Erinevus lehekülje "Vesinik" redaktsioonide vahel

Juba varsti pärast [[Universum]]i tekkimist [[Suur Pauk|Suures Paugus]] oli tohutu palju [[prooton]]eid ja [[neutron]]eid. Kõrge temperatuuri tingimustes ühinesid need kergetestkergeteks [[aatomituum]]adeks (eriti [[deuteerium|D]] ja [[heelium-4|⁴He]]). Enamik prootoneid jäid siiski ühinemata ning neist said edaspidi [[prootium|¹H]]-tuumad.

Osa materjali väljus tähtedest tähetuulena[[tähetuul]]ena, [[supernoova]]de plahvatustena või muul moel ning nendest koos säilinud gaasiga tekkisid uued tähed, jne. Siiski on algsest vesinikust ja heeliumist tuumasünteesis ära "põlenud" vaid väike osa. Umbes kolm neljandikku keemilistest elementidest koosnevast ainest (või kaks kolmandikku Universumi massist<ref>Riedel, Janiak, lk 25, 378</ref>) moodustab endiselt vesinik gaasipilvede ja tähtede kujul. [[Peajada]] tähed koosnevad peamiselt [[plasmaolek]]us vesinikust.<ref>Holleman, Wiberg, Wiberg 1995, lk 249</ref><ref>[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/971113i.html David Palmer], Ask an Astrophysicist</ref>

Universumis on vesinik kaugelt levinuim element. [[Linnutee galaktika]]s on vesinikku kümme korda rohkem kui levikult järgmist elementi heeliumi. [[Päike]]se massist moodustab üle poole vesinik. See moodustab ka suurema osa [[Päikesesüsteem]]i massist ning 93% [[Päikesesüsteem]]i aatomitest on vesinikuaatomid. [[Aatomituum]]ade arvu järgi arvestatuna on vesinikku Päikeses 80%.<ref>Holleman, Wiberg, Wiberg 1995, lk 250</ref> Vesinik moodustab ka suurema osa [[Jupiter (planeet)|Jupiter]]i, [[Saturn]]i, [[Uraan (planeet)|Uraan]]i ja [[Neptuun]]i koostisest, mis Päikesesüsteemi vesinikusisaldust veelgi suurendab. Tohutute rõhkude juures Jupiteri ja Saturni sügavustes võib vesinik esineda [[metalliline vesinik|metallilise vesinikuna]]. Tõenäoliselt on metallilise vesiniku osatähtsus taevakehades suurem, kui seni arvatud. Oletatavasti on [[elektrijuhtivus|elektrit juhtiv]] metalliline vesinik ka planeetide magnetväljade põhjuseks. 93% [[Päikesesüsteem]]i aatomitest on vesinikuaatomid.

Väljaspool Päikesesüsteemi esineb vesinik ka hiiglaslikes gaasipilvedes. [[H-I-ala]]del esineb ioniseerimata [[molekulaarne vesinik]]. Need alad kiirgavad sagedusega umbes 1420&nbsp;[[megaherts|MHz]], mis vastab [[HI-joon|21 cm joon]]ele. See kiirgus tuleneb [[koguspinni üleminekutestüleminek]]utest. Selle kiirguse järgi leitakse ja uuritakse vesiniku esinemist Universumis.

[[Atomaarne vesinik|Atomaarse vesinikuga]] ioniseeritud gaasipilvi nimetatakse [[H-II-ala]]deks. Neil aladel kiirgavad suured tähed suurel hulgal [[ioniseeriv kiirgus|ioniseerivat kiirgust]]. See kiirgus võimaldab teha järeldusi [[tähtedevaheline aine|tähtedevahelise aine]] koostise kohta. Aatomite pideva [[ioniseerumine|ioniseerumise]] ja [[rekombineerumine|rekombineerumise]] tõttu kiirgavad nad vahel nähtavat valgust, mis on sageli nii tugev, et neid gaasipilvi võib näha suhteliselt väikese pikksilmaga[[pikksilm]]aga.