Nükleer Astrofizik II Yıldızların oluşumu.

... konulu sunumlar: "Nükleer Astrofizik II Yıldızların oluşumu."— Sunum transkripti:

1 Nükleer Astrofizik II Yıldızların oluşumu

2 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. tutay

3 4He-4He füzyonu için gerekli olan sıcaklık 1-2. 108K dir
4He-4He füzyonu için gerekli olan sıcaklık K 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. tutay

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

5 Sıcaklığın fonksiyonu olarak çeşitli alfa reaksiyonlarının ortalama ömrü.
tutay

6 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 tutay

7 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 ve 28Si+4He32S+ 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: tutay

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

9 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) tutay

10 tutay

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

12 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 tutay

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

14 16O* uyarılmış durumları. Burada rezonanslar görülmektedir.
E(keV) 16O tutay

15 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. tutay

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. tutay

17 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. tutay

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

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

20 Süpernova patlaması ve nötron zengini yıldızlar
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. tutay

21 Bu süreç 10 s içerisinde olabilir.
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. tutay

22 Bu durumda içerde ısı ve basınç artar
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. tutay

23 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. tutay

24 s ve r faktörleri A>60 tutay

25 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. tutay