Yıldızlar nasıl yanar ?

Yıldız evrimini anlamadan önce çalışmamız gereken sadece bir konu daha var ve bu yıldızlarda nükleer reaksiyonlar. Yıldız Astrofiziği birçok nükleer fizik, termodinamik, parçacık fiziği, elektrodinamik, istatistiksel mekanik ve yerçekimi fiziğini içerir. Astrofizikte en aktif araştırma dallarından biridir.

Yıldızlarda Nükleer Reaksiyonlar – Yıldızlar Nasıl Yanar

Yıldızlardaki nükleer reaksiyonları incelemeye başlamadan önce, Evrenin temel temel yapısını anlayalım. Evren iki ana elementten oluşur: hidrojen ve helyum . Büyük toz ve gaz bulutları kendi yerçekimleri altında çöktüğünde yıldızlar oluşur. Bu bulutlar ayrıca hidrojen ve helyumdan oluşur.

Astrofizikte, kimyadaki sözleşmelerin aksine, hidrojen ve helyum dışındaki her element metal olarak adlandırılır. Astrofizikte karbon, azot, oksijen gibi metal olmayanların hepsi metal olarak adlandırılır. Bu sadece ilk iki elementin göreceli bolluğu nedeniyle bir sözleşmedir. Şimdi, yıldızlar hayatlarına hidrojen füzyonu ile başlıyorlar. Bu yazıda, yıldızların evrimi hakkında çok fazla önem vermeden reaksiyonları inceleyeceğiz. Bir sonraki makale, bunun ayrıntılı bir açıklamasını verecektir.

Hidrojen Füzyonu – Yıldızlar Nasıl Yanar

Hidrojen füzyonu, yıldızlardaki temel nükleer tepkidir. Hertzsprung Russell Diagram’ın makalesinde , çekirdeğinde hidrojeni kaynaştıran herhangi bir yıldızın ana dizi yıldızı olarak bilindiğini öğrendik. Güneşimiz ana dizi yıldızıdır. Hidrojeni helyuma kaynaştıran en belirgin iki reaksiyon şunlardır: PP Zinciri ve CNO Döngüsü.

PP Zinciri – Yıldızlar Nasıl Yanar

PP Zinciri, Proton-Proton zincirinin kısaltmasıdır. Bu reaksiyonda 4 hidrojen çekirdeği, aşağıda gösterildiği gibi 1 helyum çekirdeği oluşturmak üzere birleşir.

İki proton bir araya gelir ve döteryum çekirdeği oluşturur (bir proton ve bir nötron). Bu iki aşamalı bir süreçtir. İlk iki proton bir diproton oluşturmak için birleşir . Sonra iki protondan biri bir pozitron ve bir nötrino (beta artı çürüme) salarak bir nötrona dönüşür. Şimdi, bu döteryumda, başka bir proton saldırır ve yukarıda gösterildiği gibi helyum-3 oluşturur. Bu helyum-3, ona paralel olarak üretilen başka bir helyum-3 ile birleşir ve bir helyum-4 oluşturur, böylece gösterildiği gibi 2 hidrojen atomu salar. Toplam kütle sayısının (nükleon sayısı) daima korunduğuna dikkat edin.

Bu nükleer reaksiyon, Dünya’daki her yaşam biçiminin varlığının arkasındaki nedendir. Güneş enerjisini bu şekilde üretir. Tek bir reaksiyon 26.4 MeV enerji üretir . Bir saniyede Güneş, insanlığın ürettiği enerjiden daha fazla enerji üretir. PP zinciri yaklaşık 15 milyon K’da başlar . Böylece, çöken gaz bulutunun sıcaklığı bu işarete ulaştığında, yıldızlar oluşur. Bu reaksiyon yavaş. Güneş benzeri bir yıldız için, hidrojenin çekirdeğinde helyuma dönüşmesi 10 milyar yıl sürecektir. Eğer reaksiyonu anlamadıysanız, sorun değil. Önemini anlamak yeterlidir.

CNO Döngüsü

CNO, Karbon-Azot-Oksijen anlamına gelir. CNO döngüsü, yıldızların katalizör olarak karbon, azot ve oksijen kullanarak hidrojenden helyum ürettikleri bir başka nükleer reaksiyondur. CNO döngüsü, Güneş için yaklaşık 1.3 kat daha büyük olan yıldızlar için baskın bir enerji kaynağıdır. Bu reaksiyon yaklaşık 17 milyon K’da baskın hale gelir. Güneş’in çekirdek sıcaklığı 15 milyon K’dir ve bu nedenle PP zinciri baskın reaksiyondur.

Helyum Füzyonu
Üçlü Alfa Süreci
Tüm hidrojen çekirdekte helyuma dönüştürüldükten sonra, bir sonraki nükleer reaksiyonun zamanı geldi. Helyumdan sonra, üçlü alfa işlemi ile karbon oluşur. Bu reaksiyon basit. İki helyum-4 çekirdeği bir araya gelerek berilyum-8 oluşturur. Bu berilyum-8 çekirdekleri ayrıca bir helyum-4 tarafından saldırıya uğrar ve aşağıda gösterildiği gibi kararlı bir karbon-12 oluşturur. Net enerji salınımı yaklaşık 7.275 MeV’dir ve reaksiyon 100 milyon K sıcaklık gerektirir .

Bu reaksiyonda dikkat edilmesi gereken önemli bir şey sıcaklık bağımlılığıdır. Önceki PP zincir reaksiyonunda açığa çıkan enerji, sıcaklığın 4. gücü ile orantılıyken, üçlü alfa işleminde, boğucu bir 17. sıcaklık gücü ile orantılıdır. Böylece açığa çıkan enerji muazzamdır. Bir yıldız helyumu karbona yakmaya başladığında, yıldızın sonu yakındır.

Daha Ağır Elementlerin Üretimi
Reaksiyon sekansı karbonda durmaz. Bununla birlikte, sadece büyük yıldızların bu noktanın ötesinde tam ölçekli nükleer reaksiyonlara ev sahipliği yapabileceği belirtilmelidir. Helyumun ötesindeki yıldızlarda bazı önemli nükleer reaksiyonlara bir göz atalım.

Karbon füzyon bir boğmaca 500 milyon K’da başlar. Bu reaksiyonun ortak ürünleri neon, oksijen, sodyum ve magnezyumdur. 8 güneş kütlesinin altındaki yıldızlar karbon füzyonuna ev sahipliği yapamaz. 8-11 güneş kütlesi arasındaki yıldızlar, flaşla karbon füzyonuna başlar, ancak bu yıldızı bozar. Kütlesi 11 güneş kütlesinin üzerinde olanlar daha ağır elementleri bile kaynaştırırlar.

Neon yakma yaklaşık 1,2 milyar K sıcaklıkta başlar. Neon yakma sırasında neon tüketilirken merkez çekirdeğinde oksijen ve magnezyum birikir. Birkaç yıl sonra yıldız tüm neonunu tüketir ve çekirdek füzyon enerjisi ve sözleşmeleri üretmeyi bırakır.

Önceki nükleer reaksiyonlar nedeniyle oluşan oksijen çekirdeği, diğer elementlerin kaynaşması için çok yüksek sıcaklıklar gerektirir. Yaklaşık 2 milyar K’da oksijen çekirdeği silikon, fosfor ve kükürt çekirdeğine dönüşür. Bu reaksiyon birkaç yıl içinde gerçekleşir ve salınan enerji miktarı muazzamdır.

Alfa Merdiveni
Çekirdekte silikon oluştuğunda, bir reaksiyon merdiveni başlar. Silikonun kütle sayısı 28’dir. Silikonun ötesinde daha ağır alfa elementleri oluşur. Bu, aşağıda gösterildiği gibi silikonun ötesinde kütle sayısı 4’ün katlarına sahip elementler anlamına gelir.

Reaksiyon sekansı Ni-56’da durur. Zincirdeki bir sonraki eleman Zn-60’tır, ancak Ni’den Zn’ye dönüşüm termodinamik olarak elverişsizdir. Bunun nedeni reaksiyonun endotermik olmasıdır (enerjiyi emer). Silikon füzyon yaklaşık 3 milyar K’da başlar. Bu reaksiyonun yoğunluğu, PP zincirinin bitmesi 10 milyar yıl alırken, silikon yanmasının tek bir günde sona ermesi gerçeğinden anlaşılabilir. Yani nikel ve demir, çekirdeğin son büyük füzyon ürünleridir. Yıldız daha sonra çöker ve bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşturur.

Daha fazla makale için tıklayın