पहले परमाणु: नाभिक से प्रकाश तक

1परिचय: पहले परमाणु की कहानी

बिग बैंग (पेज 1.1) के तुरंत बाद ब्रह्मांड में परमाणु नहीं थे; केवल बहुत गर्म ऊर्जा और मूल कणों का "सूप" था। बिग बैंग के लगभग 10⁻¹² सेकंड बाद कणों को हिग्स क्षेत्र से द्रव्यमान मिला (पेज 1.2)। उसके बाद परमाणु दो बड़े चरणों में बने:

1. पहले नाभिक (पहले 3 से 20 मिनट): प्रोटॉन और न्यूट्रॉन जुड़कर हाइड्रोजन, हीलियम और थोड़े लिथियम के नाभिक बने। इसे बिग बैंग नाभिकीय संश्लेषण (Big Bang Nucleosynthesis, BBN) कहते हैं।
2. पहले पूरे परमाणु (लगभग 3.8 लाख वर्ष): ब्रह्मांड इतना ठंडा हुआ कि नाभिकों ने इलेक्ट्रॉन पकड़ लिए। इसे पुनर्संयोजन (Recombination) कहते हैं। इसी समय प्रकाश पहली बार आज़ाद होकर सीधा चलने लगा; वही प्रकाश आज CMB के रूप में हर दिशा से आता है।

NCERT और आज के माप

भूगोल के लिए यह क्यों ज़रूरी

• पृथ्वी, समुद्र, वायुमंडल और हमारे शरीर का हाइड्रोजन इन्हीं पहले मिनटों में बना था। पानी (H₂O) का हर हाइड्रोजन परमाणु लगभग 1380 करोड़ वर्ष पुराना है।
• पृथ्वी की उत्पत्ति (NCERT कक्षा 11, अध्याय 2) का पहला भाग यही है; UPSC में यह GS-1 (भौतिक भूगोल) और GS-3 (विज्ञान) दोनों से जुड़ता है।

2परमाणु क्या है: मूल बातें

परमाणु किसी तत्व का सबसे छोटा कण है, जो उस तत्व के रासायनिक गुण रखता है। इसके दो भाग हैं:

• नाभिक (Nucleus): केंद्र में; प्रोटॉन (धनावेश) और न्यूट्रॉन (आवेश-रहित); परमाणु का लगभग सारा (99.9% से अधिक) द्रव्यमान यहीं।
• इलेक्ट्रॉन (Electron): नाभिक के चारों ओर, ऋणावेश; उदासीन परमाणु में इलेक्ट्रॉनों की संख्या = प्रोटॉनों की संख्या।

आकार और खालीपन

• परमाणु का व्यास लगभग 10⁻¹⁰ मीटर (0.1 नैनोमीटर), नाभिक का लगभग 10⁻¹⁴ से 10⁻¹⁵ मीटर।
• अगर परमाणु एक क्रिकेट स्टेडियम जितना हो, तो नाभिक बीच में रखा एक मटर का दाना; बाकी लगभग सब खाली जगह।
• हाइड्रोजन सबसे सरल परमाणु है: 1 प्रोटॉन और 1 इलेक्ट्रॉन; इसके नाभिक में न्यूट्रॉन नहीं होता (सामान्य हाइड्रोजन में)।

इलेक्ट्रॉन कहाँ रहते हैं

• बोर मॉडल (1913): इलेक्ट्रॉन केवल निश्चित ऊर्जा स्तरों (कोशों) K, L, M... में घूमते हैं; एक कोश से दूसरे में "छलाँग" लगाते समय निश्चित ऊर्जा का प्रकाश लेते या छोड़ते हैं।
• क्वांटम मॉडल (1926, श्रोडिंगर आदि): इलेक्ट्रॉन की ठीक जगह नहीं बताई जा सकती; केवल यह कि कहाँ मिलने की संभावना कितनी है। इसे "इलेक्ट्रॉन बादल" या कक्षक (Orbital) कहते हैं।
• 3D मॉडल के "बनावट" दृश्य में "इलेक्ट्रॉन बादल" बटन से दोनों रूप देखिए।

3परमाणु के विचार का इतिहास

4पहला सेकंड: कणों का सूप और न्यूट्रॉन-प्रोटॉन अनुपात

• पहले सेकंड से पहले तापमान 1000 करोड़ K (10¹⁰ K) से भी अधिक था। प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन, न्यूट्रिनो और फ़ोटॉन लगातार टकराते और एक-दूसरे में बदलते रहते थे (दुर्बल बल से: प्रोटॉन ↔ न्यूट्रॉन)।
• बहुत गर्मी में न्यूट्रॉन और प्रोटॉन लगभग बराबर थे। न्यूट्रॉन थोड़ा भारी है, इसलिए जैसे-जैसे ब्रह्मांड ठंडा हुआ, प्रोटॉन बनना आसान और न्यूट्रॉन बनना कठिन हुआ।
• लगभग 1 सेकंड पर ये बदलाव रुक गए ("न्यूट्रिनो अलग हो गए"); तब अनुपात लगभग 1 न्यूट्रॉन : 6 प्रोटॉन पर जम गया।
• अकेला न्यूट्रॉन टिकता नहीं; उसका औसत जीवन लगभग 15 मिनट (लगभग 880 सेकंड) है। नाभिक बनने तक (लगभग 3 मिनट) कुछ न्यूट्रॉन टूटकर प्रोटॉन बन गए और अनुपात लगभग 1 : 7 रह गया।

25% हीलियम का सीधा हिसाब

1. 16 कण लें: 2 न्यूट्रॉन और 14 प्रोटॉन (1 : 7)।
2. लगभग सारे न्यूट्रॉन हीलियम-4 में चले गए: 2 न्यूट्रॉन + 2 प्रोटॉन = 1 हीलियम-4 नाभिक (भार 4)।
3. बचे 12 प्रोटॉन अकेले रहे = 12 हाइड्रोजन नाभिक।
4. हीलियम का भार-हिस्सा = 4 ÷ 16 = 25%; हाइड्रोजन = 75%।

यह सरल हिसाब तारों और गैस-बादलों में नापी गई मात्रा से मेल खाता है; यह बिग बैंग का बहुत मज़बूत प्रमाण है।

5बिग बैंग नाभिकीय संश्लेषण: पहले 3 से 20 मिनट

पहला कदम: ड्यूटेरियम

प्रोटॉन + न्यूट्रॉन → ड्यूटेरियम (भारी हाइड्रोजन का नाभिक, D) + फ़ोटॉन (γ)। यही हर भारी नाभिक का पहला पत्थर है।

"ड्यूटेरियम की अड़चन" (Deuterium Bottleneck)

• ड्यूटेरियम का बंधन कमज़ोर है (लगभग 2.2 MeV)। जब तक ब्रह्मांड लगभग 100 करोड़ K (10⁹ K) से गर्म था, ऊर्जावान फ़ोटॉन बनते ही ड्यूटेरियम को तोड़ देते थे।
• फ़ोटॉनों की संख्या प्रोटॉन-न्यूट्रॉन से लगभग 160 करोड़ गुना अधिक थी, इसलिए "थोड़े" ऊर्जावान फ़ोटॉन भी बहुत थे। इसी कारण ड्यूटेरियम लगभग 3 मिनट बाद ही टिक सका।
• उसके बाद कुछ ही मिनटों में लगभग सारे बचे न्यूट्रॉन हीलियम-4 में चले गए।

मुख्य अभिक्रियाएँ (सरल रूप)

1. p + n → D + γ
2. D + p → ³He + γ; D + D → ³He + n या T (ट्रिटियम) + p
3. ³He + D → ⁴He + p; T + D → ⁴He + n
4. बहुत थोड़ा: ⁴He + T → ⁷Li; ⁴He + ³He → ⁷Be (जो बाद में ⁷Li बन जाता है)

भारी तत्व क्यों नहीं बने

• द्रव्यमान संख्या 5 और 8 वाला कोई स्थिर नाभिक नहीं है; हीलियम-4 के बाद सीढ़ी का अगला पायदान ही नहीं था।
• ब्रह्मांड तेज़ी से फैलकर ठंडा और विरल हो रहा था; लगभग 20 मिनट बाद टकराव इतने कम रह गए कि नाभिक बनना रुक गया।
• कार्बन, ऑक्सीजन, लोहा आदि करोड़ों वर्ष बाद तारों के भीतर बने (पेज 1.6 "तारे का जीवन")।

सिद्धांत के जनक

जॉर्ज गैमो और उनके छात्र राल्फ़ एल्फ़र ने 1948 में यह सिद्धांत दिया। गैमो ने मज़ाक में हांस बेथे का नाम भी जोड़ दिया ताकि लेखक "एल्फ़र, बेथे, गैमो" यानी α, β, γ लगें ("αβγ पेपर")।

6प्रारंभिक मात्राएँ: बिग बैंग की "रसीद"

यह इतना महत्त्वपूर्ण क्यों

• ड्यूटेरियम "बेरोमीटर" है: ब्रह्मांड में सामान्य पदार्थ (बेरियॉन) जितना अधिक होता, उतना ज़्यादा ड्यूटेरियम हीलियम में बदल जाता। आज की ड्यूटेरियम मात्रा बताती है कि सामान्य पदार्थ ब्रह्मांड का केवल लगभग 5% है। यही मान CMB से अलग तरीके से भी निकलता है; दो स्वतंत्र तरीकों का मेल बिग बैंग का बड़ा प्रमाण है।
• ड्यूटेरियम तारों में बनता नहीं, केवल नष्ट होता है; इसलिए आज जितना भी ड्यूटेरियम है (समुद्र के पानी में भी), लगभग सारा बिग बैंग से है।
• स्थिर अवस्था सिद्धांत (पेज 1.1) 25% हीलियम की व्याख्या नहीं कर सका।

खुला प्रश्न: "लिथियम समस्या"

सिद्धांत जितना लिथियम-7 बताता है, बहुत पुराने तारों में उसका केवल लगभग एक-तिहाई मिलता है। संभव कारण: तारों के भीतर लिथियम का नष्ट होना, नाभिकीय अभिक्रियाओं के मापों में त्रुटि, या कोई "नई भौतिकी"। प्रयोगशाला प्रयोग और नए गणना-पत्र (2025-26 तक) अभी इसे पूरी तरह हल नहीं कर पाए हैं।

7समस्थानिक, समभारिक और नाभिक की स्थिरता

• समस्थानिक (Isotopes): एक ही तत्व (Z वही) पर न्यूट्रॉन अलग, इसलिए A अलग। रासायनिक गुण लगभग वही, भौतिक गुण (द्रव्यमान, स्थिरता) अलग।
• समभारिक (Isobars): A वही, Z अलग; जैसे कैल्शियम-40 और आर्गन-40।

हाइड्रोजन के तीन समस्थानिक

हीलियम इतना स्थिर क्यों

हीलियम-4 का नाभिक (2 प्रोटॉन + 2 न्यूट्रॉन) बहुत कसकर बँधा है; यही अल्फ़ा कण है। इसी स्थिरता से बिग बैंग में न्यूट्रॉन लगभग पूरी तरह हीलियम-4 में "फँस" गए।

भूगोल से जोड़: पृथ्वी पर हीलियम कहाँ से

पृथ्वी के बनने के समय का हीलियम हल्का होने से अंतरिक्ष में उड़ गया। आज खदानों और प्राकृतिक गैस के कुओं से निकलने वाला हीलियम चट्टानों में यूरेनियम-थोरियम के रेडियोधर्मी अल्फ़ा क्षय से करोड़ों वर्षों में बना है। यह सीमित संसाधन है; MRI, अंतरिक्ष रॉकेट और अतिचालक चुंबकों (जैसे LHC) में इसकी ज़रूरत होती है।

8पुनर्संयोजन: पहले पूरे परमाणु और पारदर्शी ब्रह्मांड

3.8 लाख वर्ष तक: चमकता कोहरा

• नाभिक बन चुके थे, पर तापमान हज़ारों डिग्री था। कोई नाभिक इलेक्ट्रॉन पकड़ता, तो कोई ऊर्जावान फ़ोटॉन उसे तुरंत छुड़ा देता। इस आवेशित गैस को प्लाज़्मा कहते हैं (जैसे सूर्य की बाहरी परत)।
• मुक्त इलेक्ट्रॉन फ़ोटॉनों को लगातार बिखेरते थे (थॉमसन प्रकीर्णन), इसलिए प्रकाश किसी भी दिशा में दूर तक नहीं जा पाता था। ब्रह्मांड अपारदर्शी था, जैसे घना कोहरा या बादल के भीतर।

फिर क्या हुआ

• ब्रह्मांड फैलते हुए ठंडा होता गया। लगभग 3000 K पर (बिग बैंग के लगभग 3.8 लाख वर्ष बाद) फ़ोटॉनों में इतनी ऊर्जा नहीं रही कि वे हाइड्रोजन से इलेक्ट्रॉन छुड़ा सकें। नाभिकों ने इलेक्ट्रॉन पकड़ लिए और पहले उदासीन हाइड्रोजन और हीलियम परमाणु बने। (हीलियम ने हाइड्रोजन से पहले, अधिक तापमान पर इलेक्ट्रॉन पकड़े।)
• मुक्त इलेक्ट्रॉन लगभग ख़त्म हुए, इसलिए प्रकाश अब बिना रुके सीधा चलने लगा: ब्रह्मांड पारदर्शी हो गया। इसे विकिरण का अलग होना (Decoupling) कहते हैं।
• यह अंतिम बिखराव जहाँ से हुआ, उसे "अंतिम प्रकीर्णन की सतह" (Surface of Last Scattering) कहते हैं; हम CMB के रूप में वही "सतह" देखते हैं, जैसे बादल की सतह दिखती है पर उसके भीतर नहीं।

नाम में उलझन

"पुनर्संयोजन" (Re-combination) का अर्थ है "फिर से जुड़ना", जबकि इलेक्ट्रॉन और नाभिक पहली बार जुड़े थे। नाम ऐतिहासिक है, प्रयोगशाला की भाषा से आया।

3000 K ही क्यों, जबकि हाइड्रोजन को आयनित करने के लिए 13.6 eV (लगभग 1.6 लाख K के बराबर) चाहिए?

क्योंकि फ़ोटॉन प्रोटॉनों से लगभग 160 करोड़ गुना अधिक थे। औसत फ़ोटॉन कमज़ोर हो जाने के बाद भी, उनके बीच के थोड़े-से बहुत ऊर्जावान फ़ोटॉन इतने अधिक थे कि वे परमाणुओं को बार-बार तोड़ते रहे। तापमान 3000 K तक गिरने पर ही ऐसे फ़ोटॉन पर्याप्त कम हुए। किस तापमान पर कितने परमाणु आयनित रहते हैं, इसका सूत्र भारतीय वैज्ञानिक मेघनाद साहा (1920) का साहा समीकरण है।

9CMB: परमाणुओं के जन्म की तस्वीर

• पुनर्संयोजन के समय छूटा प्रकाश लगभग 3000 K का, लाल-नारंगी चमक जैसा था। तब से ब्रह्मांड लगभग 1100 गुना फैल चुका है (लाल विचलन z ≈ 1100), इसलिए उस प्रकाश की तरंगें 1100 गुना लंबी होकर सूक्ष्मतरंगों (Microwaves) में बदल गईं और तापमान घटकर 2.725 K (लगभग −270 °C) रह गया।
• सूत्र: विकिरण का तापमान = 2.725 × (1 + z) K। जैसे z = 1100 पर लगभग 3000 K।
• खोज: 1965 में पेंज़ियास और विल्सन (बेल लैब्स, अमेरिका) को अपने एंटीना में हर दिशा से आने वाला हल्का "शोर" मिला; यही CMB था (1978 का नोबेल)।
• बड़े मिशन: COBE (1989; 2006 नोबेल: माथर, स्मूट), WMAP (2001), प्लैंक (2009; यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी)। ज़मीन से ACT (चिली) और SPT (दक्षिणी ध्रुव)।
• CMB के लगभग एक लाख में एक भाग के तापमान-अंतर बताते हैं कि उस समय पदार्थ कहाँ थोड़ा अधिक घना था; वही आगे चलकर आकाशगंगाओं के बीज बने (पेज 1.4)।
• पुराने एनालॉग टीवी की "झिलमिल" (Static) का लगभग 1% हिस्सा CMB से आता था।

10अंधकार युग, पहले अणु और पहले तारे

अंधकार युग (Dark Ages)

पुनर्संयोजन के बाद लगभग 10 से 20 करोड़ वर्ष तक ब्रह्मांड में कोई तारा नहीं था; केवल ठंडी होती उदासीन हाइड्रोजन-हीलियम गैस और डार्क मैटर। CMB का प्रकाश धीरे-धीरे लाल होकर अदृश्य (अवरक्त) हो गया, इसलिए इसे "अंधकार युग" कहते हैं।

पहले अणु

• ब्रह्मांड का पहला अणु हीलियम हाइड्राइड आयन HeH⁺ माना जाता है (हीलियम परमाणु + प्रोटॉन)। अंतरिक्ष में इसे पहली बार 2019 में नासा-जर्मनी की उड़ती वेधशाला SOFIA ने NGC 7027 नामक ग्रहीय नीहारिका में पकड़ा।
• फिर हाइड्रोजन अणु (H₂) बने। H₂ गैस की ऊष्मा को विकिरण के रूप में बाहर फेंककर उसे ठंडा करता है; ठंडी गैस ही गुरुत्व से सिकुड़कर पहले तारे (लगभग 10-20 करोड़ वर्ष पर) बना सकी (पेज 1.4)।
• पहले तारे (वैज्ञानिक इन्हें "पॉपुलेशन III" कहते हैं) केवल हाइड्रोजन-हीलियम से बने, बहुत भारी और बहुत चमकीले थे; अभी तक कोई सीधे नहीं दिखा।

पुनः आयनीकरण (Reionization)

पहले तारों और आकाशगंगाओं के तीव्र पराबैंगनी प्रकाश ने आस-पास की हाइड्रोजन को फिर से आयनित कर दिया। यह काम लगभग 100 करोड़ वर्ष तक पूरा हुआ। आज आकाशगंगाओं के बीच की ज़्यादातर गैस आयनित है। जेम्स वेब दूरबीन इसी युग की आकाशगंगाएँ देख रही है।

21 सेंटीमीटर रेखा: अंधकार युग को "सुनना"

उदासीन हाइड्रोजन 21 सेमी तरंगदैर्घ्य की रेडियो तरंग देता है। इससे अंधकार युग और पहले तारों का समय नापने की कोशिश हो रही है। भारत के रमन अनुसंधान संस्थान (RRI), बेंगलुरु के SARAS 3 प्रयोग ने 2022 में बताया कि अमेरिकी EDGES प्रयोग का दावा किया गया संकेत उन्हें नहीं मिला। भारत का GMRT (पुणे के पास) भी इस खोज में लगा है, और भारत SKA रेडियो दूरबीन परियोजना का सदस्य है।

11प्रकाश और परमाणु: स्पेक्ट्रम

इलेक्ट्रॉन की छलाँग और प्रकाश का रंग

• हाइड्रोजन में n-वें स्तर की ऊर्जा = −13.6 ÷ n² eV। ऊँचे स्तर से नीचे आने पर इलेक्ट्रॉन ऊर्जा के अंतर जितना एक फ़ोटॉन छोड़ता है; ऊर्जा जितनी अधिक, तरंगदैर्घ्य उतनी छोटी (नीला-बैंगनी)।
• n = 2 पर उतरने वाली छलाँगें बामर श्रेणी हैं, जो दृश्य प्रकाश में हैं:

• n = 1 पर उतरना लाइमन श्रेणी (पराबैंगनी), n = 3 पर पाशन श्रेणी (अवरक्त)।

स्पेक्ट्रम के तीन प्रकार (किरचॉफ़ के नियम)

1. सतत: गर्म घना पदार्थ (बल्ब का तंतु, तारे का भीतरी भाग) सारे रंग देता है।
2. उत्सर्जन: गर्म विरल गैस केवल अपनी कुछ चमकीली रेखाएँ देती है (जैसे सोडियम लैंप का पीला, नीयन का लाल)।
3. अवशोषण: गर्म स्रोत के आगे ठंडी गैस हो, तो सतत स्पेक्ट्रम में उसी गैस की जगह पर काली रेखाएँ (सूर्य की फ्रॉनहोफ़र रेखाएँ)।

इससे क्या पता चलता है

• हर तत्व की रेखाएँ उसकी "उँगलियों के निशान" हैं; इन्हीं से तारों की बनावट, तापमान, गति (डॉप्लर, लाल विचलन) और प्रारंभिक ब्रह्मांड में हाइड्रोजन-हीलियम-ड्यूटेरियम की मात्रा नापी गई।
• हीलियम की खोज भारत से जुड़ी: 18 अगस्त 1868 के पूर्ण सूर्यग्रहण को फ़्रांसीसी खगोलविद जानसेन ने आंध्र प्रदेश के गुंटूर से देखा और सूर्य के स्पेक्ट्रम में एक नई पीली रेखा पाई; लॉकयर ने इसे नया तत्व बताया: हीलियम।

12हम यह सब कैसे जानते हैं: प्रमाण

13भूगोल से जोड़: पृथ्वी के तत्व कहाँ से आए

• पृथ्वी का गुरुत्व हल्की गैसों (हाइड्रोजन, हीलियम) को पकड़कर नहीं रख पाया; इसलिए ब्रह्मांड में सबसे अधिक हाइड्रोजन होते हुए भी पृथ्वी की पर्पटी में ऑक्सीजन (लगभग 46%) और सिलिकॉन (लगभग 28%) सबसे अधिक हैं।
• बृहस्पति और शनि जैसे विशाल ग्रह, जिनका गुरुत्व बहुत अधिक है, आज भी मुख्य रूप से हाइड्रोजन-हीलियम से बने हैं, लगभग प्रारंभिक ब्रह्मांड जैसी बनावट (पेज 1.9)।
• "हम तारों की धूल हैं": हमारे शरीर का हाइड्रोजन बिग बैंग से, और कार्बन, ऑक्सीजन, कैल्शियम, लोहा तारों से आए हैं।

14भारत का योगदान

• मेघनाद साहा (1893-1956): 1920 में साहा आयनन समीकरण दिया, जो बताता है कि किसी गैस में तापमान और दबाव के अनुसार कितने परमाणु आयनित होंगे। इससे तारों के स्पेक्ट्रम का वर्गीकरण (तापमान के अनुसार) समझ में आया; प्रारंभिक ब्रह्मांड के पुनर्संयोजन की गणना भी इसी सिद्धांत पर आधारित है। कोलकाता का साहा नाभिकीय भौतिकी संस्थान इनके नाम पर है; ये संसद सदस्य भी रहे और नदी घाटी योजनाओं (दामोदर घाटी) के पक्ष में भी लिखा।
• गुंटूर, 1868: हीलियम की खोज वाला सूर्यग्रहण भारत से देखा गया।
• सत्येंद्रनाथ बोस: प्रकाश के कणों (फ़ोटॉन) की गिनती का तरीका; CMB का "कृष्णिका" वक्र इन्हीं की सांख्यिकी से निकलता है (पेज 1.2)।
• सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर: तारों की संरचना और "चंद्रशेखर सीमा" (1983 का नोबेल), पेज 1.6।
• आज: RRI बेंगलुरु का SARAS प्रयोग, GMRT (पुणे के पास), IUCAA पुणे, SKA में भागीदारी; आदित्य-L1 (2023) के स्पेक्ट्रोग्राफ़ सूर्य की परतों में तत्वों और आयनों की रेखाएँ नापते हैं।

15महत्त्वपूर्ण शब्दावली (हिंदी-अंग्रेज़ी)

16आम ग़लतफ़हमियाँ और सही बात

2कक्षा 9 विज्ञान: परमाणु एवं अणु (मुख्य बातें)

डाल्टन का परमाणु सिद्धांत (1808)

1. सारे पदार्थ बहुत छोटे कणों, परमाणुओं, से बने हैं।
2. परमाणु अविभाज्य हैं; रासायनिक अभिक्रिया में न बनते हैं, न नष्ट होते हैं।
3. किसी तत्व के सारे परमाणु द्रव्यमान और गुणों में एक-से होते हैं।
4. अलग तत्वों के परमाणुओं के द्रव्यमान और गुण अलग होते हैं।
5. परमाणु छोटी पूर्ण संख्याओं के अनुपात में जुड़कर यौगिक बनाते हैं।
6. किसी यौगिक में परमाणुओं की सापेक्ष संख्या और प्रकार निश्चित होते हैं।

रासायनिक संयोजन के नियम

• द्रव्यमान संरक्षण का नियम (लावोज़िए): अभिक्रिया में द्रव्यमान न बनता है, न नष्ट होता है।
• स्थिर अनुपात का नियम (प्राउस्ट): किसी यौगिक में तत्व सदा एक ही भार-अनुपात में (जैसे पानी में हाइड्रोजन : ऑक्सीजन = 1 : 8)।

कुछ मूल शब्द

• परमाणु द्रव्यमान इकाई (u): कार्बन-12 के एक परमाणु के द्रव्यमान का 1/12 भाग।
• अणु: दो या अधिक परमाणुओं का समूह, जो स्वतंत्र रूप से रह सके (जैसे H₂, O₂, H₂O)।
• आयन: आवेशित कण; धनायन (Na⁺) और ऋणायन (Cl⁻)।
• संयोजकता: किसी तत्व के जुड़ने की क्षमता (H = 1, O = 2, N = 3, C = 4)।

3कक्षा 9 विज्ञान: परमाणु की संरचना (मुख्य बातें)

मॉडल

1. थॉमसन: धनावेश के गोले में इलेक्ट्रॉन धँसे (तरबूज़ के बीज जैसे)।
2. रदरफ़ोर्ड (स्वर्ण-पत्र प्रयोग): अधिकांश अल्फ़ा कण सीधे निकले → परमाणु में अधिकतर खाली जगह; कुछ मुड़े → धनावेश छोटी जगह में; बहुत कम वापस लौटे → छोटा, भारी नाभिक। कमी: घूमता इलेक्ट्रॉन ऊर्जा खोकर नाभिक में गिर जाना चाहिए था; परमाणु स्थिर न होता।
3. बोर: इलेक्ट्रॉन केवल निश्चित कक्षाओं (कोश K, L, M, N या n = 1, 2, 3, 4) में घूमते हैं और वहाँ ऊर्जा नहीं खोते।

इलेक्ट्रॉन वितरण (बोर-बरी नियम)

• किसी कोश में अधिकतम इलेक्ट्रॉन = 2n²: K में 2, L में 8, M में 18।
• सबसे बाहरी कोश में अधिकतम 8 इलेक्ट्रॉन।
• कोश क्रम से भरते हैं (पहले भीतरी)।
• उदाहरण: सोडियम (11) = 2, 8, 1; क्लोरीन (17) = 2, 8, 7।

संयोजकता

बाहरी कोश के इलेक्ट्रॉन (संयोजकता इलेक्ट्रॉन) से तय: बाहरी कोश में 1, 2, 3 या 4 इलेक्ट्रॉन हों तो संयोजकता वही; 5, 6, 7 हों तो 8 घटाव वह संख्या। हीलियम, नीयन जैसे तत्वों का बाहरी कोश पूरा, इसलिए संयोजकता शून्य (निष्क्रिय)।

परमाणु संख्या, द्रव्यमान संख्या, समस्थानिक, समभारिक

• परमाणु संख्या (Z) = प्रोटॉन; द्रव्यमान संख्या (A) = प्रोटॉन + न्यूट्रॉन।
• समस्थानिक: Z वही, A अलग (हाइड्रोजन के तीन: प्रोटियम, ड्यूटेरियम, ट्रिटियम; कार्बन-12, कार्बन-14)।
• समस्थानिकों के उपयोग: यूरेनियम का समस्थानिक नाभिकीय रिएक्टर में ईंधन; कोबाल्ट का समस्थानिक कैंसर के इलाज में; आयोडीन का समस्थानिक घेंघा (गॉयटर) के इलाज में।
• समभारिक: A वही, Z अलग (कैल्शियम-40 और आर्गन-40)।

4कक्षा 11 भूगोल, अध्याय 2: पहले परमाणु कब बने

NCERT (भौतिक भूगोल के मूल सिद्धांत, अध्याय 2 "पृथ्वी की उत्पत्ति एवं विकास") के अनुसार बिग बैंग की घटना के चरण:

1. आरंभ में ब्रह्मांड का सारा पदार्थ एक छोटे बिंदु (एकाकी परमाणु) में था, जिसका तापमान और घनत्व अनंत था।
2. लगभग 1370 करोड़ वर्ष पहले यह बिंदु बहुत तेज़ी से फैला (बिग बैंग)। फैलाव के कारण कुछ ऊर्जा पदार्थ में बदल गई। विस्फोट (बिग बैंग) की प्रक्रिया के बाद एक सेकंड के अल्पांश के अंदर ही बहुत तेज़ फैलाव हुआ।
3. बिग बैंग से 3 मिनट के अंदर ही पहले परमाणु (के नाभिक) का निर्माण हुआ।
4. बिग बैंग से 3 लाख वर्षों के दौरान तापमान 4500 K तक गिर गया और परमाणवीय पदार्थ का निर्माण हुआ। ब्रह्मांड पारदर्शी हो गया।

इस पेज से अतिरिक्त समझ

• 3 मिनट पर केवल नाभिक बने (हाइड्रोजन, हीलियम, थोड़ा लिथियम); इलेक्ट्रॉन अभी अलग थे।
• 3 लाख वर्ष (नए माप: लगभग 3.8 लाख वर्ष, लगभग 3000 K) पर नाभिकों ने इलेक्ट्रॉन पकड़े; तभी पूरे परमाणु बने और प्रकाश सीधा चलने लगा, यानी ब्रह्मांड पारदर्शी हुआ।
• उस समय का प्रकाश आज 2.7 K के सूक्ष्मतरंग विकिरण (CMB) के रूप में मिलता है।