Yıldızların Yaşlanması
 

Nükleer füzyon yoluyla enerji üretebilmek için

protonlar arasındaki karşılıklı itme kuvvetinin yenilmesi gerekir Nükleer

reaksiyonlar yıldıza dengeli ve kalıcı bir ısı kaynağı sağlar. Yıldız hidrojen

yakıt deposunu tükettiğinde merkezi yeniden büzülür ve sıcaklık da ha yüksek

değerlere ulaşır. Bu yüksek sıcaklıklarda helyum çekirdekleri (her birinin

elektrik yükü hidrojen çekirdeğinin elektrik yükünün iki katıdır) arasındaki

itme kuvveti yenilerek helyum füzyonu başlar. Ne yazık ki iki helyum atomunun

füzyonu 2He4 -> Be8 sonucunda çok çabuk bozunan, dengesiz bir berilyum

izotopu ortaya çıkar (Berilyumun dengeli izotopu Be9 biçiminde

gösterilir).Füzyon yoluyla helyumun nasıl daha ağır elementlere

dönüşebileceği, iki teorisyen tarafından bulundu. Önce, 1953 yılında Bedevin

Salpeter He4 ile Be8 elementlerinin ortak bir özelliği bulunduğuna (çekirdekler

uyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olurlar) bu nedenle de iki helyum

çekirdeğinin füzyon sonucu kaynaşarak Be8 çekirdeği oluşturma olasılığının çok

yüksek olduğuna dikkat çekti. Sonuçta, her ne kadar berilyum kendi kendine

bozunsa da aynı hızda üretilebileceği ortaya çık. Ama berilyumun daha ağır olan

karbon elementine dönüşmesi için bu yeterli değildi.Bununla birlikte

hemen hemen aynı yıl Fred Hoyle, berilyumla karbonun en yaygın izotopu olan

C12'nin de çekirdekleri uyarıldığında en azından bir ortak enerji seviyesine

sahip olmaları gerektiğini ileri sürdü. Bu ortak enerji seviyesi berilyumun bir

helyum çekirdeği daha yakalayarak bir başka reaksiyona daha girme olasılığını

arttırıyordu ( bu reaksiyona üçlü alfa süreci adı veriliyor). Bu reaksiyon

sonucunda üç helyum çekirdeği kaynaşarak bir karbon çekirdeği oluştururlar. Bu

durumda berilyum bir ara evre olarak reaksiyon dışı kalır.Yakalama

olasılığındaki bu artışlar, bir beyzbol oyuncusuna beyzbol eldiveni vererek onun

topu yakalama olasılığını arttırmaya benzer. Hoyle'un öngörüsünden yalnızca bir

yıl sonra Cj2'nin uyarılmış enerji seviyesinin varlığı bir deneyle doğrulandı.

Yıldızlardaki karbon üretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon,

milyarlarca yıl önce, şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların

içinde üçlü alfa süreciyle oluşmuştur.Çekirdekte helyum yanmaya

başlayınca yıldızın ışıma gücü çarpıcı bir biçimde artar. Yıldızın dış

katmanları balon gibi şişer ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Örneğin,

Güneş'imiz yaklaşık beş milyar yıl sonra bir kırmızı dev haline gelmeye

mahkûmdur. Dünyamız da bu durumda Güneş'in yakıcı atmosferinin içinde

kalacaktır. Helyum yaklaşık 100 milyon derecede yanarak karbona dönüşür ve büyük

kütleli yıldızların iç geç evrim aşamalarında daha da ağır elementler oluşur.

Aslında tüm ağır elementler yıldızların içinde çekirdek sentezi yoluyla ortaya

çıkar.



Siyaset, Bilim Ve Tarih Bilinci (Doğan Özlem )The Benefits Of TreesEnerji TasarrufuAlternatif Ucuz Enerji KaynaklarıErozyonun Tanımı Ve ÇeşitleriDünyamızın HareketleriDoğalgazDeve KuşlarıTeknolojik CellatlarımızKüresel IsınmaÇimento İşkolu Ve SorunlarıAtmosferin Başlıca Gaz KirleticileriNükleer EnerjiYapay KristallerHyrogen Fuel  The Fuel Of FutureKentiçi Ulaşımı Ve Çevre SorunlarıPrcı HakkındaÇevre Kirliliği Ve SonuçlarıSivil SavunmaUluslararası Hukuk Ve Çevre