Yıldızlarda Çekirdek Sentezi

Hazırlayan: Sinan KudayFizik Bölümü

Nükleer Fizik II

Ankara - 2007

İçindekilerİçindekiler

Büyük Patlama Kozmolojisi İlk Çekirdek Sentezi Yıldızlarda Çekirdek Sentezi A – Hidrojenin Yanması

B – Helyumun YanmasıC – Karbon Süreci D – Neon SüreciE – Oksijen SüreciF – Silikon Süreci

Yıldızlarda Daha Ağır Çekirdeklerin Sentezlenmesi (FE yanması)

Büyük Patlama KozmolojisiBüyük Patlama Kozmolojisi

• Büyük Patlama teorisi, günümüzün en büyük buluşlarından biridir.• Standart Model ile Özdeşleşmiştir.• Evrenin, matematiksel tekillik ifade eden tek bir enerjik noktadan

muazzam bir patlama ile oluştuğunu ve genişlemekte olduğunu söyler.

• Edwin Hubble tarafından çok uzak galaksilerin spektrumlarının kırmızıya kaydığı ispatlanmıştır. (Doppler) H = 67 km/s/Mpc

v = H.d• H, zamanla ters orantılıdır. Evren için maksimum ömür: t=1/H=15

Gy (Gy=109 yıl)

• Genel Görelilik ve Stefan Boltzman yasasıyla evrenin ilk dakikalardaki sıcaklığı zaman cinsinden ifade edilebilir:

Büyük Patlama KozmolojisiBüyük Patlama Kozmolojisi

• Büyük Patlama Modeline göre evrenin yaşı ard arda gelen 4 dönemden oluşur:1 – ilk çekirdek Sentezi ( t=0 )2 – Galaktik Yoğunlaşma3 – Yıldızlarda Çekirdek Sentezi4 – Güneş Sistemlerinin Evrimi

• Çekirdek Sentezinin Mekanizması:Evrenin başlangıç koşullarında sentezlenme ve bozunum reaksiyonları dengededir. Soğuma oldukça denge baskın reaksiyondan yana bozulur.Çekirdek reaksiyonlarının Q değerleri hesaplanır. Bu değer çarpışan parçacıkların sentezleme için sahip olduğu değerdir.E ≈kT varsayılarak reaksiyonun hangi sıcaklıkta olacağı bulunur.

denkleminden reaksiyonun gerçekleştiği zaman hesaplanır.

Başlangıç Çekirdek Sentezi:Başlangıç Çekirdek Sentezi:

Atom çekirdeklerinin ilk kez üretilmeye başlandığı safhadır. Bunun için öncelikle döteryum çekirdeğinin üretilmesi gerekir. Yüksek sıcaklıklarda, ters yöndeki reaksiyon döteryum üretimi kadar hızlı olduğundan döteryum birikimi olmaz. Ayrıca proton ve nötronların 109 katı kadar foton olduğundan reaksiyonun döteryum üretmeye başlaması için gereken sıcaklık derecesini tespit etmeliyiz. Bu sıcaklık t=3s karşılık gelen yaklaşık T=9.109 K’dir. Döteryum yeterli miktarda oluştuğunda 3 kütleli çekirdeklerin oluşması için diğer reaksiyonlar mümkün olur.

Yp ile gösterilen He bağıl bolluğu t=250 s den sonra yıldızlardaki ek yanmalar ve nükleer reaksiyonlar dışında tüm evrende sabit kalmış olmalıdır.

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

• Yıldız çekirdek sentezi (stellar nucleosynthesis), ağır çekirdeklerin üretilmesini sağlayan birbiriyle bağlantılı reaksiyon zincirleridir.

• A < 60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç, öncelikle protonlar ve α-parçacıkları ile oluşturulan yüklü parçacık reaksiyonlarıdır. Bunlar Füzyon ile gerçekleşir.

• Yıldızlar, hidrojen ve %24 (ağırlıkça) helyum karışımı ile hayata başlar. Orijinal gaz bulutu çöktükçe atomların kütle-çekim potansiyel enerjileri kinetik enerjiye dönüşerek bulutun sıcaklığını arttırır. Sonuçta sıcaklık o kadar yükselir ki protonlar itici Coulomb enerjisini yenebilir ve füzyon reaksiyonları başlayabilir. Füzyonda serbest bırakılan ışımanın dışa doğru basıncı kütle-çekim çökmesini durdurur ve yıldız 1010 yıl sürebilecek bir denge fazına girer. Bizim güneşimiz de şu an bu fazdadır.

• A > 60 çekirdeklerinin sentezinde, hafif çekirdeklerde etkili olan füzyon reaksiyonları etkinliğini kaybetmiştir. Bunun yerine, nötron yakalama öncelikli mekanizmadır

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

Yıldızların Evrimi:Yıldızların Evrimi:

Hidrojenin Yanması

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

(109 yıl)

PPI zinciri (%86)

Not: Hidrojen CNO zinciri içinde de yakılır.

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

Helyumun Yanması:Kızıl Dev Yıldızlar Hidrojen yakıtını tüketerek He yakmaya başlamış yıldızlardır. He’un 3lü-alfa süreci ile yanması 12C sentezlenmesine neden olur.

12C sentezlenmesiyle aşağıdaki reasiyonlar mümkün olur:

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

Yıldızlar, He yakıtının bitmesiyle birlikte kütle çekimine uğrayarak çökerler ve yüzey sıcaklıklarını arttırırlar. Bu aşamada alt katmanlarda sentezlenen elementlerin reaksiyonları çökmeyi dengeleyecek basıncı oluşturur. Karbonun yanma reaksiyonları; T = 6.108 K

12C Yanma Süreci:

12C + 12C → 24Mg + γ → 23Mg + n →23Na + 1H

→20Ne + 4He →16O + 24He

Neon Süreci:

Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:Yıldızlarda Çekirdek Sentezi:

Oksijen Süreci:

Silikon Süreci:

T = 1.2×109 K

16O + 16O → 32S + γ → 31S + n

→ 31P + 1H → 28Si + 4He

→ 24Mg + 24He

T = 1.5×109 K

Coulomb engeli füzyon reaksiyonlarına izin vermeyecek kadar yüksek olduğundan bu süreçte bir dizi karmaşık reaksiyon zinciri gerçekleşir. Bunlar daha çok nükleon yakalanması ve foto-bozunum reaksiyonlarının kombinasyonlarıdır. Sonuçta 56Ni, 56Co, 56Fe gibi ağır çekirdekli elementler sentezlenir.

Yıldızlarda Ağır Çekirdeklerin Sentezi Yıldızlarda Ağır Çekirdeklerin Sentezi

A > 60 çekirdeklerinin sentezinde, hafif çekirdeklerde etkili olan füzyon reaksiyonları etkinliğini kaybetmiştir. Bunun yerine, nötron yakalama öncelikli mekanizmadır. Örneğin 56Fe için;

Nötron akısı düşükse s süreci Nötron akısı büyükse r süreci

Yıldızlarda Ağır Çekirdeklerin Sentezi Yıldızlarda Ağır Çekirdeklerin Sentezi

Tüm Elementler