Nükleosentez

Çekirdek fiziği
Anahtar Konular
Radyoaktif bozunma
Fisyon
Füzyon
Klasik bozunmalar
Alfa · Beta · Gama ışını · Parçacık bozunumu
Gelişmiş bozunmalar
Çift Beta bozunmalar · Çift elektron yakalama · İç çevirim · İzomerik çevrilim
Emisyon reaksiyonları
Nötron emisyonu · Pozitron emisyonu · Proton emisyonu
Yakalama
Eksicik yakalanması · Nötron yakalama
R · S · P · Rp
Fisyon
Kendiliğinden fisyon · Yarılma · Kosmik ışın spallation · Fotodezentegrasyon
Çekirdek Sentezİ
Stellar Çekirdek Sentezi
Big Bang çekirdek sentezi
Süpernova çekirdek Sentezi

Nükleosentez, daha önceden varolan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama’dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.

Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugün de devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.

Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugünde devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.

Karbon ve oksijenin ergimesiyle, patlayan yıldızların arasında oluşan süpernova nükleosentezi, atomik sayısı 12 olan magnezyumla, atomik sayısı 28 olan nikel arasındaki element zenginliğinden mesuldür.[1] Tip II süpernova(en) oluşumunun son saniyelerinde, demirden ve nikelden daha ağır olan, daha az bulunur elementlerin oluşumunda süpernova nükleosentezinin payı olduğu düşünülmektedir. Elementler oluşurken, bu daha ağır elementlerin sentezi, süpernova patlaması esnasında üretilen enerjiden, enerji emer-yani endotermiktir. Patlama esnasında birkaç saniyelik bir sürede, çeşitli nötronların soğrulması R Süreci sonucu bu elementlerin bazıları ortaya çıkar. Süpernovalar içinde oluşan elementler, uzun ömürlü elementlerden olan uranyum ve toryum gibi bilinen en ağır elementleri kapsar.

Kozmik ışınların yıldızlararası ortama etki ettiği ve daha büyük atom türlerini parçaladığında oluşan kozmik ışın parçalanması, yıldız nükleosentezi tarafından yaratılmayan daha hafif çekirdekçiklerin, özellikle de 3He, 9Be ve 10,11B, önemli bir kaynağıdır.

Evrende büyüyen element bolluklarından sorumlu olan ergime süreçlerine ek olarak, birkaç küçük doğa süreci, dünyada çok az sayıda yeni nüklit üretmeye devam etmektedir. Bu nüklitler, kendi bolluklarına az da olsa katkıda bulunmaktadır; ancak, özel ve yeni çekirdekçiklerin varlığının sebebi bu nüklitler olabilir. Uranyum ve toryum gibi uzun ömürlü, ağır ve ilkel radyonüklitlerin radyojenezi (bozunumu) ile bu nüklitler oluşmuştur. Dünyadaki elementlerin kozmik ışın bombardımanı, kozmojenik nüklitler denilen nadir, kısa ömürlü atamik türlerin varlığına da katkı sağlamıştır.

Zaman çizelgesi

Elementlerin kozmojenik kökenlerini gösteren periyodik tablo. Karbondan sülfüre kadar olan elementler, alpha süreci aracılığıyla küçük yıldızlarda oluşturulabilir. Demirin ötesindeki elementler, yavaş nötron yakalamasını(s-süreci) takiben, uzaya gaz atımı yapılmasıyla, büyük yıldızlarda oluşturulur. Demirden daha ağır elementler, yoğun bir nötron püskürtmesi ve hızlı bir element yakalama içeren r-sürecinden sonra süpernovada yapılabilir.

İlkel çekirdek parçacıklarının, iki trilyon derecenin altında soğuyan Büyük Patlama esnasında, kuark-glüon plazmasından oluştuğu düşünülmektedir. Bundan birkaç dakika sonra, sadece proton ve nötronlarla başlayarak, lityum ve berilyuma (her ikisinin de kütle numarası 7’dir) kadar çekirdekçikler oluşmuştur; ama diğer elementlerin bollukları, büyüyen atomik kütleyle hızla düşmüştür. Bazı borlar bu zamanda oluşmuş olabilir, ancak karbon oluşmadan evvel süreç durmuştur; çünkü bu element, Büyük Patlamanın kısa süren nükleosentez döneminde varolandan çok daha fazla helyum yoğunluğu ve zamana ihtiyaç duyar. Bu ergime süreci, evren büyümeye devam ettiğinden, sıcaklık ve yoğunluktaki düşüşler sebebiyle yaklaşık yirmi dakika içinde bitmiştir. Bu ilk süreç, Büyük Patlama nükleosentezi, evrende oluşan ilk nükleodoğuştur.

Daha ağır elementlerin daha sonraları ortaya çıkan nükleosentezleri, yıldızlar ve süpernovalarda bulunan olağanüstü sıcaklıkları ve basınçları gerektirmektedir. 500 milyon yıl önce Büyük Patlamadan gelen hidrojen ve helyum ilk yıldızların içine çökünce bu süreçler de başlamış oldu. O zamandan beri de galakside yıldız oluşumları kesilmeden devam etti. Dünyada bulunan elementler – ki bunlara ilkel elementler de denir – yıldız nükleosentezi ve süpernova nükleosentezi sayesinde dünyanın oluşumundan önce meydana gelmiş elementlerdi. Bu elementlerin atom sayıları Z=6 karbondan, Z=94 plütonyuma kadar uzanmaktadır. Bu elementlerin sentezi, ya (hızlı ve yavaş çeşitli nötron yakalanması da dahil) nükleer füzyon ya da az bir dereceyle beta bozunumunun takip ettiği nükleer fisyon sayesinde meydana gelir.

Yıldızlararası ortamın, dolayısıyla yıldızın, başlangıçtaki bileşiminde bulunan bor, lityum, berilyum, döteryum ve hidrojen elementlerini kendisinin daha hafif çekirdeği ile bağlayan bir yıldız daha ağır elementler kazanmış olur. Bu yüzden yıldızlararası gaz, Büyük Patlama esnasında nükleosentezleri sayesinde var olan hafif elementlerin azalan bolluklarını bünyesinde barındırır. Bugünün evreninde bu büyük miktarlardaki daha hafif elementlerin, (çoğunlukla yüksek enerji protonları olan) milyarlarca yıllık kozmik ışınlar aracılığı ile yenilendiği düşünülmektedir. Bu kozmik ışın çarpışmaları Li, Be, ve B hafif elementlerini içerir.

Nükleosentez kuramının tarihçesi

Nükleosentez hakkındaki ilk görüşlere göre kimyasal elementler evrenin başlangıcında yaratılmıştır. Ancak, bunu kanıtlayabilecek hiçbir mantıki fizik senaryosu ortaya konulamamıştır. Zaman içinde ortaya çıkmıştır ki hidrojen ve helyum diğer elementlerden çok daha bolluk içindedir. Diğer bütün elementler güneş sisteminin ve diğer yıldız sistemlerinin kütlesinin % 2’sinden daha az miktardadır. Aynı zamanda oksijen ve karbonun hidrojen ve helyumdan sonra en sık rastlanan iki element olduğu görülmüştür. Ayrıca, hafif elementlerin özellikle Helyum-4 çekirdeklerinin tam sayılarından oluşan elementlerin yüksek bolluğuna doğru genel bir eğilim olduğu görülmektedir.

İlk kez 1920’lerde Arthur Stanley Eddington, hidrojenin helyum içinde ergimesiyle yıldızların enerjilerini sağladığını ileri sürmüştür. Nükleer mekanizma henüz anlaşılmadığından bu fikir kabul görmemiştir. İkinci Dünya savaşının hemen öncesinde Hans Bethe hidrojenin helyum içinde ergidiği nükleer mekanizmaları ortaya koymuştur. Ne yazık ki, yıldızların enerjileri üzerine yapılan bu erken tarihli çalışmaların ikisinde de helyumdan ağır elementlerin oluşumlarına değinilmemiştir.

Yıldızlardaki daha ağır elementlerin nükleosentezi üzerine Fred Hoyle'un çalışmaları İkinci Dünya Savaşı'nın hemen ardından ortaya çıkmıştır.[2] Hidrojenden başlayarak Hoyle bütün daha ağır elementlerin oluşumunu açıklamaktadır. Hoyle, evrensel bir başlangıca ihtiyaç duymaksızın, vakum ve enerjiden sürekli olarak hidrojen üretildiğini iddia etmiştir.

Hoyle’nin çalışması, gökada yaşlandıkça elementlerin bolluğunun zaman içinde nasıl arttığını açıklamaktadır. Akabinde William A. Fowler, Alastair G.W. Cameron, Donald D. Clayton ve onu takip eden pek çok bilim insanının katkılarıyla Hoyle’nin çalışmaları 1960’larda geliştirilmiştir. E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler ve Hoyle’nin (Bkz. Kaynakça Listesi) 1957’de kaleme aldığı çığır açıcı bir makale, 1957’lerdeki çalışmaların çok bilinen özeti niteliğindedir. Bu makale, gökbilimciler tarafından da belgelenebilen, yıldızların içinde ağır bir çekirdeğin diğerlerine dönüşümü süreçlerini açıklamaktadır.

1957’den çok önce Belçikalı bir fizikçi ve Katolik bir rahip olan Georges Lemaître 1931 yılında Büyük Patlamayı açıklayan mekanizmayı öne sürmüştür. Lemaître’ye göre, zaman içinde evrenin genişlemesi için gerekli olan şey, zamanla geriye doğru olacak büzüşmenin durmasıdır. Bu süreç evrenin bütün kütlesini “ilkel atom” noktasına getirecektir ki, bu da zaman ve uzamın var olmadığı bir durumdur. Daha sonra Hoyle Lemaître’nin bu modeline alaycı bir terim olan Big Bang (Büyük Patlama) adını koyduğunda, Helyum ve karbon arasındaki döteryum ve nüklitlerin varlığını açıklamak için Lemaître’nin modeline ihtiyaç duyacağının farkında değildi. Bu model aynı zamanda yıldızlarda ve yıldızlar arası boşlukta bulunan oldukça yüksek miktardaki helyumun varlığını da açıklamaktadır. Sonuçta, nükleosentez üzerine Lematre ve Hoyle’un geliştirdiği modellerin ikisi de evrendeki element boşluğunu açıklamada ihtiyaç duyulan modeller olmuştur.

Nüklosentez kuramının amacı, değişen bolluklardaki kimyasal elementler ve bu elementlerin izotoplarını doğal süreçler perspektifinden açıklamaya çalışmaktır. Bu kuramın gelişmesinin esas nedeni, bolluklar ve bu elementlerin atomik sayılarının çiziminde ortaya çıkan şekildir. Bu bolluklar atomik sayının fonksiyonu olarak grafiğe döküldüğünde on milyona kadar faktörlerle değişen bir tırtıklı testere dişi görünümündedir. Nükleosentez araştırmaları üzerinde oldukça etkili olan bir çalışma, Hans Suess ve Harold Urey tarafından ortaya konan bolluk tablosudur. Bu tablo, evrim geçirmemiş meteorların içinde bulunan kalıcı elementlerin parçalara ayrılmamış bolluklarını göstermektedir.[3] Bu bollukların benzer bir grafiği aşağıdaki logaritmik ölçekte verilmiştir. İzotopların bolluğuyla ilgili daha çok veri için Kozmostaki İzotopların Elkitabına bakınız.[4]

Kimyasal elementlerin Güneş Sistemi'ndeki bollukları. Hidrojen ve helyum, Büyük Patlama örneğinin kalıntıları olarak, en yaygın olan elementler.[5] The next three elements (Li, Be, B) are rare because they are poorly synthesized in the Big Bang and also in stars. The two general trends in the remaining stellar-produced elements are: (1) an alternation of abundance of elements according to whether they have even or odd atomic numbers, and (2) a general decrease in abundance, as elements become heavier. Within this trend is a peak at abundances of iron and nickel, which is especially visible on a logarithmic graph spanning fewer powers of ten, say between logA=2 (A=100) and logA=6 (A=1,000,000).

Süreçler

Nükleosenteze yol açtığı düşünülen çok sayıda astrofiziksel süreç bulunmaktadır. Bu süreçlerin çoğunluğu yıldızların içindeki katmanlarda oluşur; ve bu nükleer ergime süreçleri zinciri; hidrojen yanması, helyum yanması, karbon yanması, neon yanması, oksijen yanması, silikon yanması olarak bilinir. Bu süreçlerin sonunda demir ve nikele kadar olan elementler (demir ve nikel dahil) ortaya çıkar. Bu, izotopların çekirdek başına en yüksek bağlama enerjisiyle üretildiği nükleosentez alanıdır. Daha ağır elementler S–süreci olarak da bilinen nötron tutulması süreci ile yıldızların içinde bir araya gelebilir; bu gibi elementlerin süpernova gibi patlayıcı ortamlarda bir araya gelmesi için çok sayıda başka süreçler işlemektedir. Bu süreçlerin arasında hızlı nötron tutunumunu kapsayan r-süreci; rp-süreci ve var olan çekirdeğin fotoayrışmasıyla sonuçlanan ve bazen de gamma süreci olarak bilinen P-süreci’dir.

Başlıca nükleosentez türleri

Büyük Patlama nükleosentezi

Büyük Patlama nükleosentezi evrenin oluşumunun ilk üç dakikası içinde ortaya çıkmıştır. Bu nükleosentez 1H(protium), 2H(D, döteryum), 3e (helium-3) ve 4He (Helium-4) bolluklarına sebep olmuştur. Her ne kadar 4He yıldız füzyonu ve alfa bozunumuyla üretilmeye devam edilmesi eser miktardaki 1H parçalanma ve belli radyoaktif bozunum türleri aracılığıyla üretilmeye devam etse de, evrendeki izotop kütlelerinin çoğunluğunun Büyük Patlamada ortaya çıktığı düşünülmektedir. İlkel kuark-glüon plazması proton ve nötronları oluşturmak üzere donduğunda, yani Büyük Patlama’dan sonraki yüz ve üç yüzüncü saniyeler arasında, 7Li ve 7Be da dahil olmak üzere bu elementlerin çekirdeklerinin oluştukları düşünülmektedir. Genişleme ve soğuma (yaklaşık 20 dakika) aracılığıyla durana kadar nükleosentezin oluştuğu bu sürenin kısalığı yüzünden berilyumdan (ya da muhtemelen bordan) daha ağır hiçbir element oluşamamıştır. Bu süreç içinde meydana gelen elementler plazma durumundadır ve oldukça uzun bir süre nötr atom durumuna geçecek biçimde soğumamıştır. Evrende hafif atom çekirdeklerinin göreceli bolluklarından sorumlu nükleer reaksiyonlar gözlenmiştir.

Evrende gözlemlenen hafif atom çekirdeklerinin, göreceli bolluklarından sorumlu olan ana çekirdek tepkimeleri.

Yıldız nükleosentezi

Yıldız nükleosentezi, yeni çekirdeklerin oluştuğu nükleer süreçlerdir. Yıldız evrimi esnasında yıldızların içinde doğal bir biçimde ortaya çıkar. Yıldız nükleosentezi, karbondan demire elementlerin galaktik bolluklarından sorumludur. Yıldızlar, çekirdeklerinin bileşimi evrildikçe H ve He’nin giderek artan sıcaklıklarda daha ağır çekirdeklere ergidiği termonükleer fırınlardır.[6] Bu noktada karbonun özel bir önemi vardır; He’den oluşumu, bütün bir süreç içinde sıkıntılı bir süreçtir. Karbon bütün yıldızlarda üçlü alfa süreciyle üretilir. Aynı zamanda yıldızların içindeki serbest nötronların açığa çıkmasına sebep olur ve s-sürecine sebebiyet verir; s-sürecinde nötronların yavaş emilimi demiri, demir ve nikelden daha ağır elementlere dönüştürür.[7]

Yıldız nükleosentezi ürünleri, kütle kaybı episodları ve düşük kütleli yıldızların rüzgarları aracılığıyla yıldızlar arası gazın içine yayılırlar. Kütle kaybı olayları bugünde, düşük kütleli yıldızların evriminin gezegensel nebula safhasında ve güneşin kütlesinin yedi katından daha fazla kütleye sahip süpernova da denilen yıldızların patlayarak sonlanmasında da görülür. Zaman geçtikçe yıldızlararası gazın ağır elementler açısından zenginleştiği astronomik olarak gözlenmiştir. Bu da nükleosentezin yıldızlarda meydana geldiğinin ilk kanıtıdır. Bunun sonucu olarak, gökadada daha ileri bir zamanda nükleosentezden doğan yıldızlar daha erken meydana gelen yıldızlardan çok daha ağır elementlerden oluşmuştur.

1952’de spektroskopi ile bir kırmızı devin atmosferinde teknesyum elementinin varlığının tespiti yıldızlar arası nükleer aktivitenin ilk kanıtını sunmuştur.[8] Çünkü teknesyum radyoaktif bir elementtir, yarılanma ömrü yıldızın yaşından çok daha azdır; bu yüzden teknesyumun bolluğu bu yıldız içinde oluşumunun çok yeni olduğunu göstermektedir. Aynı şekilde ağır elementlerin yıldız kökenlerinin bir başka kanıtı da, asimtotik dev yıldızlarının atmosferlerinde bulunan spesifik kararlı elementlerin aşırı bolluğudur. Bu yıldızlardaki baryum bolluğunun gelişmemiş yıldızlara göre 20-50 kat fazla oluşu, bu tip asymptotic yıldızlardaki s-sürecinin kanıtıdır. Yıldız nükleosentezi ile ilgili pek çok modern kanıt yıldız tozlarının izotopik bileşimlerinde de görülmektedir. Yıldız tozları, yıldız gazlarından yoğuşan ve meteorlardan kopan taneciklerdir. Yıldız tozu, kozmik tozun bir parçasıdır ve Güneş-öncesi tanecikler de denir. Yıldız tozu taneciklerinde ölçülen izotopik bileşimler, yıldızın geç dönem kütle kaybı episodları esnasında zerreciklerin yoğuştuğu yıldız nükleosentezinin pek çok özelliğini ortaya koyar.[9]

Patlayıcı nükleosentez

Süpernova nükleosentezi, silikon ve nikel arasındaki elementlerin dengemside sentezlendiği hareketli bir süpernova ortamında ortaya çıkar. Bu dengemsi, dengeli nükleer reaksiyonların 28Si’ye karşılık gelerek bağlandığı hızlı ergime sürecinde ortaya çıkar.[10] Bu dengemsi, çok yüksek derecelerde yanan karışımın içindeki 28Si çekirdeğinin yüksek bolluğu haricinde neredeyse bir denge gibi düşünülebilir.[11] Hoyle’un 1954 yılında yazdığı makalenin ardından bu kavram, orta kütleli elementlerin nükleosentezi kuramının en önemli keşfidir; çünkü silikon (A=28) ve nikel (A=60) arasındaki bol ve kimyasal açıdan önemli elementlerin anlaşılmasına katkı sağlamıştır. Bu keşif sayesinde çok bilinen ancak yanlışlıklar barındıran B2FH alfa sürecinden bahseden makalenin yerine geçmiştir.[12] İleri nükleosentez süreçleri, B2FH makalesinde anlatıldığı gibi ve ilk kez Seeger, Fowler ve Clayton[13] tarafından hesaplanan r-sürecinde (hızlı süreç) ortaya çıkar. R-sürecinde, nikelden ağır elementlerin norton zengini izotopları, serbest nötronların hızlı emilimiyle üretilir. Süpernova çekirdeğinin çabucak sıkışması ve bazı nötron zengini çekirdeklerin bir araya gelmesi sürecinde elektron yakalanmasıyla serbest nötronların ortaya çıkması, r-sürecini önemli hale getirmekte; ve saf H ve He’dan oluşan yıldızlarda bile meydana gelebilen bir süreçtir. Bu durum sürecin ikincil bir süreç olarak ortaya konduğu B2FH makalesinin karşısındadır. Bu gelecek vadeden ve genellikle süpernova uzmanlarınca desteklenen bu senaryo, henüz r-süreci bolluklarını tatminkar biçimde tam olarak hesaplayamamıştır. R-süreci, gökada metalliği henüz küçükken doğmuş olan eski yıldızları gözlemleyen gökbilimciler tarafından onaylanmaktadır. Bu yıldızlar r-süreci tamamlayıcılarını çekirdeklerinde barındırmaktadırlar; bu da metalliğin içsel bir sürecin sonucu olduğunu göstermektedir. R-süreci uranyum ve toryum gibi radyoaktif elementlerin doğal birlikteliğinden sorumlu olduğu gibi, her bir ağır elementin nötron zengini izotoplarının ortaya çıkmasına da sebep olmuştur.

Rp-süreci (rapid proton) nötronlar kadar serbest protonların hızlıca emilimidir, ancak rolü ve varlığı tartışmalıdır.

Patlayıcı nükleosentez nötron sayısını düşürmek için hızlı bir radyoaktif bozunumuyla ortaya çıkar; böylece eşit veya çift sayılı proton ve nötronlara sahip bol izotoplar silikon dengemsi süreciyle sentezlenirler.[10] Bu süreç esnasında oksijen ve silikonun yanması çekirdekleri ergitir; bu çekirdekler eşit sayıda proton ve nötrona sahiptir ve 15’e kadar (60Ni’yi temsilen) helyum çekirdeklerinin tam sayılarından oluşan nüklitleri üretirler. Bu tip çoklu alfa taneli nüklitler 40Ca ’ya (10 Helyum çekirdekçiğinden oluşur) kadar tamamen kararlıdır; ancak proton ve nötronları eşit ve çift sayılı olan daha ağır çekirdekçikler birbirine sıkı sıkıya bağlıdır, ancak kararsızdır. Dengemsi, 44Ti, 48Cr, 52Fe ve 56Ni radyoaktif izobarlarını üretir. Bu izobarlar; (44Ti hariç) bolluk içinde yaratılırlar, ancak patlamadan sonra bozunurlar ve aynı atom ağırlığındaki karşılık gelen elementin en kararlı izotopunu bırakırlar. Bu yolla üretilen, en bol bulunan ve günümüze kadar gelen element izotopları 44Ti, 48Cr, 52Fe, and 56Ni’dir. Bu bozunumlara (çekirdekten gelen radyasyon olan) gamma ışınlarının salınımı eşlik eder. Gamma ışınlarının spektroskopik çizgileri bozunum tarafından yaratılan izotopu belirlemekte kullanılır. Bu salınım çizgilerinin tespiti gamma ışını astronomisinin ilk önemli ürünlerindendir.[14]

Süpernovalarda patlayıcı nükleosentezin en ikna edici kanıtı 1987 yılında gerçekleşmiştir. Gamma ışını çizgileri süpernova1987A’dan çıkarken tespit edilmiştir. Radyoaktif yarılanma ömürlerinden yaşlarının yaklaşık bir olduğu 56Co ve 57Co çekirdekçiklerinin tespit edildiği gamma ışını çizgileri, bu çekirdekçiklerin radyoaktif kobalt ebeveyinleri tarafından yaratıldıklarının ispatıdır. Bu nükleer astronomi gözlemi 1969’da öne sürülmüş ve elementlerin patlayıcı nükleosentezini onaylamak adına ortaya atılmıştır; bu öngörü NASA’nın Compton Gamma Işını Gözlemevinin planlanmasında önemli bir rol oynamıştır.[15]

Patlayıcı nükleosenteze ait diğer kanıtlar ise, genişleyip soğudukça süpernovanın iç kısımlarında yoğuşan kozmik toz zerreciklerinde bulunmuştur. Bu zerrecikler kozmik tozun bir parçasıdır. Özellikle radyoaktif 44Ti, süpernova genişlemesi sırasında yoğuşan süpernova yıldız zerreciklerinin içinde çok büyük miktarlarda ölçülmüştür. Bu da (SUNACON’lar), süpernova tozlarının 1975 tarihli tespitini onaylamaktadır. Bu zerrecikler arasındaki diğer sıra dışı izotopik oranlar, patlayıcı nükleosentezin pek çok spesifik özelliğini ortaya çıkarmaktadır.[16]

Kozmik Işın Parçalanması

Kozmik ışın parçalanması kozmik ışınların etkisiyle, evrendeki en hafif elementlerden bazılarını üretecek şekilde (döteryumun çok büyük bir kısmı olmasa da), yıldızlararası maddenin atomik ağırlığını azaltır. Bu parçalanmanın, bir miktar 7Li ve 7Be'nin Büyük Patlama'da oluştuğu düşünülse de, neredeyse tüm 3He ve lityum, berilyum ve boron elementlerinin üretiminden sorumlu olduğuna inanılmaktadır. Parçalanma süreci, kozmik ışınların (çoğu proton olacak şekilde) yıldızlararası uzamla etkileşmesi sonucu oluşur. Bu etkileşimler, var olan karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerini parçalar. Bu da, hafif elementler olan berilyum, bor ve lityumun, kozmosta, güneş atmosferinde olduğundan çok daha fazla miktarlarda bulunmasına yol açmaktadır. Hafif elementler 1H ve 4He çekirdekleri, parçalanmanın ürünleri değildir ve evrende ilkel bolluklara sahiplerdir.

İki 4He çekideğinden oluşan 8Be'nin dengesizliğinden ötürü, berilyum ve bor, yıldızsal füzyon süreçlerinde önemli miktarlarda üretilmez.

Deneysel kanıt

Nükleosentez teorileri, izotop miktarı hesaplamalarının bulgularıyla, gözlemlerden elde edilen sonuçların karşılaştırılmasıyla test edilir. İzotop miktarları tipik olarak, bir ağdaki izotop dönüşümü oranlarından hesaplanır. Bu hesaplamalar, çoğunlukla diğer tepkimeleri kontrol eden, kilit taşı niteliğindeki birkaç tepkime şeklinde basitleştirilebilir.

Ufak Çaplı Mekanizma ve Süreçler

Belirli nüklitlerin çok küçük miktarları Dünya'da, yapay bir biçimde üretilmiştir. Teknesyum gibi bazı elementler için, bunlar başlıca kaynağı oluşturur. Ancak bazı nüklitler, ilkel elementlerin varolmasından sonra devam eden bir miktar doğal yolla oluşmuştur. Bunlar çoğunlukla kayaçların yaşını belirleme veya jeolojik süreçlerin kaynaklarını takip etmekte kullanılabilecek şekillerde, yeni elementler oluşturmuştur. Bu süreçler bol miktarda nüklit üretmese de, bu nüklitlerin doğal stoklarının tüm kaynağı oldukları varsayılmaktadır.

Bu mekanizmalar, aşağıdakileri içermektedir:

Yapay süreçlerin yanında, demirden ağır elementlerin ana kaynağının nötron yıldızı çarpışmaları olduğu varsayılmaktadır.[17]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ↑ Donald D. Clayton, Handbook of isotopes in the cosmos, Cambridge University Press (Cambridge 2003)
  2. ↑ Autobiography William A. Fowler
  3. ↑ H.E. Suess and H.C. Urey, Abundances of the elements, Revs. Mod. Phys., 28, 53 (1957)
  4. ↑ Donald D. Clayton, Handbook of isotopes in the cosmos, Cambridge University Press (Cambridge U.K. 2003)
  5. ↑ Massimo S. Stiavelli. From First Light to Reionization. John Wiley & Sons, Apr 22, 2009. Pg 8.
  6. ↑ Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 5; reissued by University of Chicago Press (Chicago 1883)
  7. ↑ D.D. Clayton, W.A. Fowler, T. Hull and B. Zimmerman, Neutron capture chains in heavy element synthesis, Ann. Phys., 12, 331-408 (1961); Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 7
  8. ↑ S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal 116: 21. Bibcode 1952ApJ...116...21M. DOI:10.1086/145589.
  9. ↑ Donald D. Clayton and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode 2004ARA&A..42...39C. DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
  10. 1 2 D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  11. ↑ See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968)
  12. ↑ Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007)
  13. ↑ P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965)
  14. ↑ Donald D. Clayton, Stirling A. Colgate and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969)
  15. ↑ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal 155: 75–82. Bibcode 1969ApJ...155...75C. DOI:10.1086/149849.
  16. ↑ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode 2004ARA&A..42...39C. DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
  17. ↑ Stromberg, Joseph. "All the Gold in the Universe Could Come From the Collisions of Neutron Stars". Smithsonian. http://www.smithsonianmag.com/science-nature/all-the-gold-in-the-universe-could-come-from-the-collisions-of-neutron-stars-13474145/?page=1. Erişim tarihi: 27 April 2014.

İleri okuma

This article is issued from Vikipedi - version of the 6/5/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.