Misafir Misafir
| Konu: Yıldızların Enerji Kaynakları ve Enerji Üretimi Salı Haz. 22, 2010 10:38 am | |
| Yıldızların Enerji Kaynakları ve Enerji Üretimi
Güneş’e benzer bir yıldız içerisinde çok çeşitli enerji depo edilmiştir. Yıldız enerjisinin birinci şekli ısı (EI) yada iç enerjide ışınımın doğrudan doğruya kaynağıdır (T.L.SWIHART, 1970). Güneş’in ışınım gücü (enerjisini yayma hızı) saniyede 4.1033 erg civarındır (J. SILK, 1997). Eğer Güneş’e yeniden ısı sağlanmazsa mevcut enerjisiyle aynı şekilde 1015 sn daha parlamaya devam edebilir. Bu da 3.107 yıl kadardır. Bu on milyon mertebeli “ısı yaşı” önceleri çok uzun kabul edilmiştir. Araştırmalar Güneş’in aynı şekilde 109 – 1010 yıldan beri parladığını göstermektedir. Bu nedenle Güneş’in ısı enerjisi onun ömrü boyunca sağladığı enerjinin ancak %1’i kadarıdır. Isı kaynağı başka bir kaynak tarafından beslenmelidir (T.L.SWIHART, 1970).
İkinci kaynak, çekim enerjisi (EÇ)dir. Bu maddenin çekiminden dolayı sahip olduğu potansiyel enerjisidir. Bir atomda, elektron daha alt kuantumlu düzeyine indiği zaman durgun elektrik alanından dolayı potansiyel enerji kaybeder. Bu fazla kinetik enerji yada foton şeklinde gözükür. Aynen buna benzer şekilde bir yıldız büzülerek daha küçük bir oyluma inerse çekim potansiyel enerjisi kaybolur. Bu, EI’ya iyi bir kaynak olabilir. Yıldızın EÇ çekim enerjisi ile EI ısı enerjisi arasında
[Resimleri görebilmek için üye olun veya giriş yapın.] (1)
bağıntısı vardır. Çekim enerjisinin büzülme ile EI ya dönüşümü yıldızın ışınmasını açıklayabilmek için iyi bir mekanizmadır. Ancak yıldızın ömrü boyunca buy iyi bir enerji kaynağı değildir (T.L.SWIHART, 1970).
Bir an için Güneş’in tek enerji kaynağı olduğunu düşünelim. Oluşum sürecindeki ilkel Güneş’in dağınık yıldızlararası gaz bulutu halinden artar. Güneş’in sahip olduğu toplam kütle çekim enerjisi E = GM2/R olarak gösterilebilir.
Burada G, Newton’un kütle çekim sabiti, M Güneş’in kütlesi, R ise yarıçapıdır. M = 2.1033 gram ve R = 7.1010 cm alınırsa Güneş’in sahip olduğu toplam kütle çekim enerjisi 4.1048 erg olarak bulunur. Güneş’in ışıma gücü (L) 4.1033 erg civarında olduğuna göre Güneş gücünü yalnızca kütle çekim enerjisinden alsaydı, Güneş’in E/I oranından hesaplanabilecek yaşam süresinin yaklaşık 30 milyon yıl olması gerekirdi. Bu ise Güneş sistemindeki en eski kayaların yaşı olan 5 milyar yıldan çok daha kısa bir süredir. Bu çok açık çelişkinin, sebebi, Güneş’in dolayısıyla yıldızların başka enerji kaynakları olmasıdır (J. SILK, 1997).
Yıldızın merkezine doğru olan çekim enerjisinin ısı enerjisine dönüşümü yani yıldızın sıcaklığının yükselmesi üçüncü ve en önemli enerji kaynağı olan çekirdek reaksiyonlarının (termonükleer reaksiyonlar) başlamasına neden olur ([Linkleri görebilmek için üye olun veya giriş yapın.]
Güneş ağırlıkça %90 oranında helyum (He) ve hidrojenden oluşmaktadır. Günümüzde yıldızların enerji kaynağının çekirdek reaksiyonları olduğu kabul edilmektedir (B. YARAMIŞ, 1985).
Güneş’in kütlesi 2,0.1033 gramdır. Sadece hidrojenin %10’unun helyuma dönüşebileceğine ilişkin nedenler vardır. Güneş merkezindeki sıcaklık bu reaksiyonların oluşabilmesi için yeterlidir. Bu nedenle, Güneş’te meydana gelen çekirdek enerjisi 1051 erg kadardır. Bu değer Güneş’in ısı enerjisi olan 4.1048 erg’den 2,5 kat daha fazladır. Bu enerji miktarı Güneş’in bilinen ihtiyacı için yeteri kadardır. Böylece hidrojenin helyuma dönüşmesiyle elde edilebilecek çekirdek enerjisinin %80’i açığa çıkar (T.L.SWIHART, 1970).
1939’da C.F. von Weizsaker, H. Bethe ve C.L.Critchfield Güneş’te ve diğer ana kol yıldızlarında meydana gelen, hidrojenin helyuma oluşması olayını açıklamak için “proton-proton zincirini (PP)” ve “karbon-azot zincirini (CN)” önerdiler. (İ.KAPLAN, 1965, T.L.SWIHART, 1970).
Proton-proton zinciri (PP)
1H1 + 1H1 1H2 + b+ + u
1H2 + 1H1 2He3 + g (2)
2He3 + 1H1 2He4 + b+ + u
Bunları toplarsak;
41H1 2He4 + 2b+ + eu + g (3)
elde edilir. Serbest hale geçen enerji yaklaşık 27 MeV’dir. Meydana gelen pazitronlar (b+) elektronlarla birleşerek g ışınlarına dönüşürler (B. YARAMIŞ, 1985). u ise nötrinodur. Nötrinoya maddenin çekim etkisi çok azdır. Bu nedenle yıldız maddesinden kurtulup kaçar (T.L.SWIHART, 1970). Güneş’in yaşı yaklaşık 5.109 yıl civarında olduğundan bu süre içinde büyük miktarda hidrojen helyuma dönüşmüştür (B.YARAMIŞ, 1985).
Karbon-azot zinciri (CN);
6C12 + 1H1 7N13 + g
7N13 6C13 + b+ + u
6C13 + 1H1 7N14 + g (4)
7N14 + 1H1 8O15 + g
8H15 7N15 + b+ + u
7N15 + 1H1 6C12 + 2He4
Bunları toplarsak;
4 1H1 2C4 + 2b+ + 2u + 3g (5)
elde edilir. Reaksiyonlar zinciri sonunda 4 proton bir helyum çekirdeğine dönüşmüş ve sonunda C12 tekrar meydana geldiğinden reaksiyonu hızlandırıcı yani katalizör görevi görmüştür. Bu reaksiyon yıldızın sahip olduğu bütün protonlar kullanılıp bitinceye kadar devam eder (B. YARAMIŞ, 1985). CN zincirinin, Güneşten daha parlak olan ve iç sıcaklıkları daha yüksek olan ana kol yıldızlarında daha fazla enerji ürettiği, PP zincirinin ise güneşten daha az parlak ana kol yıldızları için daha önemli olduğu düşünülmektedir (İ. KAPLAN, 1965). Buna rağmen Güneşte PP ve CN reaksiyonları hemen hemen eşit olasılıkla yer alır ve bütün protonların helyuma dönüşmesi için yaklaşık 3.1010 yıl gerektiği hesaplanmıştır (B. YARAMIŞ, 1985). |
|