DERS 18: YILDIZLARDA ENERJİ ÜRETİMİ

Dersin Konuları

• Güneş için bir model
• Olası enerji kaynakları
• Yıldızların içinde füzyon
• Nükleosentez
• Elementler nasıl oluşuyor?

Yıldızları Görünür Yapmak

• Bir yıldız doğduktan sonra çevresindeki gaz ve tozu ısıtmaya başlar.
• Bunun neticesinde gaz ve toz dışarıya doğru itilmeye başlar.
• Yıldız bu durumda iken "görülmeye" başlar.
• Bundan hemen önce yıldız radyo ve kırmızıöte bölgede görülebilir halde olmalıdır.

T Tauri Yıldızları

• Bulunan ilk prototipin adını almıştır.
• Çevresindeki materyali henüz temizleyen yeni oluşmuş yıldızlardır.
• Yıldız yüzeyinde fışkırmalar, ışığında hızlı değişimler ve yıldız rüzgarlarıyla kütle kaybı meydana gelir.
• Bazılarını çevreleyen diskler bulunabilir!!
• Burada gezegenler oluşabilirmi?
• Güneşimiz muhtemelen başlangıçta T Tauri türü bir yıldızdı.

Bölge	Sıcaklık  (106 K)	Yoğunluk  (g/cm3)	Enerji  Taşıması
Çekirdek	~15	100	Konvektif
Işınımsal Bölge	~3	1	Işınımsal
Konvektif Bölge	~1	0.1	Konvektif

Yıldızların Evrimsel Çevrimi

• Doğum:
• Yıldızlararası Bulutun çekimsel büzülmesi
• Ön yıldızın Hayashi Büzülmesi
• Hayat:
• Anakolda kararlı kalması
• Uzun Yaşam - çekirdekte nükleer reaksiyonlarla enerji üretimi (E = mc²)
• Ölümü: Yakıtın azalması, kararsızlık, değişkenlik
• genişleme (devler, süperdevler),
• patlamalar!!

Anakol Yıldızlarında Olası Enerji Kaynakları

• Kimyasal Reaksiyonlar (yanan bir ateş)
• ==> Güneş'in yaşam süresi ~ 1000 yıl!!
• Çekimsel Büzülme (çekme)
• Yılda ~50 feet kadar büzülmesi gerekmektedir!
• ==> Güneş'in yaşam süresi ~ 15x10⁶ yıl.
• Nükleer Reaksiyonlar
• Kütlenin enerjiye dönüşümü (E = mc²)
• ==> Güneş'in yaşam süresi ~ 10¹⁰ yıl.

Kütlenin Enerjiye Dönüşümü

• Albert Einstein - 1905
• Kütle ile enerji arasındaki ilişki

E = mc²
• Anakol yıldızları enerji üretimini Hidrojen atomunun Helyum atomuna dönüşümüyle sağlar
• 4 H¹ ==> He⁴ + enerji
• Üst indis proton + nötron sayısını göstermektedir.

E = mc²

• 4 H¹ kütlesi= 6.693x10^-27 kg
• 1 He⁴ kütlesi = 6.645x10^-27 kg
• Aradaki kütle farkı enerji olarak üretilir
• ~0.048 x10^-27 kg her reaksiyon için
• E = mc² = 0.048x10^-27 kg x (3x10⁸ m/sn)²
• E ~ 4.3 x 10^-12 Joule
• Enerji kütlenin dışında üretilir! (Energy is created out of mass!)

Güneşte Bulunan Mevcut Enerji

• E = mc² enerji Güneşimizde mevcuttur.
• E ~ 10⁴⁴ Joule
• Güneşin Işınımgücü: ~ 4x10²⁶ Watt
• Buradan Güneşin yaşam süresini:
• t = Enerji/Işınımgücü ~ 10¹⁰ yıl.
• Güneş sisteminin yaşı ~ 5x10⁹ yıl.

Atomik Çekirdek

Yıldız Çekirdeğinde

• T_çekirdek~15x10⁶ K
• Parçacıklar çok hızlı hareket ederler.
• Bunun sonucunda çarpışmalar olur:
• Döteryum + Pozitron + Nötrino + Enerji

Yıldızlardaki Reaksiyonlar

• Proton-Proton Zinciri
• Düşük kütleli yıldızlarda çok etkindir
• T > 10,000,000 K
• CNO Zinciri
• Yüksek kütleli yıldızlarda çok etkindir
• T > 16,000,000 K
• Hans Bethe (Cornell) 1939

P-P Zinciri: Reaksiyonları

P-P Zinciri: Gösterimi

CNO Zinciri: Reaksiyonu

• Karbon atomu bu reaksiyon için katalizör görevi görmektedir. Tekrar kullanılmak üzere geriye döner!

CNO Zinciri: Gösterimi

Nötrino: nu (Doğanın Hayaleti)

• nu: - yüksüz & kütle = ?
• - madde ile çok az etkileşime girer
• Güneşimiz nötrinolara geçirgendir.
• "Nötrino Teleskopları" güneşin içlerine kadar bakabilmektedir.
• Klorine (Deterjan) teşekkür etmek gerekir, çünkü nötrinolar ile etkileşime girerek Cl³⁷ 'yi Ar³⁷'ye dönüştürmektedir.
• Çok az sayıda nötrino bulunduğu görülmektedir!

Yıldızlarda Enerji Transferi

• Büyük kütleli yıldızlar (> 2 M_güneş) küçük konvektif çekirdeğe ve büyük ışınımsal zarfa sahiptir.
• Düşük kütleli yıldızlar (< 1 M_güneş) küçük ışınımsal çekirdeğe ve büyük konvektif zarfa sahiptir.

Yaşam Dengesi

• Hidrostatik Denge yıldızın her bir katmanındaki çekim ve basıncın dengede olmasıdır.
• Bir yıldızı çökmekten (yada genişlemekten) korur, yani dengede tutar.
• Bu denge bir yıldızın yaşına bağlıdır böylece yıldızın boyutu küçülüp veya büyüyebilir.