Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

Yıldızların oluşumu Nükleer Astrofizik II. Yıldızlarda çekirdek sente z i A  60 A  60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç, öncelikle.

Benzer bir sunumlar


... konulu sunumlar: "Yıldızların oluşumu Nükleer Astrofizik II. Yıldızlarda çekirdek sente z i A  60 A  60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç, öncelikle."— Sunum transkripti:

1 Yıldızların oluşumu Nükleer Astrofizik II

2 Yıldızlarda çekirdek sente z i A  60 A  60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç, öncelikle proton ve 4 He 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 4 He- 4 He füzyonu başlar tutay

3 4 He- 4 He füzyonu için gerekli olan sıcaklık K dir. Güneşin şimdiki sıcaklığı ise 10 7 K 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 ; 4 He+ 4 He  8 Be r e aksiyonu sonucu oluşan 8 Be s sonra tekrar iki 4 He bölünür ve ortaya çıkan Q=91,9 keV dir tutay3

4 Karbon bolluğu: Biliyoruz ki evrende 12 C çok bulunur. I.Ama bu bolluk yalnız 2  8 Be ve 8 Be+  12 C (Q=7,45 MeV) reaksiyonunun olması yeterli değil. II.Bununla birlikte 3  12 C* (Q=285 keV) reaksiyonu olur yani rezonans var. III.Sonra 12 B*  bozunumu ile oluşan 12 C var (7,65 MeV uyarılmış durum sonucu ) tutay4

5 tutay5 Sıcaklığın fonksiyonu olarak çeşitli alfa reaksiyonlarının ortalama ömrü.

6 12 C oluşumundan itibaren olabilecek  reaksiyonları: 12 C+ 4 He  16 O+  (Q=7,16 MeV, E B =3,75 MeV) 16 O+ 4 He  20 Ne+  (Q=4,73 MeV, E B =4,47 MeV) 20 Ne+ 4 He  24 Mg+  (Q=9,31 MeV, E B =5,36 MeV) E B :Coulomb engeli daha ağır elementler için artar. Dolayısıyla bu reaksiyon zincirinin devam etmesi zorlaşır. Helyum yakıtı azalmaya başlar ve sonra 12 C ve 16 O yanmaya başlar. E ğer sıcaklık 10 9 K ise Coulomb engeli aşılır ve aşağıdaki reaksiyonlar oluşur. 12 C+ 12 C  20 Ne+ 4 Heveya 23 Na+p 16 O+ 16 O  28 Si+ 4 Heveya 31 P+p tutay6

7 Bu reaksiyonlara ek olarak diğer  parçacığı ve nükleon yakalama reaksiyonları gerçekleşebilir. İkinci nesil yıldızlarda bulunabilen 14 N, p-p füzyonunda karbon çeviriminde oluşur. 14 N  18 O  22 Ne  26 Mg (alfa yakalama zinciri…) ( ,  ) dan başka reaksiyonlar ( ,n) veya (p,  ) dır. Kütlesi 60 olan çekirdeklerin oluşmasında son evre Silikon yanmasıdır. 28 Si+ 28 Si  56 Ni Co u l o mb engeli büyüktür bunun yerine: ( ,  ) ( ,p) ( ,n) foto bozunmaları ve benzer reaksiyonlar sonucu oluşur. 28 Si+  24 Mg+ 4 He ve 28 Si+ 4 He  32 S+  Oksijenin yanmasında da kısman Si oluşur. Bu reaksiyon zincirin son ürünleri 56 kütleli çekirdekler: 56 Ni, 56 Co, 56 Fe Bu noktada yakalanma reaksiyonlarında artık enerji açığa çıkmaz ve süreç durdurulur. Şekilde elementlerin bollukları oranına bakılırsa: tutay7

8 tutay8 Helyum dışındaki elementlerin bağlı bollukları (ağırlıkça). (Z=Çift ler Z=teklerden daha bol!!)

9 Yıldız içerisindeki yüklü parçacığın reaksiyon hızını anlayabilmek için hızlandırıcılar gereklidir. (MeV yerine GeV enerji aralığı  Coulomb engeli) Bir yıldız çevresindeki reaksiyon olas ı lığı, füzyon reaksiyon hızına benzer yolla hesaplanır. Reaksiyona giren parçacıklar (a+X) bir termal dağılımla yazılır. n(E)dE  e -k/T (E) 1/2 dEtesir kesiti :  (E)  (1/E)e -2G G=(e 2 /4  0 ).(  Z a Z x /ħ )G:Gamow faktörüdür. 2G  Z a Z x A et 1/2 (E) -1/2 A et =Z a Z x /(A n +A X ) tutay9

10 tutay

11 tutay11 n(E) ve  (E) enerjiye bağımlılığı. Reaksiyon olasılığı taranmış alanda büyüktür.

12 Reaksiyon hızı:  çarpanına ve belli bir enerjideki parçacıkların sayısına bağlıdır. hız  n(E)  (E)  e -E/kT-2G şekildeki taranmış bölgedir. Örneğin 12 C+ 12 C reaksiyonu: kT=0,1MeV ve T=10 9 K yıldızlar şartları için E 0 =2,3MeV gerekli ve  (E)  (1/E)e -2G S(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-E R ) 2 +  2 /4] Reaksiyon hızı için S(E) gerekli S(E)=E  (E)e 2G tutay12

13 tutay13 12 C+  16 O+  için S(E) tesir kesiti. Kesikli çizgi teorik hesaplamaları gösteriyor. Kesiksiz çizgi ise fit edilmiş deney sonuçlarını gösterir.

14 tutay14 0O + E(keV) 16 O 16 O* uyarılmış durumları. Burada rezonanslar görülmektedir.

15 A>60 olan yıldızlarda çekirdek sentezi. Bunlarda öncelik nötron yakalama prensibidir. Örnek: 56 Fe+n  57 Fe+  57 Fe+n  58 Fe+  58 Fe+n  59 Fe+  Burada reaksiyon olasılığı n akısına bağlıdır. 59 Fe radyoaktiftir ve yarı ömrü 45 gündür. 59 Fe  bozunumu ile kararlı 59 Co’ a bozunur. Bu ise sonradan bir n yakalayarak radyoaktif 60 Co’ ı oluşturur tutay15

16 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 tutay16

17 Örnek s- ve r- süreçleri küçük bir tablosuna bakılırsa, 56 Fe r- ve s- süreci kesikli çizgiler 65 Cu mümkün. Bir çok r- süreci mümkün ama kısa ömürlüler  bozunumu ile olur tutay17

18 tutay18 Fe pikinden sonra  v çarpanı azalır. A=100 civarında denge durumuna yaklaşır.

19 tutay19 Fakat 122 Sn ve 124 Sn elementleri (Sn:tin) yalnız r- sürecinde oluşur. Bazı çekirdekler iki sürece de (r- ve s-) girebilirler.

20 Süpernova patlaması ve nötron zengini yıldızlar. Burada çok sayıda nötronlar reaksiyon tarafından yakalanır ve sonuçta nötronca zengin olan reaksiyonlar oluşur. Nötronl a rın 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 tutay20

21 tutay21 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.

22 Bu durumda içerde ısı ve basınç artar. İçine çökme olunca yoğunluk artar. S onuçta elektronlar plazma içerisinde protonlarla reaksiyona girmeye zorlanır ve reaksiyon sonucu nötronlar oluşur. P+e -  n+ bu durumda protona karşılık bir nötr i no ortaya çıkar ve reaksiyon bölgesini terk eder. Burada yıldızın çekirdek bölgesi yoğunluğu 1,7 nükleon/fm 3 olur. Bu durumda yıldız da süpernova patlaması olur tutay22

23 Yıldız çekirdeğin de neler ol abileceği 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 (1,4M 0  M  2M 0 ) sahip yıldızlar genellikle nötron yıldızına dönüşür. İsminden de anlaşıldığı gibi yıldızın kütlesi ağırlıklı olarak nötronlardan oluşur tutay23

24 s ve r faktörleri A> tutay

25 tutay25 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.


"Yıldızların oluşumu Nükleer Astrofizik II. Yıldızlarda çekirdek sente z i A  60 A  60 civarındaki elementlerin oluşumundaki baskın süreç, öncelikle." indir ppt

Benzer bir sunumlar


Google Reklamları