Evrenin başlangıcından bu yana, hidrojen çok açık arayla en baskın element olagelmiştir. Hidrojenin hemen ardındansa helyum gelir. Şaşırtıcı şekilde, evrendeki üçüncü en baskın elementi oksijendir ve onun arkasından da karbon gelir. Aşağıdaki grafik, atom numarası düşük elementlerin evrendeki yoğunluklarını göstermektedir. Bu grafikte dikey eksenin logaritmik ölçekte olduğuna dikkat edilmelidir. Bu, dikey düzlemde bir birim artışın evrendeki asıl yoğunluk değerinin on katı bir artışı temsil ettiği anlamına gelir.

Elementlerin kozmik baskınlıkları

Bu grafikte bazı eğilimler çok barizdir. Bunlardan bir tanesi, testere dişi gibi bir örüntüye neden olan, çift atom numarasına sahip elementlerin komşuları olan tek sayılı elementlere göre kayda değer şekilde daha baskın olduğu gerçeğidir. Bunun nedeni, yıldızlardaki birçok temel füzyon reaksiyonunun, helyum-4 atomlarının çekirdekleri (2 proton + 2 nötron) olan alfa parçacıkları (a) ile yüksek miktarda kinetik enerjinin (çok hızlı hareket ederler) birleşimi olmasıdır. İki alfa parçacığı, birlikte berilyum atomunun çekirdeğini (4Be8) oluşturabilir. Ancak, böyle bir kombinasyon çok kararsızdır ve neredeyse anında yine iki alfa parçacığına ayrılır. (Yarı ömrü 7 x 10-17 sn'dir.)

Üçlü alfa kombinasyonu ise oldukça kararlıdır. Bu da bize karbonun en baskın izotopu olan 6C12'yi verir. Benzer şekilde, dört alfanın birleşimi 8O16, beşi 10Ne20, altısı 12Mg24 ortaya çıkar ve bu böyle sürer. Tek sayılı elementler daha nadir füzyon reaksiyonları sonucunda ya da kararsız ve görece ağır izotopların bozunmasıyla oluşur. Elementlerin alfa parçıklarının başarıyla birleşimi sonucu oluşması fikri kısmen basit bir açıklamadır, çünkü kararlı proton ve nötron kombinasyonları, atom numarası daha büyük elementler için nötron sayısının protondan fazla olmasını gerektirir. Yine de testere dişine benzer grafiği oluşturan önemli bir unsurdur.

Göze çarpan bir başka eğilim de atom numarası büyük olan elementlerin evrendeki yoğunluğunun daha az olmasıdır. Bu iki eğilimi birlikte ele almak, grafiğin genel örüntüsünü ortaya koyar. Buna rağmen, bazı ilginç anomaliler mevcuttur: Mesela berilyumun neden şaşırtıcı derecede ender bulunduğu yukarıda ele alınmıştı, ancak demir (Fe) ve kurşun (Pb), grafikteki konumlarına göre beklenmedik düzeyde yüksek yoğunlukta görünüyor.

Oksijende görülen ekstra baskınlık, çok büyük kütleli yıldızların evriminde meydana gelen ve fazladan oksijen üreten bir süreçten kaynaklanır. Bu türden yıldızlar nihayetinde bir süpernova ile oksijenin (ve demir gibi diğer önemli elementlerin) çoğunu, sonraki yıldız jenerasyonlarının ve gezegen sistemlerinin oluşacağı çevrelerine saçarlar. Buna karşın, evrendeki karbonun büyük kısmı çok daha fazla sayıdaki görece düşük kütleli yıldızlardan oluşan beyaz cücelerde hapsolmuştur. Sonuç olarak oksijen, evrende karbondan daha baskın olmakla kalmayıp, gezegenlerin oluştuğu maddede de çok daha baskındır. Bununla birlikte gezegenlerin karbondan oluştuğu, oksijenden fazla karbon içeren bazı yıldız sistemleri de vardır.

Demir elementi ise evrende görece oldukça yoğundur çünkü fisyon ve füzyon arasındaki denge noktasıdır. Demire kadar olan elementlerin füzyonuyla net bir enerji açığa çıkar. Demirin ötesindeki elementler de füzyona girebilir, ancak bu füzyonla açığa çıkacak olandan daha fazla enerji gerektirir. Bu nedenledir ki çok büyük kütleli yıldızlar, demir cevherini ürettikleri füzyon aşamasına ulaştıklarında sıkışıp süpernova patlaması yaşarlar. Bunun sonucunda bir miktar nikel açığa çıkar.

Demirden sonraki elementlerde gerçekleşen füzyon, enerji kaybına yol açan bir süreç olsa da kimi zaman bir süpernova patlamasında o kadar çok enerji ve nötron ortaya çıkar ki uranyumdan sonraki elementler dahi oluşabilir. Kurşun ve bizmuttan sonra kararlı element olmadığından, bunlardan sonraki tüm elementlerin tüm izotopları bozunarak birçoğu kurşunun birer izotopu haline gelir. Bu da kurşun miktarında beklenmedik bir baskınlığa yol açar. Kurşundan sonra gelen elementlerin birkaç izotopu, tamamen kararsız yapıda olmalarına rağmen çok uzun yarı ömür sürelerine sahiptir. Bunların en önemlileri 92U238 (yarı ömrü 4,51 milyar yıl) ve 90Th232'dir (yarı ömrü 13,9 milyar yıl). Bu ve başka uzun ömürlü izotoplar, gezegenlerin iç katmanlarındaki ısının başlıca kaynaklarıdır.

Yazının başında verdiğimiz grafik, yalnızca elementlerin göreli yoğunluklarını betimlemektedir. Ancak, bileşikler oluşturmak üzere birleşen elementlerin göreli baskınlıkları, bileşiklerin göreli baskınlıklarını da ortaya koyabilir. Örnek olarak, kütlesinin yaklaşık 1/3'ünü kaplayan bir demir-nikel çekirdek ile kalan 2/3'üne karşılık gelen bir silikat manto ve kabuktan oluşan Dünya gezegenini ele alalım. Silikat; oksijen, silikon ve daha az miktarda diğer elementlerin bir kombinasyonu olan büyük bir mineraller grubudur. Hem manto hem de kabuk neredeyse tamamen silikat maddeden meydana gelir ancak manto Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 2/3'ünü oluştururken kabuk yalnızca kütlenin %0,5'i civarındadır. Peki bu dengesiz kütle dağılımının sebebi ne?

Manto ve kabuk silikattan (oksijen + silikon) meydana gelirken manto demir ve magnezyum silikatlarından oluşur. Kabuk ise neredeyse tamamen alüminyum silikatıdır. Element baskınlığı grafiğine hızlı bir bakış atarak alüminyumdan (tek sayılı bir element) çok daha fazla miktarda magnezyum ve demir (çift sayılı elementler) olduğu görülebilir. Öyleyse grafiğe bakarak şu soruyu cevaplayalım: H2 gibi iki atomlu bileşikleri göz ardı edersek, evrendeki en baskın bileşik hangisi olurdu? Hidrojen en baskın element olduğuna göre en baskın bileşik de bir hidrojen bileşiği olmalıdır. Helyum nadiren bileşik oluşturduğundan, en baskın bileşik hidrojen ile üçüncü en baskın element olan oksijenin bir kombinasyonu olmalıdır. Bu da bize H2O'yu, yani suyu verir.