Folie 1

Nükleer Astrofizik II
Yıldızların oluşumu
Yıldızlarda çekirdek sentezi A60
A60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç,
öncelikle proton ve 4He parçacıkları ile oluşturulan yüklü
parçacık reaksiyonlarıdır.
Yıldızlar hidrojen ve (%24) helyum karışımı ile hayata başlar.
Orijinal gaz bulutu çöktükçe atomların kütle-çekim
potansiyel enerjileri kinetik enerjiye dönüşür ve bulutun
sıcaklığı artar.
Sıcaklık artınca reaksiyon enerjisi protonların itici Coulomb
bariyerini geçer ve füzyon olur. Füzyonda ortaya çıkan
ışınma dışa doğru kütle çekim çökmesini önler ve yıldız
1010y denge durumuna girer (örneğin güneş).
Hidrojen tükenirse bu sefer kütle çekim sebebiyle içine
çökmeye başlar. Isı artar. Bu sefer 4He-4He füzyonu başlar.
20.7.2017
tutay
2
4He-4He
füzyonu için gerekli olan sıcaklık
1-2. 108K dir.
Güneşin şimdiki sıcaklığı ise 107K dir.
Sıcaklığın artması ile ışınma basıncı artar bu da yıldızın
dış yüzeyini 100 veya 1000 çarpanı kadar genişletir.
Yıldızın yüzey enerji yoğunluğu ve yüzey sıcaklığı
azalır.(Kızıl dev dönemi).
A=8 kararlı çekirdek olmadığından ;
4He+4He8Be reaksiyonu sonucu oluşan 8Be
10-16s
sonra tekrar iki 4He bölünür ve ortaya çıkan Q=91,9
keV dir.
20.7.2017
tutay
3
Karbon bolluğu:
Biliyoruz ki evrende 12C çok bulunur.
I. Ama bu bolluk yalnız 28Be ve 8Be+12C
(Q=7,45 MeV) reaksiyonunun olması yeterli değil.
II. Bununla birlikte 312C* (Q=285 keV) reaksiyonu
olur yani rezonans var.
III.Sonra 12B*  bozunumu ile oluşan 12C var (7,65 MeV
uyarılmış durum sonucu )
20.7.2017
tutay
4
Sıcaklığın fonksiyonu olarak çeşitli alfa reaksiyonlarının ortalama ömrü.
20.7.2017
tutay
5
12C
oluşumundan itibaren olabilecek  reaksiyonları:
12C+4He16O+
(Q=7,16 MeV, EB=3,75 MeV)
16O+4He20Ne+
(Q=4,73 MeV, EB=4,47 MeV)
20Ne+4He24Mg+
(Q=9,31 MeV, EB=5,36 MeV)
EB:Coulomb engeli daha ağır elementler için artar. Dolayısıyla bu
reaksiyon zincirinin devam etmesi zorlaşır.
Helyum yakıtı azalmaya başlar ve sonra 12C ve 16O yanmaya
başlar.
Eğer sıcaklık 109K ise Coulomb engeli aşılır ve aşağıdaki
reaksiyonlar oluşur.
12C+12C20Ne+4He
veya 23Na+p
16O+16O28Si+4He
veya 31P+p
20.7.2017
tutay
6
Bu reaksiyonlara ek olarak diğer  parçacığı ve nükleon yakalama
reaksiyonları gerçekleşebilir.
İkinci nesil yıldızlarda bulunabilen 14N, p-p füzyonunda karbon
çeviriminde oluşur.
14N18O22Ne26Mg (alfa yakalama zinciri…)
(, ) dan başka reaksiyonlar (,n) veya (p,) dır.
Kütlesi 60 olan çekirdeklerin oluşmasında son evre Silikon yanmasıdır.
28Si+28Si56Ni Coulomb engeli büyüktür bunun yerine:
(,) (,p) (,n) foto bozunmaları ve benzer reaksiyonlar sonucu oluşur.
28Si+24Mg+4He
28Si+4He32S+
ve
Oksijenin yanmasında da kısman Si oluşur.
Bu reaksiyon zincirin son ürünleri 56 kütleli çekirdekler:
56Ni, 56Co, 56Fe
Bu noktada yakalanma reaksiyonlarında artık enerji açığa çıkmaz ve
süreç durdurulur.
Şekilde elementlerin bollukları oranına bakılırsa:
20.7.2017
tutay
7
Helyum dışındaki elementlerin bağlı bollukları (ağırlıkça).
(Z=Çift ler Z=teklerden daha bol!!)
20.7.2017
tutay
8
Yıldız içerisindeki yüklü parçacığın reaksiyon hızını
anlayabilmek için hızlandırıcılar gereklidir.
(MeV yerine GeV enerji aralığı Coulomb engeli)
Bir yıldız çevresindeki reaksiyon olasılığı, füzyon
reaksiyon hızına benzer yolla hesaplanır.
Reaksiyona giren parçacıklar (a+X) bir termal dağılımla
yazılır.
n(E)dEe-k/T(E)1/2dE
tesir kesiti: (E) (1/E)e-2G
G=(e2/40).(ZaZx/ħ)
G:Gamow faktörüdür.
2GZaZxAet1/2(E)-1/2
Aet=ZaZx/(An+AX)
20.7.2017
tutay
9
20.7.2017
tutay
10
n(E) ve (E) enerjiye bağımlılığı. Reaksiyon olasılığı taranmış alanda büyüktür.
20.7.2017
tutay
11
Reaksiyon hızı:  çarpanına ve belli bir enerjideki
parçacıkların sayısına bağlıdır.
hız  n(E)(E) e-E/kT-2G şekildeki taranmış bölgedir.
Örneğin 12C+12C reaksiyonu:
kT=0,1MeV ve T=109K yıldızlar şartları için E0=2,3MeV
gerekli ve (E) (1/E)e-2GS(E)
S(E) engel delme çarpanı dışında tüm nükleer yapı
bilgilerini içerir. Eğer tesir kesiti rezonans yakınında
ölçülmüşe;
S(E) =gaXbY.[1/(E-ER)2+ 2/4]
Reaksiyon hızı için S(E) gerekli S(E)=E(E)e2G
20.7.2017
tutay
12
12C+16O+
için S(E) tesir kesiti.
Kesikli çizgi teorik hesaplamaları gösteriyor. Kesiksiz çizgi ise fit edilmiş deney sonuçlarını
gösterir.
20.7.2017
tutay
13
16O*
uyarılmış durumları.
Burada rezonanslar
görülmektedir.
O+
0
E(keV)
20.7.2017
16O
tutay
14
• A>60 olan yıldızlarda çekirdek sentezi.
Bunlarda öncelik nötron yakalama prensibidir.
Örnek:
56Fe+n57Fe+
57Fe+n58Fe+
58Fe+n59Fe+
Burada reaksiyon olasılığı n akısına bağlıdır.
59Fe radyoaktiftir ve yarı ömrü 45 gündür.
59Fe  bozunumu ile kararlı 59Co’ a bozunur.
Bu ise sonradan bir n yakalayarak radyoaktif
60Co’ ı oluşturur.
20.7.2017
tutay
15
s- ve r- reaksiyonlar ve A>60 :
s (slov) yavaş reaksiyon ve r (rapit) hızlı reaksiyon
demektir.
s-reaksiyonlar: Yıldızlarda ki ağır elementlerin oluşurken
ki reaksiyonlardır.
Nötronların reaksiyon tarafından yakalanma olasılığı
düşüktür. Çünkü nötronların bulunma olasılığı (sayısı)
düşüktür. Yani kararlı çekirdeklerin yakınında bulunan
çekirdekler oluşur.
r-reaksiyonlar: Bu reaksiyonun olması için ortamda
nötronların bulunma oranı yüksek olmalıdır.
20.7.2017
tutay
16
Örnek s- ve r- süreçleri küçük bir tablosuna bakılırsa,
56Fe r- ve s- süreci kesikli çizgiler 65Cu mümkün. Bir çok r- süreci
mümkün ama kısa ömürlüler  bozunumu ile olur.
20.7.2017
tutay
17
Fe pikinden sonra v çarpanı azalır. A=100 civarında denge durumuna yaklaşır.
20.7.2017
tutay
18
Fakat 122Sn ve 124Sn elementleri (Sn:tin) yalnız r- sürecinde oluşur.
Bazı çekirdekler iki sürece de (r- ve s-) girebilirler.
20.7.2017
tutay
19
Süpernova patlaması ve nötron zengini yıldızlar.
Burada çok sayıda nötronlar reaksiyon tarafından
yakalanır ve sonuçta nötronca zengin olan
reaksiyonlar oluşur.
Nötronların etkisi özelikle kütlece ağır yıldızların
(güneş kütlesinin 8 katı) yaşamı sonunda
süpernova patlaması mümkündür.
Kütlesi güneş kütlesinin 8 katından küçük ise:
Yıldızın dış yüzeyi kırmızı dev içi alabora olur ve
beyaz cüceye dönüşür.
20.7.2017
tutay
20
Eğer yıldızın kütlesi güneşin kütlesinin 8 katından fazla olursa:
yıldızda kırmızı dev dönemi gerçekleşir. Yıldız soğan gibi bir
yapıya sahip yani kat kattır. Yıldızın merkezinde Fe , dışarıdaki
katlara doğru sırasıyla Si, O, He ve proton katları yer alır.
Eğer yıldızın merkezdeki Fe ile dolu olan bölge güneşin
kütlesinin 1,4 katı ise füzyon reaksiyonu son bulur ve kolaps
(içine çökme) olur. Bu durumda gravitasyona karşı gelen ışın
basıncı artık yoktur.
Yıldızın dış kabuklarda ki fotonlar yardımı ile oluşan füzyonlar
vardır.
Örneğin: Fe+Cr+ reaksiyonu olur. Burada sıcaklık ve
basınç tekrar azalır. Ama iç kısımda çekirdekte,içine çökme olur.
Bu süreç 10 s içerisinde olabilir.
20.7.2017
tutay
21
Bu durumda içerde ısı ve basınç artar. İçine çökme
olunca yoğunluk artar.
Sonuçta elektronlar plazma içerisinde protonlarla
reaksiyona girmeye zorlanır ve reaksiyon sonucu
nötronlar oluşur.
P+e-n+ bu durumda 1057 protona karşılık bir
nötrino ortaya çıkar ve reaksiyon bölgesini terk
eder.
Burada yıldızın çekirdek bölgesi yoğunluğu 1,7
nükleon/fm3 olur.
Bu durumda yıldızda süpernova patlaması olur.
20.7.2017
tutay
22
• Yıldız çekirdeğinde neler olabileceği bu yıldızın
kütlesine bağlı olarak değişir.
• Eğer yıldızın çekirdeği (Fe kısmı) güneş
kütlesinin 2 katı ise çekirdek karadeliğe dönüşür.
• 1,4 ve 2 Güneş kütlesine (1,4M0M 2M0) sahip
yıldızlar genellikle nötron yıldızına dönüşür.
İsminden de anlaşıldığı gibi yıldızın kütlesi ağırlıklı
olarak nötronlardan oluşur.
20.7.2017
tutay
23
s ve r faktörleri A>60
20.7.2017
tutay
24
İzobarların bollukları. A=80, 130 ve 195 in yakınındaki pikler
r –sürecinde N=50, 82 ve 126 daki  bozunumunda ortaya çıkar.
A=90, 138 ve 208 daki bu pikler s- sürecinde N=50, 82 ve 126 olan
kararlı çekirdekler oluşur. Tek ve çift A lar yine farklı.
20.7.2017
tutay
25