هلیوم: تفاوت میان نسخه‌ها

[[هسته اتم]] [[هلیوم-۴]] معادل یک [[ذره آلفا]] است.<ref>{{cite web| title= Radioactivity in the Environment | date= 2012| page= 9 | doi= 10.1016/B978-0-08-045016-2.00001-1 | accessdate= 28 August 2020 | work= Sciencedirect.com| url= https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/B9780080450162000011}}</ref> ''آزمایش‌های انرژی بالای تفرق الکترونی''<ref group="lower-alpha">High-energy electron-scattering experiments</ref> نشان می‌دهد که بار هسته همانند چگالی ابر الکترون هرچه از مرکز اتم دور شویم کمتر می‌شود. این تقارن در توزیع بار نمایان‌گر یکی از اصول زیربنایی فیزیک است،است؛ اصلی که می‌گوید، دو نوترون و دو پروتون موجود در هسته اتم هلیوم همانند دو الکترونی که به دور هسته می‌چرخند، از قواعد یکسان کوانتومی پیروی می‌کنند (اگرچه نوع پتانسیل پیوندی هسته‌ای برای ذره‌های هسته‌ای متفاوت است)، به‌طوری که همه این فرمیون‌ها به‌شکل کامل اوربیتال‌های 1s را اشغال می‌کنند و هیچ‌کدام دارای ممان زاویه‌ای اوربیتالی نیستند، چراکه هریک اسپین ذاتی دیگری را خنثی می‌کنند. افزودن به هرکدام از این ذره‌ها، نیازمند ممان زاویه‌ای است و در نتیجه آنآن، انرژی کمتری آزاد می‌کند (در حقیقت، هیچ هسته‌ای با پنج ذره هسته‌ای پایدار نیست). این آرایش از لحاظ انرژی برای همه این ذره‌ها بسیار پایدار است و این پایداری عامل حقایق بسیار مهمی در مورد ذات و طبیعت هلیوم است.

پایداری غیرمعمولی هسته هلیوم-۴ از لحاظ کیهان‌شناسی دارای اهمیت است، چراکه این پایداری، این حقیقت را توضیح می‌دهد که در چند دقیقه اول پس از [[مهبانگ]]، سوپ اولیه کیهانی مملو از پروتون‌ها و نوترون‌ها با نسبت ۶ به ۱، تا دمایی سرد شد که امکان تشکیل پیوندهای هسته‌ای فراهم شد و تقریباً تمامی ترکیب‌های اتمی اولیه مصرف شدند تا هسته هلیوم-۴ تشکیل شود.<ref name="Nucleosynthesis">{{cite web| title= Big Bang Nucleosynthesis| author= | url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html | work= University of California, Los Angeles| date= 26 September 2012 | accessdate= 27 August 2020}}</ref> قدرت اتصال اجزای هلیوم-۴ و میزان پایداری کلی آن به قدری زیاد بود که موجب شد تقریباً تمامی نوترون‌های آزاد ظرف همان چند دقیقه ابتدایی و قبل از این‌که بتوانند دچار فروپاشی بتا شوند، مصرف شوند. علاوه‌بر این، مقدار کمی از نوترون‌های باقی مانده در تولید اتم‌های سنگین‌تر مانند [[لیتیم]]، [[بریلیم]] یا [[بور]] مصرف شدند. انرژی بستگی هسته هلیوم-۴ برای هر [[ذره هسته‌ای]] قوی‌تر از هرکدام از این عناصر سنگین‌تر تولید شده‌است (برای مقایسه به [[هسته‌زایی (فیزیک)|هسته‌زایی]] و [[انرژی بستگی]] رجوع کنید) که این پایداری موجب شد زمانی که اتم‌های هلیوم در دقایق اولیه تشکیل کیهان تشکیل شدند، انرژی کافی برای هم‌جوشی اتم‌های هلیوم و ساخته شدن اتم‌های سنگین‌تر مانند لیتیم، بریلیم و بور در دسترس قرار نداشته باشد. انجام هم‌جوشی هسته‌ای و تبدیل هلیوم به عنصری سنگین‌تر مانند کربن که در مقایسه با هلیوم دارای انرژی کمتری به‌ازای هر ذره هسته‌ای است، واکنشی نامطلوب و نیازمند انرژی زیاد است. با این‌حال، به‌علت عدم وجودفقدان [[عناصر واسطه]]، این فرایند نیازمند این است که سه هسته هلیوم تقریباً به‌طور همزمان با یکدیگر برخورد کنند ([[فرایند آلفا سه‌گانه]]). در دقایق اولیه تشکیل کیهان و قبل از این که دما و فشار کیهان بر اثر انبساط به‌حدی کاهش یابد که دیگر امکان تبدیل هلیوم به کربن وجود نداشته باشد، زمان زیادی برای شکل‌گیری مقدار زیادی کربن وجود نداشته‌است. این موضوع موجب شد که نسبت هیدروژن به هلیوم در اوایل شکل‌گیری کیهان عددی بسیار نزدیک باشد، همان عددی که امروزه نیز مشاهده می‌شود (مجموع جرم هیدروژن سه برابر مجموع جرم هلیوم-۴ موجود در کیهان است).{{مدرک|date=نوامبر ۲۰۲۰}}

تمام عناصر سنگین‌تر (از جمله آنهایی که برای تشکیل سیاره‌های سنگی مانند زمین و تشکیل حیات کربنی لازم هستند) پس از مهبانگ در ستارگان ساخته می‌شوند،می‌شوند؛ مکانی که میزان هلیوم، دما و فشار کافی وجود دارد. تمامی عناصر دیگر به‌جز هیدروژن و هلیوم، امروزه مجموعاً تنها ۲ درصد از کل [[جرم اتمی]] مواد موجود در کیهان را تشکیل می‌دهند هلیوم-۴ تشکیل دهنده ۲۳ درصد از جرم ماده معمولی (به‌جز هیدروژن) موجود در کیهان است.<ref name="njcjo">{{یادکرد وب | عنوان=Origin of the Elements | وبگاه=Berkeley Lab — Lawrence Berkeley National Laboratory | تاریخ=2000-08-09 | پیوند=https://www2.lbl.gov/abc/wallchart/chapters/10/0.html | کد زبان=en | تاریخ بازبینی=2020-08-28}}</ref>