Yıldızların Yaşlanması

'Uzay ve Gökyüzü' forumunda RiVeR_Nn tarafından 28 Ocak 2009 tarihinde açılan konu

  1. RiVeR_Nn

    RiVeR_Nn Üye

    Sponsorlu Bağlantılar
    Yıldızların Yaşlanması konusu Yıldızların Yaşlanması

    İlkel yıldız yavaş bir biçimde büzülerek ısınmaya başlar. Merkez bölgelerdeki sıcaklık bir milyon Kelvin'in üzerine çıktığında nükleer reaksiyonlar başlar ve bir yıldız oluş muş olur. Bu aşamada merkeze doğru etki yapan kütle çekim kuvveti[​IMG] merkezdeki basınçtan doğan ve dışarıya doğru etki yapan kuvvet tarafından dengelendiğinden[​IMG] yıldız hidrostatik dengededir. Sıcaklık ve basınç öylesine yüksektir ki[​IMG] hidrojen atomları tümüyle iyonlaşarak serbest proton ve elektronlara dönüşmüştür.

    Nükleer füzyon yoluyla enerji üretebilmek için protonlar arasındaki karşılıklı itme kuvvetinin yenilmesi gerekir Nükleer reaksiyonlar yıldıza dengeli ve kalıcı bir ısı kaynağı sağlar. Yıldız hidrojen yakıt deposunu tükettiğinde merkezi yeniden büzülür ve sıcaklık da ha yüksek değerlere ulaşır. Bu yüksek sıcaklıklarda helyum çekirdekleri (her birinin elektrik yükü hidrojen çekirdeğinin elektrik yükünün iki katıdır) arasındaki itme kuvveti yenilerek helyum füzyonu başlar. Ne yazık ki iki helyum atomunun füzyonu 2He4 -> Be8 sonucunda çok çabuk bozunan[​IMG] dengesiz bir berilyum izotopu ortaya çıkar (Berilyumun dengeli izotopu Be9 biçiminde gösterilir).

    Füzyon yoluyla helyumun nasıl daha ağır elementlere dönüşebileceği[​IMG] iki teorisyen tarafından bulundu. Önce[​IMG] 1953 yılında Bedevin Salpeter He4 ile Be8 elementlerinin ortak bir özelliği bulunduğuna (çekirdekler uyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olurlar) bu nedenle de iki helyum çekirdeğinin füzyon sonucu kaynaşarak Be8 çekirdeği oluşturma olasılığının çok yüksek olduğuna dikkat çekti. Sonuçta[​IMG] her ne kadar berilyum kendi kendine bozunsa da aynı hızda üretilebileceği ortaya çık. Ama berilyumun daha ağır olan karbon elementine dönüşmesi için bu yeterli değildi.

    Bununla birlikte hemen hemen aynı yıl Fred Hoyle[​IMG] berilyumla karbonun en yaygın izotopu olan C12'nin de çekirdekleri uyarıldığında en azından bir ortak enerji seviyesine sahip olmaları gerektiğini ileri sürdü. Bu ortak enerji seviyesi berilyumun bir helyum çekirdeği daha yakalayarak bir başka reaksiyona daha girme olasılığını arttırıyordu ( bu reaksiyona üçlü alfa süreci adı veriliyor). Bu reaksiyon sonucunda üç helyum çekirdeği kaynaşarak bir karbon çekirdeği oluştururlar. Bu durumda berilyum bir ara evre olarak reaksiyon dışı kalır.

    Yakalama olasılığındaki bu artışlar[​IMG] bir beyzbol oyuncusuna beyzbol eldiveni vererek onun topu yakalama olasılığını arttırmaya benzer. Hoyle'un öngörüsünden yalnızca bir yıl sonra Cj2'nin uyarılmış enerji seviyesinin varlığı bir deneyle doğrulandı. Yıldızlardaki karbon üretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon[​IMG] milyarlarca yıl önce[​IMG] şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların içinde üçlü alfa süreciyle oluşmuştur.

    Çekirdekte helyum yanmaya başlayınca yıldızın ışıma gücü çarpıcı bir biçimde artar. Yıldızın dış katmanları balon gibi şişer ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Örneğin[​IMG] Güneş'imiz yaklaşık beş milyar yıl sonra bir kırmızı dev haline gelmeye mahkûmdur. Dünyamız da bu durumda Güneş'in yakıcı atmosferinin içinde kalacaktır. Helyum yaklaşık 100 milyon derecede yanarak karbona dönüşür ve büyük kütleli yıldızların iç geç evrim aşamalarında daha da ağır elementler oluşur. Aslında tüm ağır elementler yıldızların içinde çekirdek senaaai yoluyla ortaya çıkar.
     

Bu Sayfayı Paylaş