Yıldızların Enerji Kaynakları ve Enerji Üretimi

Misafir

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).

» Nükleer Enerji