Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

Sunum yükleniyor. Lütfen bekleyiniz

Nükleer Astrofizik I Güneş Füzyonu 09.04.20151tutay.

Benzer bir sunumlar


... konulu sunumlar: "Nükleer Astrofizik I Güneş Füzyonu 09.04.20151tutay."— Sunum transkripti:

1 Nükleer Astrofizik I Güneş Füzyonu 09.04.20151tutay

2 Kainatın evrimi dört evreye ayrılabilir: 1.Çekirdek ve atom ların oluşumu(Nükleon sentezi), 2.Galaktik yoğunlaşma, 3.Yıldızların çekirdek sentezi, 4.Güneş sistemin evrimi. Birinci evre t=0 anında Büyük Patlama ( Bing Bang ) O layı nı ve kararlı tanecik oluşumu nu kapsamaktadır. B u evrede bü yük ihtimal le tanecik anti tanecikten daha fazla ydı (anti s i metri). 250 s sonra H ve He kararlı çekirdek oluşumu gerçekleşti. Sonra ki 10 6 yıl belirsiz dir. 09.04.20152tutay

3 İkinci evrede, galaktik yoğunlaşma, genel çekim kuvvetinin etkisi, nükleer ve parçacık fiziğinin etkisi 1-2 Gy (gigayıl=10 9 yıl) yok. Üçüncü evrede  2 Gy belirsizlik. Dördüncü evrede güneş sistemin evriminin oluşumu gerçekleşmişti. 09.04.20153tutay

4 Güneşle ilgil i büyüklülükler : Güneş yüzeyindeki sıcaklık T=6000 K Güneşin merkezindeki sıcaklık T=6.10 6 K 09.04.20154tutay

5 Hidrojen yanarken ortya çıkan enerji. Coulomb kuvveti Füzyon oranı : [Füzyon/(m 3 s)] 09.04.20155tutay

6 Enerji daha çok merkezde r<0,25Rs üretilir. Enerji transportu merkezden dışarıya 55 saatte iletilir. Çünkü kalınlık 10 5 km dir. Güneşin diğer bölümlerinde daha çok ışın transportu öne çıkıyor. r<0,84Rs 09.04.20156tutay

7 Bu bölümde Astrofizikteki nükleer reaksiyonları a nlamaya çalışacağız. 1.Güneş sistemindeki elementlerin oluşumu ( ki bunlar nükleer reaksiyonları sonucu oluşmuşlar ) nasıldır? 2.Bing Bang olayında tanecik ve anti tanecik nasıl oluştu? 3.Bing Bang olayından 3s sonra neler oldu? Bu zamanda nötron ve proton yani nükleonlar vardı! 250s sonra Hidrojen ve Hel y um oluşmuştu! Atomların ve gaz bulutların oluşumu 10 4 yıl boyunca sürmüş sonunda evreni oluşturmuştur. Gravitasyon etkisi ile oluşan gaz topları belli bir ısıya olaşınca içlerinde nükleer reaksiyonlar oluşur. 09.04.20157tutay

8 Oluşan bu nükleer reaksiyonlar sonucu A<60 olan elementler oluştu. Ağır elementler esas olarak Süpernova (soğumuş yıldızların patlaması) sonucu oluşur. Evrenin enerji yoğunluğu (Ortamdaki fotonların sayısı) önemlidir. Hubble, yıldızların spektrumunun kırmızıya kaydığını tespit ederek evrenin genişlediğini bulmuştur. v=Hd v:hız, d:uzaklık; v ile d arasında doğrusal bir bağınıtı var. H Hubble sabiti: H=(1/R)(dR/dt) R(t) Skalen faktörü (Boyut çarpanı) H=67(km/s)/Mpc 1 Mpc =3,26 10-6 ışık yılı 09.04.20158tutay

9 H 2 =(dR/dt) 2 /R 2 Burada G: Gravitasyon sabiti  :evrenin yoğunlu k: geometrik faktör; k=o için ortam bükülmüş.  :Ko z molo ji sabiti. Genelde sıfır alınır t=0 anında hızı (v)= d/t ve v=H.d (B ig B ang anı ) t=1/H =15Gy dır. Evrenin yaşı: (13,7  2). 10 9 yıl Basit olarak Önceki evren için  R=(enerji/Hacim)=Kuant başına düşen enerji x Hacimdeki kuant  R=(C/R 4 ) C:sabit 09.04.20159tutay

10 Çeşitli evren tipleri için yarıçap ve boyut çarpanın zamana bağımlılığı. q=0 sabit hızla genişleyen evren, k=-1 bükülmüş evren k=0 için açık düzlem evren k=+1 için önce genişleyen sonra sıkışan kapalı evren. 09.04.201510tutay

11 Zaman ve enerji arasındaki bağıntı: t=(3/32  G  R) 1/2 Enerji ve ısı (T) arasındaki bağıntı Enerji yoğunluğu u(T) =  T 4 Büyük Patlama ile şimdiye kadar geçen zaman: ve ısı Evrenin bugünkü ısısı T=2,7 K Ve fotonların sayısı N  =400 cm -3 Görünen nükleonlar ın (baryonlar) sayısı N N =0,4 cm -3 Bugün fotonlar nükleonlardan 10 9 kat daha fazladır. 09.04.201511tutay

12 Tanecik ve anti taneciğin ( X,  X) oluşması ve yok olması X +  X  2  şeklindedir. Yeterli yüksek ısılarda iki foton bir tanecik ve bir anti taneciği oluşturabilir. Aynı zamanda bir elektron ve bir pozitron reaksiyona girerek, aşağıdaki reaksiyonu oluşturabilir. E ğer tanecik başına sahip olunan enerji 511 keV ise reaksiyon gerçekleşir. e - +e +  2  Reaksiyon denge de ise T= 6.10 9 K dir. Eğer fotonların ortalama enerjisi  E  =k B T>511 keV olursa sistem dengede dir. Ve T=6.10 9 K bu sıcaklık 6s ve T<6.10 9 K sonraki ısıya tekabül eder. 09.04.201512tutay

13 3s sonra fotonların nükleonlara oranı 10 9 katı kadardı. Nötronların protonlara oranı Nn/Np  0,2. Şekilde zaman bağlı olarak nükle o nların bulunma oranı 09.04.201513tutay

14 Ağır çekirdeklerin oluşması için gerekli adım (reaksiyon) n+p  d+  Burada fotonun enerjisi E  =2,225 MeV dir. Eğer E  enerjisi varsa bir d oluşur veya bir d yok olur böylece reaksiyon dengede kalır. Bu da şu demek foton sayısı nükleonların sayısından büyük olması lazım ki denge olsun. N  (E  >2,225MeV)  N n  0,2.10 -9 N  (toplam) 09.04.201514tutay

15 T=3.10 8 K sıcaklığındaki E enerjisindeki fotonların sayısı. 09.04.201515tutay

16 f: Foton sayısı Eğer f>0,21 -9 ve T=9.10 8 K den daha büyük ve bu eylem t=250s kadar sürer. 250 s sonra döteryum sayısı artar. Bu durumda yeni reaksiyonlar oluşur. Bu reaksiyon ürünlerin bağlanma enerjileri döteryumunkinden daha fazladır. Yüksek enerjilerde karadelik ışınlanmasının enerji dağılımını veren denklem. 09.04.201516tutay

17 A=5 olan kararlı element yok ve 4 He son kararlı ürün dür. Hatta A=8 ( 8 Be) de kararlı değil. Kararlı olanlar: 7 Li, 7 Be ve 6 Li dir ve aşağıdaki şekilde oluşabilir. Bu reaksiyonlarda Coulomb engeli 1 MeV civarında p: 4 He: d: 3 He=77:23:10 -4 :10 -4 Bu zamandan sonra (t=250 s) bütün nötronlar çekirdekte yerini almıştır. 09.04.201517tutay

18 Başlangıçtaki Helyum bolluğunun Y p ye (nükleonların fotonlara oranına) bağımlılığı. Kütlesiz 2,3, ve 4 nolu nötrino tipleri için beklenen bağımlılık gösterilmektedir. Helyum için bolluk oranı Yp=0,24 dür. 09.04.201518tutay

19 Proton - proton füzyonu 1.Zincir 2.zincir 3.zincir 09.04.201519 tutay

20 09.04.201520tutay

21 Güneşte 10 7 K deki ısıda ortaya çıkan enerjinin %98 proton - proton füzyonu yolu ile olur. 4p  4 He+2e + +26,7 MeV Bu reaksiyonun süresi 10 10 yıldır ve şimdiye dek 6.10 9 yıl zaman geçmiştir. 09.04.201521tutay

22 CNO füzyonu 09.04.201522tutay

23 15 N + 1 H → 16 O + γ +12.13 MeV 16 O + 1 H → 17 F + γ +0.60 MeV 17 F → 17 O + e + + ν e +2.76 MeV 17 O + 1 H → 14 N + 4 He +1.19 MeV 12 C + 1 H → 13 N + γ +1.95 MeVγMeV 13 N → 13 C + e + + ν e +2.22 MeV ( beta+ bozunumu yapar )eν e 13 C + 1 H → 14 N + γ +7.54 MeV 14 N + 1 H → 15 O + γ +7.35 MeV 15 O → 15 N + e + + ν e +2.75 MeV( beta+ bozunumu yapar ) 15 N + 1 H → 12 C + 4 He +4.96 MeV (%99,96 olasılıkla) 09.04.201523tutay

24 Helyum yanması: T=10 8 K sıcaklıkta He yanar. 4 He+ 4 He  8 Be+  burada Q=92 keV. T=2.10 8 K de E  =17keV bu durumda Be denge de olur. S onra 4 He ile reaksiyona girer. 4 He+ 8 Be  12 C+  Q=7,45 MeV Kütle dağılımı 09.04.201524tutay


"Nükleer Astrofizik I Güneş Füzyonu 09.04.20151tutay." indir ppt

Benzer bir sunumlar


Google Reklamları