Yildizlarin Yaslanmasi

[boxcigar]

İlkel yıldız yavaş bir biçimde büzülerek ısınmaya başlar. Merkezbölgelerdeki sıcaklık bir milyon Kelvin'in üzerine çıktığında nükleerreaksiyonlar başlar ve bir yıldız oluş muş olur. Bu aşamada merkezedoğru etki yapan kütle çekim kuvveti, merkezdeki basınçtan doğan vedışarıya doğru etki yapan kuvvet tarafından dengelendiğinden, yıldızhidrostatik dengededir. Sıcaklık ve basınç öylesine yüksektir ki,hidrojen atomları tümüyle iyonlaşarak serbest proton ve elektronlaradönüşmüştür.

Nükleer füzyon yoluyla enerji üretebilmek için protonlar arasındakikarşılıklı itme kuvvetinin yenilmesi gerekir Nükleer reaksiyonlaryıldıza dengeli ve kalıcı bir ısı kaynağı sağlar. Yıldız hidrojen yakıtdeposunu tükettiğinde merkezi yeniden büzülür ve sıcaklık da ha yüksekdeğerlere ulaşır. Bu yüksek sıcaklıklarda helyum çekirdekleri (herbirinin elektrik yükü hidrojen çekirdeğinin elektrik yükünün ikikatıdır) arasındaki itme kuvveti yenilerek helyum füzyonu başlar. Neyazık ki iki helyum atomunun füzyonu 2He4 -> Be8 sonucunda çok çabukbozunan, dengesiz bir berilyum izotopu ortaya çıkar (Berilyumun dengeliizotopu Be9 biçiminde gösterilir).

Füzyon yoluyla helyumun nasıl daha ağır elementlere dönüşebileceği, ikiteorisyen tarafından bulundu. Önce, 1953 yılında Bedevin Salpeter He4ile Be8 elementlerinin ortak bir özelliği bulunduğuna (çekirdekleruyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olurlar) bu nedenle deiki helyum çekirdeğinin füzyon sonucu kaynaşarak Be8 çekirdeğioluşturma olasılığının çok yüksek olduğuna dikkat çekti. Sonuçta, herne kadar berilyum kendi kendine bozunsa da aynı hızda üretilebileceğiortaya çık. Ama berilyumun daha ağır olan karbon elementine dönüşmesiiçin bu yeterli değildi.

Bununla birlikte hemen hemen aynı yıl Fred Hoyle, berilyumla karbonunen yaygın izotopu olan C12'nin de çekirdekleri uyarıldığında en azındanbir ortak enerji seviyesine sahip olmaları gerektiğini ileri sürdü. Buortak enerji seviyesi berilyumun bir helyum çekirdeği daha yakalayarakbir başka reaksiyona daha girme olasılığını arttırıyordu ( bureaksiyona üçlü alfa süreci adı veriliyor). Bu reaksiyon sonucunda üçhelyum çekirdeği kaynaşarak bir karbon çekirdeği oluştururlar. Budurumda berilyum bir ara evre olarak reaksiyon dışı kalır.

Yakalama olasılığındaki bu artışlar, bir beyzbol oyuncusuna beyzboleldiveni vererek onun topu yakalama olasılığını arttırmaya benzer.Hoyle'un öngörüsünden yalnızca bir yıl sonra Cj2'nin uyarılmış enerjiseviyesinin varlığı bir deneyle doğrulandı. Yıldızlardaki karbonüretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon, milyarlarcayıl önce, şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların içindeüçlü alfa süreciyle oluşmuştur.

Çekirdekte helyum yanmaya başlayınca yıldızın ışıma gücü çarpıcı birbiçimde artar. Yıldızın dış katmanları balon gibi şişer ve yıldız birkırmızı deve dönüşür. Örneğin, Güneş'imiz yaklaşık beş milyar yıl sonrabir kırmızı dev haline gelmeye mahkûmdur. Dünyamız da bu durumdaGüneş'in yakıcı atmosferinin içinde kalacaktır. Helyum yaklaşık 100milyon derecede yanarak karbona dönüşür ve büyük kütleli yıldızların içgeç evrim aşamalarında daha da ağır elementler oluşur. Aslında tüm ağırelementler yıldızların içinde çekirdek sentezi yoluyla ortaya çıkar.