen enerjiye katkıda bulunur.

Wikipedia

P-p ve CNO döngüsü arasındaki en temel iki fark, başlaması için gereken sıcaklık değeri ve ürettikleri enerjidir. P-p döngüsü yaklaşık $4\times 10^6$ K değerlerinde başlarken CNO döngüsü için bu değer yaklaşık $15\times 10^6$ K değerindedir. CNO döngüsünün başlaması p-p döngüsüne kıyasla daha fazla enerji gerektirmesine rağmen daha etkili sonuç verir. CNO döngüsünün enerji üretimi sıcaklığın 20. kuvveti ile orantılıyken $(E\propto T^{20})$, p-p döngüsünün enerji üretimi sıcaklığın 4. kuvvet ile orantılıdır $(E\propto T^4)$.

Eğer bir yıldız CNO döngüsünü başlatacak şartlara sahipse, CNO döngüsü ağır basar. Güneşten yaklaşık 1.3 kat ve daha büyük kütleli yıldızların hepsinin hidrojen yakma dönemindeki ana kaynağı CNO döngüsüdür. Güneşimiz ve daha küçük yıldızlarda CNO döngüsü efektif bir şekilde yürütülemez, bundan dolayı p-p döngüsü hidrojen yakma dönemindeki ana enerji kaynaklarıdır.

Yıldızlar, hidrojen kaynaklarını tükettikten sonra helyum yakma adı verilen döneme girerler. Tıpkı hidrojende olduğu gibi, helyumun nükleer tepkimeleri ile enerji üretimi devam eder. Alfa ve üçlü alfa tepkimeleri adı verilen süreçler ile daha ağır elementlerin üretimi gerçekleşir. ⁴He çekirdeğine alfa parçacığı adı verilir ve bu tepkimelerin ismi buradan gelmektedir. Üçlü alfa tepkimesi, üç tane alfa parçacığının birleşerek ünlü karbon-12 izotopunu oluşturmasıdır. Bu tepkime iki adımlı bir tepkimedir.

⁴He + ⁴He $\to$ ⁸Be

⁸Be + ⁴He $\to$ ¹²C + $\gamma$

Bu tepkime çok kısa bir zaman aralığında gerçekleşmek zorundadır. İlk tepkimenin sonucunda oluşan ⁸Be çekirdeği çok kararsızdır. Yarı ömrü $8\times 10^{-17}$ saniye olan ⁸Be, bu kısa sürede ⁴He atomu ile birleşmezse, tekrardan iki tane ⁴He çekirdeğine bozunur. Eğer üçüncü alfa parçacığının gelmesiyle birlikte tepkime tamamlanırsa, ¹²C çekirdeği üretilir. ¹²C, alfa tepkimelerinin başlama noktasıdır.

Wikipedia

Üçlü alfa tepkimesi sonucu üretilen ¹²C çekirdeklerinin alfa parçacıkları ile birleşmesi ile gitgide daha ağır kütleli element çekirdekleri üretilmeye başlar. Bu konu hakkındaki en büyük yanılgılardan birisi de füzyon tepkimelerinin ⁵⁶Fe ile bittiğidir. Bunun için sunulan argüman, ⁵⁶Fe'nin en yüksek bağlanma enerjisine sahip olan çekirdek olduğu ve en sıkı bağlanmış çekirdek olduğudur. Halbuki bu genel bir yanılgıdır; en yüksek bağlanma enerjisine sahip çekirdek ⁶²Ni çekirdeğidir.

Peki alfa tepkimeleri sürecinde neden bu nikel çekirdeğini ve daha ağır elementleri görmüyoruz? Bunun sebebi, Coulomb bariyeridir. Coulomb bariyeri, iki çekirdeğin elektrik yüklerinden dolayı birbirine uyguladığı itme kuvvetidir ve atom numarası arttıkça bu itme kuvvetinin değeri artmaktadır. Daha ağır elementlerin Coulomb bariyerini aşmak için daha yüksek sıcaklıklar gerekir; fakat bu sıcaklıktaki yüksek enerjili fotonlar sonucu çekirdekler, daha küçük kütleli çekirdeklere bozunur. Çoğu popüler bilim kaynağında "son çekirdek" olarak gösterilen ⁵⁶Fe aslında ⁵⁶Ni çekirdeğinin bozunması sonucu ortaya çıkar.

Yukarıdaki görseldeki önemli bir detay ise üretilen her elementin atom numarasının çift numaralı olduğudur. Buna Oddo-Harkins kuralı adı verilir. Oddo-Harkins kuralına göre çift numaralı atom numarasına sahip elementler daha stabildir ve daha sık görülür.

Astronoo

Bu grafiği tepeler ve çukurlar olarak basitçe inceleyebiliriz. Tepeler her zaman çift numaralı elementleri temsil ederken, çukurlar her zaman tek numaralı elementleri temsil eder. Elementler, tek çift tek çift döngüsünde gittiği için, grafikteki bu, zikzak yapısı oluşur. Lityum, berilyum ve bor elementleri bu kural için bir istisnadır. Bu elementlerin miktarı beklenenin çok altındadır. Bunun sebebi, bu elementlerin yıldızlarda doğrudan sentezlenmemesidir.

Alfa tepkimeleri, proton-proton zinciri gibi belirli ve düzenli yollarla bu elementler üretilmez. Bu elementler kozmik ışınlar sayesinde üretilir ve üretilen bu çekirdekler de yıldızların içindeki süreçlerde parçalanır. Bundan dolayı evrendeki miktarları diğer elementlere göre çok daha azdır. Tek atom numarasına sahip elementler ise proton yakalama adı verilen birtakım süreçler sonucu oluşur. Bu süreçler çift numaralı elementlerin üretimine göre daha düzensiz ve verimsiz olduğu için, tek numaralı elementler miktar olarak çift numaralı elementlere göre daha azdır.

⁵⁶Fe çekirdeğine kadar olan elementlerin üretimini inceledik ve daha ağır elementlerin yıldızlarda üretilemeyeceğini söyledik. Peki periyodik tablodaki daha ağır elementler nasıl oluştu? Daha ağır elementler hızlı proton yakalama adı verilen rp süreci (İng: "rapid proton capture"), hızlı nötron yakalama adı verilen r süreci (İng: "rapid neutron capture") ve yavaş nötron yakalama adı verilen s süreci (İng: "slow neutron capture") ile üretilir. r ve rp süreci çok fazla enerji gerektirir, bu enerji de süpernova patlamaları ile ortaya çıkar. Süpernova patlamaları hem yıldızlar tarafından üretilen elementleri uzaya saçar, hem de yeni elementlerin üretimine katkı sağlar.

Wikipedia

Bilim insanları, süpernova patlamaları harici yüksek kütleli elementleri üretecek birkaç alternatif kaynak daha düşünüyordu. 2017 yılında, iki nötron yıldızının çarpışması sonucu r süreci ile ağır elementlerin üretildiği görüldü. Atom numarası arttıkça, kütle numarası bundan çok daha hızlı artmaktadır. Çekirdeğin kararlılığını sağlayabilmek için ağır kütleli elementlerin çekirdekleri çok daha fazla nötron bulundurur. Nötron yıldızı çarpışmaları ise r süreci için en uygun kaynaktır, 209Bi ve daha ağır olan tüm doğal elementler bu şekilde üretilir.

Uzaydaki Kimyasal Süreçler ve Tepkimeler

Elementlerin üretimi ve evrene dağılması ile birlikte yeni moleküllerin oluşum yolu açılmıştır. Uzaydaki kimyasal süreçleri incelemek için uzaydaki koşulların dünyadaki laboratuvar koşullarından çok daha ekstrem olduğunu kabullenerek başlamalıyız. Genel olarak galaksiler arası boşluklar herhangi bir kimyasal tepkimenin gerçekleşmesi için çok boştur. 1m³ hacim başına yaklaşık bir tane hidrojen atomu düşer. Yıldızlararası ortamı kendi arasında üç farklı bölüme ayırabiliriz.

1. Dağınık yıldızlararası ortam: Bu bölge neredeyse boş uzay sayılır, parçacık yoğunluğu cm³ başına 1-100 parçacık arasıdır. Bu bölgeler çoğunlukla atomik hidrojen veya moleküler hidrojen içerir.
2. Moleküler bulutlar: Bu dev bulutlar onlarca ışık yılı büyüklüğünde olabilir ve yıldızlararası ortamın kütlesinin çoğunluğunu oluşturur. Bu bölgeler yeni yıldızların oluşumu için en uygun bölgelerdir. Ortalama olarak parçacık yoğunluğu yaklaşık olarak cm³ başına 100-1000 arasıdır fakat yoğun bölgelerde bu sayı 10⁶ değerlerine kadar çıkabilir. Bu dev bulutlar adından da anlaşılabileceği üzere kimyasal tepkimelere ev sahipliği yapmaktadır ve bu bulutlarda 160'tan fazla molekül gözlemlenmiştir.
3. Yıldız çevresi ortamı: Bu ortam yıldızların çevresindeki bölgeleri kapsar. Yıldızlararası ortamlar uzaydaki kimyanın en karmaşık ve aktif olduğu bölgelerdir. Bu bölgelerdeki yıldızın yaşına ve kütlesine göre değişen fotonların enerjileri kimyasal tepkimeleri çeşitlendirir.

Bu sayıları dünyadaki bir ortam ile kıyaslayarak aradaki farkı görelim. Dünyada standart koşullarda (1 atm basınç ve 0^$\circ$ C sıcaklık) 1 cm³ hacim başına yaklaşık olarak $3\times 10^{19}$ parçacık düşer. Benzeri bir kıyaslamayı sıcaklık değerleri açısından yaparsak kimya için oda sıcaklığı değeri 25^$\circ$ C değerindeyken moleküler bulutların ortalama sıcaklığı -263^$\circ$ C (10 K) değerindedir. Dünya ve uzaydaki kimyayı karşılaştırdığımızda, koşullar arasındaki bu büyük farklılıklar tepkime mekanizmalarında ve kimyasal kinetikte çok büyük farklılıklara yol açmaktadır.

Bu yazımızda tepkimelerin gerçekleşebilmesi için parçacıkların belirli düzeyde enerjisi olması gerektiğinden bahsetmiştik. Moleküler bulutların sıcaklık değeri ortalama olarak 10K olduğu için bu sıcaklıktaki parçacıklar aktivasyon enerjisini aşamaz. Bu sıcaklıkta yürüyen tepkimeler enerji bariyeri olmayan tepkimelerdir; radikal-radikal tepkimeleri ve iyon-molekül tepkimeleri. Moleküler bulutların en yoğun bölgelerindeki parçacık yoğunluğunun yaklaşık olarak 10⁶ cm^-3 olduğunu söylemiştik, yapılan hesaplara göre bu yoğunluktaki bir bölgedeki çarpışma yoğunluğu yaklaşık olarak $5\times 10^{-4}$ s^-1 olarak belirlenmiştir. Bu, yaklaşık olarak yarım saatte bir çarpışmaya denk gelir. Yoğunluğun çok daha düşük olduğu bölgelerde bu çarpışmaların gerçekleşmesi haftalar sürebilir.

Şu ana kadar açıkladığımız her şey kimyasal tepkimelerin bu şartlarda gerçekleşmesinin ne kadar zor olduğunu gösterirken, bu kadar molekülün nasıl oluştuğunu merak edebilirsiniz. Bunun cevabı astronomik birimlerde gizli: Moleküler bulutların onlarca ışık yılı uzunluğunda olabildiğini söylemiştik. Bu mesafe, insan aklının kavrayamayacağı ölçüde büyüktür ve az önce verdiğimiz çarpışma oran istatistikleri, bu kadar büyük ölçekte anlamını kaybetmektedir; yani çarpışmaların gerçekleşebileceği çok büyük bir hacim vardır. Benzeri şekilde astronomik ölçüde saatler, haftalar ve aylar bir hiçtir. Bütün ters koşullara rağmen, bu kadar fazla çarpışma imkanı sayesinde kimyasal tepkimeler devam eder.

Tepkimelerin dünyaya kıyasla bu kadar yavaş gerçekleşmesinin bir sonucu olarak, dünyada stabil bir şekilde var olamayan molekülleri gözlemleyebiliriz. Örnek olarak helyum hidrit molekülünden bahsedelim: Helyum hidritin şu ana kadar gözlemlenen en kuvvetli asit olduğunu söylemiştik. Bu molekülü dünya şartlarında doğal olarak gözlemleyemeyiz, çünkü denk geldiği her türlü maddeye protonunu verir. Fakat moleküler bulutlarda bu molekülün başka bir atom veya moleküle denk gelme ihtimali çok daha düşük olduğu için, bu molekülü oralarda gözlemleyebiliriz. Bu, bize farklı koşullardaki kimyayı incelememizi ve dünyada test edemeyeceğimiz hipotezleri test etme olanağı sağlar.

İyonlaşma Süreçleri

Yıldızların çevresindeki ortamlarda bu süreç çok yaygındır ve iyonlaşmanın ana kaynağıdır. Devasa moleküler bulutlarda ise yıldız gibi bir enerji kaynağı yoktur ve bu tepkimeler için farklı bir yol bulmamız gerekir. Görülebilir ışık ve morötesi ışınlar moleküler bulutların içine girmekte çok başarılı değildir ve bu ışınlar aracılığıyla foto iyonlaşma olasılığını elememiz gerekir.

Yapılan gözlemler sonucu, bu bulutların siyah gözükmesi de bu tezimizi doğrular: Bulutların arkasındaki yıldızlardan gelecek ışınlar, bulutların içerisinden geçip de bize ulaşamaz. Bu bulutları kızılötesi dalga boylarındaki ışınları daha rahat gözlemleyebiliriz, kızılötesi ışınlar bir sıkıntı yaşamadan bu bulutları penetre edebilir. Fakat bu durumda ortaya çıkan problem, kızılötesi ışınların atomları iyonlaştırmaya enerjisinin yetmemesidir; yani bu seçeneği de elemeliyiz.

İyonlaşma sürecini açıklamak için elimizdeki en kuvvetli aday kozmik ışınlardır. Kozmik ışınlar çok yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ışınların bulutlardaki parçacıklar ile çarpışması sonucu birkaç farklı süreç gerçekleşebilir. Aşağıdaki örneklerde AB bir molekülü ve KI bir kozmik ışını temsil etmektedir. Bu tepkimelerde enerjinin korunumu yasası gereği kullanılmayan enerji kozmik ışın olarak yoluna devam eder.

1. İyonlaşma: AB + KI $\to$ AB⁺ + e^- + KI
2. Ayrışma: AB + KI $\to$ A + B + KI
3. Ayrışma ve iyonlaşma: AB + KI $\to$ A + B⁺ + e^- + KI
4. Uyarılma: AB + KI $\to$ AB* + KI

Pinterest

Yıldızlararası ortamda gerçekleşen kimyasal tepkimeleri üç ana grup altında inceleyebiliriz; bağ oluşumu, bağ kırılması ve yeniden düzenleme. Bu tepkimeler çoğunlukla bimolekülerdir, iki parçacığın çarpışmasını içerir.

Bağ Oluşum Tepkimeleri

1. Işınımlı birleşme: A + B $\to$ AB + $h\upsilon$, iki parçacık birleşerek daha büyük bir yapıyı oluşturur ve foton aracılığıyla enerji yayar.
2. Ayrışmalı birleşme: A^- + B $\to$ AB + e^-, negatif bir iyon ve bir nötr parçacığın birleşmesi sonucu oluşan tepkimelerdir.
3. Uzay tozu katalizörlüğü: A + B + UT $\to$ AB + UT, bu tepkimede UT uzay tozu taneciklerini gösterir. Uzay tozları yıldızlararası ortamdaki kütlenin yaklaşık %1'ini oluşturur. Bu tozlar yıldızların dış katmanlarından rüzgarlar aracılığıyla etrafa yayılır. Bu toz tanecikler birkaç katmandan oluşabilir ve çeşitli molekülleri içerebilir. Uzay tozu taneciklerinin katalizörlüğünde yürüyen tepkimelerin mekanizmaları hâlâ tam olarak anlaşılamamıştır. Bu toz tanecikleri içerdiği karbon içerikli moleküller sayesinde organik bileşiklerin de sentezlenebilmesine izin verir.

PhysicsOverflow

Bağ Kırma Tepkimeleri

1. Foto ayrışma: AB +$h\upsilon$ $\to$ A + B, fotonların taşıdığı enerjinin kimyasal bağları kırabilecek düzeyde olması sonucu moleküllerin ayrışmasıdır.
2. Çarpışma ayrışması: AB + M $\to$ A + B + M, burada M herhangi başka bir parçacığı temsil eder. Kimyasal bağların kırılması için gereken enerji bu çarpışma sonucu sağlanır. Hem foto ayrışma hem de çarpışma ayrışması dünyada da sık görülen tepkimelerdir.
3. Rekombinasyon ayrışması: AB⁺ + e^- $\to$ A + B, iyonik formda bulunan bir molekülün elektron alması sonucu kararlılığının bozulup ayrışmasıdır. Buna örnek olarak H₃O⁺ + e^- $\to$ OH + H₂ tepkimesi verilebilir. Bu tepkimenin astrokimya için önemi çok büyüktür. Bu tepkimenin dünya şartlarında gerçekleşmesi çok daha nadirken uzaydaki en temel kimyasal süreçlerden birisidir.

Yeniden Düzenlenme Tepkimeleri

1. Yük transferi: A⁺ + B $\to$ A + B⁺, tepkime iyonlar ve nötr parçacıklar arası yük değişimini temsil eder. Bu yük transferleri 10 angstrom gibi atomik düzey için çok büyük görülen mesafelerde bile gerçekleşebilir.
2. İyon - molekül tepkimesi: A⁺ + BC $\to$ AB⁺ + C, bu tepkimeler daha önce de dediğimiz gibi enerji bariyeri olmadan yürür. Yıldızlararası ortamda gerçekleşen çoğu tepkime bu türdedir. Hem anorganik hem de organik bileşiklerin oluşumunda rol oynar.
3. Nötr tepkimeler: A + BC $\to$ AB + C, bu tarz tepkimeler yıldızlararası ortamda nadir görülür. Nötr tepkimelerde enerji bariyeri olduğundan ve çoğu ortamın bu şartları sağlamadığını söylemiştik. Bu tarz tepkimeler anlık olarak gerçekleşeyen yüksek sıcaklık şoklarında önemli yer tutar. Buna örnek olarak bir gaz bulutunun içerisinden geçen bir süpernova patlamasının şok dalgası örnek verilebilir. Gazlar bu durumda sıkışır ve yaklaşık 1000K sıcaklığına çıkarak gerekli enerji bariyerini aşabilir.

Sonuç

Astrokimyanın diğer kimya alanlarından farkı, deneyden çok, gözleme dayanmasıdır. Astrokimyanın bu kadar gözleme dayalı olması onu teknolojiye çok bağımlı yapar. Elimizdeki en büyük kısıtlayıcı etken gözlem gücüdür. Son yıllarda teknolojinin hızla gelişmesi ile birlikte astrokimya da hızla gelişmektedir. Dünya'daki gözlemevleri ve uzaydaki teleskoplardan gelen spektroskopik veriler aracılığıyla çalışmalar devam eder.

Bu spektroskopik veriler çeşitli düzeltmelerden geçerek işlenir ve bu bilgilere göre hipotezler üretilir. Eğer yapılabiliyorsa bu hipotezler aktif deneyler ile test edilir, deney yapılamıyorsa bu hipotezi gözlemler ile doğrulamayı deneriz. Astrokimya için kuvvetli teknoloji gerektiği için görece daha yeni bir alandır ve hızla gelişmektedir.