PROFILPELAJAR.COM

Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir.^[1] Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar.^[2] Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi demir zirve elementlerinin oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, r-süreci denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, rp-süreci olarak bilinen proton yakalanması ve gamma (ya da p) süreci olarak bilinen ışıl parçalanmadır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.

Nedeni

Supernovalar, iki temel senaryoya göre oluşan, devasa bir yıldız patlaması sonucunda ortaya çıkarlar. Birinci senaryoya göre, bir beyaz cüce yıldızı, komşu bir yıldızdan (genellikle bir kırmızı devden) kütleyi emerek Chandrasekhar limitine ulaştıktan sonra, nükleer temelli bir patlama yaşar. İkinci ve daha çok kabul gören senaryoya göre ise, devasa bir yıldız, genellikle de bir üstdev, nükleer füzyon (ya da yanma) sürecinde, nikel-56’ya ulaştığında patlama yaşar. Bu izotop, bütün izotopların en yüksek bağlanma enerjilerinden biri olan demir-56’ya dönüşecek şekilde bir radyoaktif bir bozunma yaşar ve bu izotop, ekzotermik olarak nükleer füzyonla net bir enerji salınımı üreten en son elementtir.

Daha ağır element üreten bütün nükleer füzyon tepkimeleri, yıldızın enerji kaybetmesine sebep olur; diğer bir deyişle, gerçekleşen bu tepkimeler endotermik tepkimelerdir. Yıldızın dış tabakalarını destekleyen basınç, çok hızlı bir biçimde düşer. Dış kabuk radyasyon basıncıyla yeterli bir biçimde desteklenmediği için, yıldızın yerçekimi dış tabakalarını hızla içeri çeker. Yıldız çökmeye başladıkça, bu dış tabakalar yıldızın, sıkıştırılamayan, çekirdeği ile çarpışır ve dış kabuğun ergimemiş, yani füzyona uğramamış, maddeleri aracılığı ile dışarı doğru genişleyen bir şok dalgası ortaya çıkar. Şok dalgası içindeki basınçlar ve yoğunluklar, bu madde içinde ergimeyi tetiklemeye yeterlidir; açığa çıkan enerji, yıldızın patlamasına ve yıldızlararası uzama, yıldızdan maddelerin yayılmasına sebep olur.

Nükleer ergime dizisi ve alfa süreci

Oksijen yakma sürecini tamamlamış olan bir yıldızın çekirdeği, esas olarak silikon ve sülfürden oluşur.^[3] Eğer yeterince büyük bir kütlesi varsa, çekirdeği 2.7–3.5 GK (230–300 keV) arasında bir sıcaklığa erişene kadar yıldız küçülür. Bu sıcaklıklarda, silikon ve diğer elementler, proton ve alfa parçacığı yayarak ışıl parçalanmaya maruz kalabilir.^[3] Silikon yanması ise, alfa sürecine yol açar. Alfa süreci, her bir aşamada bu alfa parçacıklarını^[3](bir helyum çekirdeğine, iki proton ve iki nötrona denk olan) ekleyerek yeni elementler yaratırken, belirli bir diziyi takip eder.

Bütün silikon yanma süreci yaklaşık bir gün sürer ve nikel-56 üretildiğinde sona erer. Yıldız artık nükleer ergime yoluyla enerji açığa çıkaramaz; çünkü 56 parçacıklı bir çekirdek parçacığı, alfa süreci dizisinde yer alan elementlerin içinde nükleon başına en düşük kütleye sahiptir. Demir-56’ya göre çekirdek parçacığı başına demir-56 ve nikel-62’nin biraz daha fazla bağlama enerjisi olsa da,^[4] alfa sürecindeki bir sonraki adım, parçacık başına biraz daha fazla kütlesi olan ve bu sebeple termodinamik açıdan daha az uygun olan çinko-60’tır. 28 protonu olan nikel-56’nın yarılanma süresi 6.02 gündür ve β+ bozunumu yoluyla kobalt-56’ya çözünür. 27 protonu bulunan kobalt-56’nın, 26 protonluk demir-56’ya çözünürken, yarılanma süresi 77.3 gündür. Ancak büyük bir yıldızın çekirdeğinde nikel-56’nın çözünmesi sadece dakikalar içinde gerçekleşir. Yıldız bu noktada artık nükleer yakıtını tüketmiştir ve dakikalar içinde küçülmeye başlar.

Bu küçülme sırasında, yerçekimsel küçülme potansiyel enerjisi, iç kısımı 5 GK (430 keV)’ye kadar ısıtır. Bu durum, küçülmeye karşı direnç oluşturarak, küçülmeyi geciktirir. Ancak, yeni füzyon tepkimeleri yoluyla ek bir ısı enerjisi üretilemediğinden, en sondaki direnç gösterilmeyen küçülme, çok hızlı bir biçimde, sadece birkaç saniye süren bir çöküşe yol açar. Yıldızın merkez kısmı, ya bir nötron yıldızına ya da yıldız yeterince büyük kütleli ise, bir kara deliğe dönüşür. Yıldızın dış tabakaları, günler ya da aylar süren Tip II süpernova olarak bilinen bir patlamada kopup gider. Süpernova patlaması, büyük bir nötron infilakına yol açar. Yıldızın içinde yaklaşık bir saniye içinde bu infilak, r-süreci olarak bilinen bir nötron tutma mekanizması aracılığıyla, evrende demirden daha ağır elementlerin kaynağının yaklaşık yarısını sentezler.

Ürünler

Normal bir yıldızda ergime yoluyla elde edilen bir elementin maksimum ağırlığı, demirin ağırlığı kadardır ve atomik kütlesi 56 olan bir izotopa ulaşmıştır (bkz. Yıldız Nükleosentezi). Bir süpernovadan önce, silikon ve demir arasındaki elementlerin ergimesi, sadece en büyük yıldızlarda silikon yanımı sürecinde ortaya çıkar. (S-süreci olarak da bilinen ve normal yıldız nükleosentezi esnasında meydana gelen yavaş nötron tutunumu süreci, atomik kütlesi yaklaşık 209 olan bizmuta kadar olan elementleri meydana getirebilir. Ancak, s-süreci esas olarak daha yavaş evrimleşen düşük kütleli yıldızlarda meydana gelir). Ne zaman ki çekirdek, gazların dış tabakasını desteklemeye yetecek miktarda enerjiyi üretemez hale gelir, yıldız bir süpernova olarak patlar ve patlarken demirin ötesinde elementler yığını oluşturur. Süpernova patlaması sırasında demirden uranyuma kadar elementlerin oluşumu, saniyeler içinde gerçekleşir. Açığa çıkan büyük miktarda enerji yüzünden, normal yıldız sıcaklığından çok daha büyük sıcaklık ve yoğunluklara erişilir. Bu koşullar, uranyum ötesi elementlerin oluşabileceği bir ortam yaratır.

r-süreci

Süpernova nükleosentezi esnasında, r-süreci (r, hızlı nötron tutunumu anlamında kullanılmaktadır) nötron zengini ağır izotoplar yaratmaktadır. Bu izotoplar, ilk istikrarlı isotop oluşumundan sonra çözünecek ve böylelikle bütün ağır elementlerin nötron zengini istikrarlı izotoplarını yaratacaktır. Bu nötron tutunumu süreci, yüksek nötron yoğunluğu ve yüksek sıcaklığın sağlandığı koşullarda ortaya çıkar. R-sürecinde, oldukça istikrarsız nötron zengini çekirdekler oluşturmak için ağır çekirdekler, büyük bir nötron seli ile bombardıman edilirler. Bu istikrarsız nötron zengini çekirdekleri, daha yüksek atom numaralı ve aynı atomik ağırlıklı daha istikrarlı çekirdekler oluşturmak için çarçabuk beta bozunumuna uğrarlar. Saniyede santimetrekare başına yaklaşık 10²² nötronla, inanılmaz bir nötron seli yaşanır. Dinamik bir r-sürecinin yapılmış ilk hesaplamaları, r-süreci bolluğunun, farklılaşan nötron akışının üst üste binmesinden kaynaklandığını ortaya koymuştur.^[5] Küçük akış, ilk r-süreci zirvesini, aktinitler olmaksızın, A=130 atomik ağırlığında üretir. Büyük akış ise, aktinit uranyum ve toryum üretirken, A=130 bolluk zirvesini bünyelerinde barındırmazlar. Bu süreçler, ayrıntılara bağlı olarak, bir veya birkaç saniyenin bir bölümünde meydana gelir. İlk hesaplamalardan sonra yayınlanmış yüzlerce makale, bu zaman bağımlı yaklaşımdan yararlanmıştır. İlginç bir biçimde, yakınlarımızdaki tek modern süpernova olan 1987A, r-süreci zenginleştirmelerini ortaya koymamıştır. Günümüz düşüncesine göre, r-süreci ürünleri bazı süpernovalardan dışarı atılmış olabilirken, bazılarında da nötron yıldızı ya da kara delik atığı olarak yutulmuş olabilir.

Kaynakça

^ "Synthesis of the laments from carbon to nickel" Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
^ Woosley, S.E., W. D. Arnett and D. D. Clayton (1973). "Explosive burning of oxygen and silicon". The Astrophysical Journal Supplement. Cilt 26. ss. 231-312. Bibcode:1973ApJS...26..231W. doi:10.1086/190282.
^ ^a ^b ^c Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ss. 519-524. ISBN 9780226109534.
^ Citation: The atomic nuclide with the highest mean binding energy 31 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Fewell, M. P., American Journal of Physics, Volume 63, Issue 7, pp. 653–658 (1995). Click here 14 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. for a high-resolution graph, The Most Tightly Bound Nuclei, which is part of the Hyperphysics 28 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. project at Georgia State University. 20 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ P. A. Seeger, W.A. Fowler, D. D. Clayton (1965). "Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture". The Astrophysical Journal Supplement. Cilt 11. ss. 121-166. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.

Konuyla ilgili yayınlar

E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (article 24 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Physical Review Çevrimiçi Arşivi'nde).
D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-521-82381-1.