Proton füzyonu.
(Kaynak:Randy Russell/sciencebuzz.org/scienceblogs.com)
Bir “yıldız” olarak, Güneşin ışık saçması bir nükleer reaksiyonun sonucu… Bunu, birçoğumuz biliriz… Peki…bu reaksiyon nasıl gerçekleşiyor…?
Bu konunun daha detayını merak edenler, gerek You Tube’den, bugünlerde erişime kapatılan Wikipedia’dan, ve Internetteki diğer kaynaklardan bu bilgileri elde edebilir… (Bu arada, bu sitedeki yazıları hazırlarken, sıkça başvurduğumuz Wikipedia’ya erişimin engellenmesinin, bizim gibi birçok bilim/araştırma meraklısının çalışmalarını zorlaştırdığını da belirtelim…!)
Bu yazıda kullandığımız kaynaklardan biri, Karl Tate’nin (dijital grafik sanatçısı) “space.com”da 27 Ağustos 2014 yılında yayımlanmış olan kısa yazısı… Diğeri ise, “scienceblogs.com”da, 12 Ağustos 2011 tarihinde yayımlanmış bir başka yazı…
Yıldızlar, protonları çarpıştırarak enerji üreten dev füzyon (fusion) reaktörleri… Güneş gibi yıldızların içinde ortaya çıkan, milyon-santigrad derece gibi, aşırı yüksek sıcaklıklar atomların proton, nötron ve elektron gibi, komponentlerine ayrışmasına sebep olur…
Normal şartlar altında, aynı yüklü protonların birbirini iterek, birbirinden uzaklaşması beklenir… Ancak, Güneşin (yıldızın) içinde gerçekleşen “kuantum tünelleme etkisi” (klasik fizikte, enerjisinin yetersiz olması sebebiyle, önündeki engeli aşamayan bir parçacığın, kuantum fiziğinde, bazı durumlarda bu engeli aşabilmesinin mümkün olması; quantum tunneling effect) sıcak ve yüksek hızlı protonların birleşerek, helyum çekirdeğini oluşturmasını sağlar…! Bu füzyon reaksiyonu, Güneşin ışımasının (radiance) sebebidir…
Proton-proton füzyonu reaksiyonunda, protonlardan biri bir süre için nötrona dönüşür… Ortaya çıkan proton-nötron çifti, bir hidrojen türü olan döteryumdur… Bu süreçte bir pozitron (anti-elektron) ile bir nötrino da açığa çıkar… Açığa çıkan bu pozitron ortamdaki bir elektronla karşılaşınca, gama fotonu (ışığı) yayımlayarak, birbirini yok eder (annihilate)…
Takiben, bir başka proton döteryum çekirdeğiyle çarpışır ve, iki proton ve bir nötrondan oluşan helyum-3’ü oluşturur… Sürecin bu son adımında da bir gama ışını fotonu yayımlanır…
Güneşin güç kaynağı…proton füzyonu…!
(Kaynak: Karl Tate/space.com)
Bu şekilde ortaya çıkan gama ışını fotonları (gama ışınları), yüzbinlerce yıl sürebilecek bir çarpma-yansıma süreci sonunda, Güneşin merkezinden kendini Güneşin dışına atabilir… Bunu başaranlar Güneş ışığı olarak uzaya (ve Dünyaya) saçılır…!
İki helyum-3 çekirdeği birbiriyle çarpışarak helyum-4 çekirdeğini ve ekstra iki protonu oluşturur…
Güneş… , 300 000 Dünya kütlesine eşit kütlesiyle ve neredeyse tamamı hidrojen olan yakıtıyla, yanma süresi milyarlarca yılı bulabilen ve yakıtı nükleer reaksiyonlar olan bir fırın…
Jüpiter gibi gök cisimlerinin kütlesi arttıkça, merkezindeki atomlar birbirine daha fazla yaklaşır… Kütlesi artmakta olan bir gezegenin hacminin de artması beklenirken, tersi gerçekleşir… Yoğunluk artmasına bağlı olarak, hacmi küçülür… Kütlesi Jüpiterin kütlesinin yetmiş katına (veya Güneşin kütlesinin yüzde sekizine) ulaşan bir gök cisminin çekirdeğindeki hidrojen atomları, ortamda oluşan aşırı büyük yoğunluk ve basınç sebebiyle, füzyon reaksiyonunu başlatır …kütle enerjiye dönüşmeye başlar…! Doğmakta olan yıldızın kütleçekimi ile ortaya çıkan nükleer radyasyon basıncı bir denge oluşturarak, yıldızın tamamen içeri (merkezine) çökmesini veya patlayarak uzaya saçılmasını önler…
Bilim insanları Güneşin saniyede altıyüzmilyon ton hidrojeni helyuma dönüştürdüğünü hesapladı… Bu dönüşüm süreci Güneşin yarıçapının ilk yüzde yirmilik bölümünde (hacminde) gerçekleşmekte…
Yararlanılan kaynakta, Güneşin yarıçapının 700 000 kilometre kadar olduğuna (çok büyük hacmine) dikkat çekilerek, Güneşin içinde üretilen enerjinin metreküp hacim başına 300 watt kadar olduğuna dikkat çekilmiş… Yetişkin iki kişinin birlikte üretebildiği bir enerji…!)
Füzyon hızı yıldızın çekirdeğinin boyutu tarafından belirlenmekte… Bilim insanları, Güneşin içinde gerçekleşen füzyonun yüzde doksandokuzunun en iç, %24’lük hacimde gerçekleştiğini düşünüyor… Daha küçük yıldızlarda füzyonun gerçekleştiği çekirdek daha küçük…
Bir yıldızın kütlesi ne kadar küçükse, azalan füzyon hızına bağlı olarak, yayımladığı ışık da o kadar azalır… Daha soğuk olarak ortaya çıkan bu yıldızın rengi de, daha kırmızıdır… Ancak, bu tip yıldızların ömrü, daha büyük-daha parlak yıldızlardan daha uzun olur… Yakıtın yanma süresine bağlı bir durum…!
Güneşin de dahil olduğu “G” tipi yıldızların ömrü 10-15 milyar yıl kadar olabilirken, M-tipi, sönük kızıl yıldızların ömrünün milyarlarca yıl olabileceği hesaplandı…
Yıldızın kütlesi artarken, füzyon gerçekleştiren çekirdeği de büyür… Yıldızın yayımladığı ışık, sıcaklığa bağlı olarak, mavileşir… O-tipi olarak sınıflanan ve Güneşin yüz katı kadar kütleye sahip olabilen bu tip yıldızların, bünyelerinde sahip olduğu hidrojeni birmilyon yıl kadar kısa bir sürede tüketebileceği hesaplandı… Kısaca, bir yıldızın ömrünü belirleyen…yakıtını yakma hızını da belirleyen kütlesi…!
Bilim insanları, Güneşin nisbeten bir yapısal denge içinde bulunmasının, kütleçekimi ile nükleer füzyonun sebep olduğu iç basınç arasındaki dengenin korunması sayesinde mümkün olabildiğini düşünüyor… Değişken yıldız (variable star) adıyla sınıflandırılan bazı yıldızlarda bu denge zaman zaman bozulabilmekte… Artan iç basınç yıldızın daha fazla şişmesine (ve daha fazla ışıma yapmasına) sebep olabilmekte… Bu şişmeye sebep olan iç basıncın sürdürülemediği durumlarda, yıldız kısmen içine çökerek, küçülmekte ve ışıması azalmakta… Bu yıldızlar, gökyüzünde periyodik veya belirli bir periyoda bağlı olmadan, ışık şiddeti değişen yıldızlar olarak gözlenmekte…
Araştırmacılar, bu değişken yıldızların, normal şartlarda, yol arkadaşı yıldızlardan madde emen gök cisimleri olduğunu da belirledi…
Yararlanılan Kaynaklar:
http://scienceblogs.com/startswithabang/2011/08/12/the-brightest-stars-doomed-fro/
http://www.space.com/26956-proton-fusion-sun-power-source-infographic.html
http://www.kuark.org/2013/01/kuantum-tunelleme-nedir/
