Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.
Sıcaklık ve yoğunluk için bu rakamlar yalnızca bir kılavuzdur. Daha büyük kütleli yıldızlar, (yaklaşık) hidrostatik dengede kalmak için daha büyük yerçekimi kuvvetlerini dengelemek zorunda olduklarından, nükleer yakıtlarını daha hızlı yakmaktadırlar. Bu genellikle daha az kütleli yıldızlara göre daha düşük yoğunluklara rağmen daha yüksek sıcaklıklar anlamına gelmektedir. Belirli bir kütle ve belirli bir evrim aşaması için doğru rakamları elde etmek için bilgisayar algoritmalarıyla hesaplanmış sayısal bir yıldız modeli kullanmak gerekmektedir. Bu tür modeller, nükleer fizik deneylerine (nükleer reaksiyon hızlarını ölçen) ve astronomik gözlemlere (kütle kaybının doğrudan gözlemlenmesini, yüzeyden füzyon yakma bölgelerine doğru konveksiyon bölgeleri geliştikten sonra spektrum gözlemlerinden nükleer ürünlerin saptanmasını içeren) dayalı olarak sürekli olarak geliştirilmektedir.
Füzyon reaksiyonları
Başlıca reaksiyonlar şunlardır:
| 12 6C | + | 12 6C | → | 20 10Ne | + | 4 2He | + | 4.617 MeV | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 12 6C | + | 12 6C | → | 23 11Na | + | 1 1H | + | 2.241 MeV | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 12 6C | + | 12 6C | → | 23 12Mg | + | 1n | − | 2.599 MeV | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Alternatif olarak: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 12 6C | + | 12 6C | → | 24 12Mg | + | γ | + | 13.933 MeV | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 12 6C | + | 12 6C | → | 16 8O | + | 2 4 2He | − 0.113 MeV | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Reaksiyon ürünleri
Bu reaksiyon dizisi, etkileşen iki karbon çekirdeğinin bir araya gelerek 24Mg çekirdeğin uyarılmış halini oluşturduğu ve daha sonra yukarıda listelenen beş yoldan biriyle bozunduğu düşünülerek anlaşılabilmektedir. İlk iki reaksiyon, salınan büyük pozitif enerjilerin gösterdiği gibi güçlü bir şekilde ekzotermiktir ve etkileşimin en sık görülen sonuçlarıdır. Üçüncü reaksiyon, enerjinin yayılmak yerine emildiğini gösteren büyük negatif enerjiyle gösterildiği gibi, güçlü bir şekilde endotermiktir. Bu, karbon yakmanın yüksek enerjili ortamında bunu çok daha az olası kılar, ancak yine de mümkündür. Ancak bu reaksiyonla birkaç nötron üretimi önemlidir. Çünkü bu nötronlar, çoğu yıldızda küçük miktarlarda bulunan ağır çekirdeklerle birleşerek s-sürecinde daha da ağır izotoplar oluşturabilmektedir.
Dördüncü reaksiyonun büyük enerji salınımından dolayı en yaygın olması beklenebilmektedir. Ancak aslında son derece ihtimal dışıdır çünkü elektromanyetik etkileşim yoluyla ilerlemektedir. Çünkü nükleonlar arasındaki güçlü kuvveti kullanmak yerine bir gama ışını fotonu üretmektedir. İlk iki tepki Nükleonlar birbirlerine bu enerjinin fotonlarına göre çok daha büyük görünmektedirler. Bununla birlikte, bu reaksiyonda üretilen 24Mg, 23Mg radyoaktif olduğundan, karbon yakma işlemi sona erdiğinde çekirdekte kalan tek magnezyumdur.
Son reaksiyon, endotermik olmasının yanı sıra üç reaksiyon ürünü içerdiğinden de pek olası değildir. Reaksiyonun ters yönde ilerlediğini düşünün, üç ürünün hepsinin aynı anda yakınsamasını gerektirmektedir. Bu da iki cisimden daha az olasıdır.
İkinci reaksiyon tarafından üretilen protonlar, proton-proton zincir reaksiyonunda veya CNO döngüsünde yer almaktadır. Ancak 23Na tarafından 20Ne artı 4He çekirdeği oluşturmak üzere yakalanabilmektedirler. Aslında, ikinci reaksiyon tarafından üretilen 23Na'nın önemli bir kısmı bu şekilde tüketilmektedir. 9 ila 11 güneş kütlesi arasındaki yıldızlarda, yıldız evriminin önceki aşamasında helyum füzyonu tarafından zaten üretilen oksijen (O-16), bir kısmının He- 4 çekirdek olduğu bilinmektedir. Dolayısıyla karbon yakmanın nihai sonucu, esas olarak oksijen, neon, sodyum ve magnezyumun bir karışımıdır.
İki karbon çekirdeğinin kütle-enerji toplamının, magnezyum çekirdeğinin uyarılmış halininkine benzer olması, "rezonans" olarak bilinmektedir. Bu rezonans olmadan, karbon yanması yalnızca yüz kat daha yüksek sıcaklıklarda gerçekleşmektedir. Bu tür rezonansların deneysel ve teorik olarak araştırılması hala bir araştırma konusudur. Benzer bir rezonans, orijinal karbon üretiminden sorumlu olan üçlü alfa sürecinin olasılığını arttırmaktadır.
Nötrino kayıpları
Nötrino kayıpları, karbon yakma sıcaklıklarında ve yoğunluklarında yıldızlardaki füzyon süreçlerinde önemli bir faktör olmaya başlamaktadır. Ana reaksiyonlar nötrinoları içermese de, proton-proton zincir reaksiyonu gibi yan reaksiyonlar yapmaktadır. Ancak bu yüksek sıcaklıklarda nötrinoların ana kaynağı, kuantum teorisinde çift üretimi olarak bilinen bir süreci içermektedir. İki elektronun geri kalan kütlesinden (kütle-enerji denkliği) daha büyük bir enerjiye sahip olan yüksek enerjili bir gama ışını, yıldızdaki atom çekirdeğinin elektromanyetik alanları ile etkileşime girebilir ve bir elektron ve pozitronun bir parçacık ve anti-parçacık çifti haline gelmektedir.
Normalde, pozitron başka bir elektronla hızla yok olur, iki foton üretir ve bu işlem daha düşük sıcaklıklarda güvenle göz ardı edilebilmektedir. Ancak 1019 çift üretiminden 1'i, elektron ve pozitronun zayıf bir etkileşimiyle sona ermektedir. Bu da onları bir nötrino ve anti-nötrino çifti ile değiştirmektedir. Neredeyse ışık hızında hareket ettikleri ve madde ile çok zayıf etkileştikleri için, bu nötrino parçacıkları genellikle etkileşime girmeden yıldızdan kaçarlar ve kütle enerjilerini alıp götürmektedirler. Bu enerji kaybı, karbon füzyonundan elde edilen enerji çıkışı ile karşılaştırılabilmektedirler.
Bu ve benzeri süreçlerle nötrino kayıpları, en büyük kütleli yıldızların evriminde giderek daha önemli bir rol oynamaktadır. Yıldızı, onları dengelemek için yakıtını daha yüksek bir sıcaklıkta yakmaya zorlarlar. Füzyon süreçleri sıcaklığa çok duyarlıdır. Bu nedenle yıldız, birbirini izleyen nükleer yakıtları daha hızlı yakma pahasına hidrostatik dengeyi korumak için daha fazla enerji üretebilmektedir. Füzyon, yakıt çekirdekleri ağırlaştıkça birim kütle başına daha az enerji üretir ve bir yakıttan diğerine geçerken yıldızın çekirdeği büzülmekte ve ısınmaktadır. Bu nedenle her iki süreç de birbirini takip eden füzyon yakan yakıtların ömrünü önemli ölçüde azaltmaktadır.
Helyum yakma aşamasına kadar nötrino kayıpları önemsizdir. Ancak karbon yakma aşamasından itibaren, nötrinolar biçiminde kaybedilen enerji nedeniyle yıldız ömründeki azalma, yakıt değişimi ve çekirdek büzülmesi nedeniyle artan enerji üretimiyle kabaca eşleşmektedir. En büyük kütleli yıldızlardaki ardışık yakıt değişimlerinde, yaşam süresindeki azalmaya nötrino kayıpları hakimdir. Örneğin, 25 güneş kütlesindeki bir yıldız çekirdeğinde 107 yıl hidrojen, 106 yıl helyum ve sadece 103 yıl karbon yakmaktadır.
Yıldız evrimi
Helyum füzyonu sırasında yıldızlar, karbon ve oksijen açısından zengin, atıl bir çekirdek oluşturmaktadır. Eylemsiz çekirdek sonunda yerçekimi nedeniyle çökmeye yetecek kütleye ulaşırken, helyum yanması yavaş yavaş dışa doğru hareket etmektedir. Eylemsiz çekirdek hacmindeki bu azalma, sıcaklığı karbon tutuşma sıcaklığına yükseltmektedir. Bu, çekirdeğin etrafındaki sıcaklığı yükseltecek ve helyumun çekirdeğin etrafındaki bir kabukta yanmasına izin verecektir. Bunun dışında hidrojen yakan başka bir kabuk vardır. Ortaya çıkan karbon yanması, yıldızın mekanik dengesini eski haline getirmek için çekirdekten enerji sağlamaktadır. Ancak, denge sadece kısa ömürlüdür. 25 güneş kütlesindeki bir yıldızda, süreç sadece 600 yıl içinde çekirdekteki karbonun çoğunu tüketecektir. Bu işlemin süresi, yıldızın kütlesine bağlı olarak önemli ölçüde değişmektir.
8-9 güneş kütlesinin altındaki yıldızlar asla karbonu yakmak için yeterince yüksek çekirdek sıcaklığa ulaşmazlar, bunun yerine kabuk helyum parlamalarından sonra karbon-oksijen beyaz cüceler olarak yaşamlarına son verirler ve dış zarfı gezegenimsi bir bulutsuda nazikçe dışarı atmaktadırlar.
Kütleleri 8 ila 12 güneş kütlesi arasında olan yıldızlarda, karbon-oksijen çekirdeği dejenere koşullar altındadır ve karbon tutuşması, sadece milisaniyeler süren ve yıldız çekirdeğini bozan bir karbon parlamasında gerçekleşmektedir. Bu nükleer yanmanın son aşamalarında, devasa bir yıldız rüzgarı geliştirirler ve bu rüzgar, gezegenimsi bir bulutsudaki dış zarfı hızla dışarı atar ve arkasında yaklaşık 1.1 güneş kütlesi olan bir O-Ne-Na-Mg beyaz cüce çekirdeği bırakmaktadır. Çekirdek, karbondan daha ağır elementlerin daha fazla füzyon yanması için asla yeterince yüksek sıcaklığa ulaşmaz.
12 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlar, dejenere olmayan bir çekirdekte karbon yakmaya başlamaktadır. Karbon tükenmesinden sonra, atıl (O, Ne, Na, Mg) çekirdeğin büzülmesi sıcaklığı yeterince yükselttiğinde neon yakma işlemine devam etmektedir.
Kaynakça
- ^ Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. s. 135. ISBN . 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021.
- ^ a b Clayton, D. D. (Donald Delbert) (1983). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. Internet Archive. Chicago ; London : University of Chicago Press. ISBN .
- ^ a b c Siess, L. (1 Mart 2006). "Evolution of massive AGB stars - I. Carbon burning phase". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 448 (2): 717-729. doi:10.1051/0004-6361:20053043. ISSN 0004-6361. 25 Nisan 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021.
- ^ Hernandez, G. (Dec 2006). "Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars". Science. 314 (5806): 1751-1754. arXiv:astro-ph/0611319 $2. Bibcode:2006Sci...314.1751G. doi:10.1126/science.1133706. (PMID) 17095658.
- ^ a b c d de Loore, Camiel W. H.; C. Doom (1992). Camiel W. H. de Loore (Ed.). Structure and evolution of single and binary stars. Astrophysics and Space Science Library. Springer. ss. 95-97. ISBN . 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021.
- ^ Rose, William K. (1998). Advanced Stellar Astrophysics. Cambridge University Press. ss. 227-229. ISBN . 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021.
- ^ Rose (1998), pp. 229–234
- ^ Camiel (1992), pp.97–98
- ^ Strandberg, E. (May 2008). "24Mg(α,γ)28Si resonance parameters at low α-particle energies". Physical Review C. 77 (5): 055801. Bibcode:2008PhRvC..77e5801S. doi:10.1103/PhysRevC.77.055801.
- ^ Woosley, S.; Janka, H.-T. (12 Ocak 2006). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147-154. arXiv:astro-ph/0601261 $2. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 $2. doi:10.1038/nphys172.
- ^ Anderson, Scott R., Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars 3 Ağustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., GEM (2001)
- ^ Ostlie, Dale A.; Carroll, Bradley W. (2007). An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Pearson Addison-Wesley. ISBN . 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021.
- ^ a b c Ryan (2010), pp.147–148
- ^ a b (PDF). 6 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2015.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Karbon yakma islemi veya karbon fuzyonu karbonu diger elementlerle birlestiren buyuk kutleli yildizlarin dogumda en az 8 tane cekirdeginde gerceklesen bir dizi nukleer fuzyon reaksiyonudur Yuksek sicakliklar gt 5 108K veya 50 keV ve yogunluklar gt 3 109 kg m3 gerektirmektedir Sicaklik ve yogunluk icin bu rakamlar yalnizca bir kilavuzdur Daha buyuk kutleli yildizlar yaklasik hidrostatik dengede kalmak icin daha buyuk yercekimi kuvvetlerini dengelemek zorunda olduklarindan nukleer yakitlarini daha hizli yakmaktadirlar Bu genellikle daha az kutleli yildizlara gore daha dusuk yogunluklara ragmen daha yuksek sicakliklar anlamina gelmektedir Belirli bir kutle ve belirli bir evrim asamasi icin dogru rakamlari elde etmek icin bilgisayar algoritmalariyla hesaplanmis sayisal bir yildiz modeli kullanmak gerekmektedir Bu tur modeller nukleer fizik deneylerine nukleer reaksiyon hizlarini olcen ve astronomik gozlemlere kutle kaybinin dogrudan gozlemlenmesini yuzeyden fuzyon yakma bolgelerine dogru konveksiyon bolgeleri gelistikten sonra spektrum gozlemlerinden nukleer urunlerin saptanmasini iceren dayali olarak surekli olarak gelistirilmektedir Fuzyon reaksiyonlariBaslica reaksiyonlar sunlardir 12 6C 12 6C 20 10Ne 4 2He 4 617 MeV12 6C 12 6C 23 11Na 1 1H 2 241 MeV12 6C 12 6C 23 12Mg 1n 2 599 MeVAlternatif olarak 12 6C 12 6C 24 12Mg g 13 933 MeV12 6C 12 6C 16 8O 2 4 2He 0 113 MeVReaksiyon urunleriBu reaksiyon dizisi etkilesen iki karbon cekirdeginin bir araya gelerek 24Mg cekirdegin uyarilmis halini olusturdugu ve daha sonra yukarida listelenen bes yoldan biriyle bozundugu dusunulerek anlasilabilmektedir Ilk iki reaksiyon salinan buyuk pozitif enerjilerin gosterdigi gibi guclu bir sekilde ekzotermiktir ve etkilesimin en sik gorulen sonuclaridir Ucuncu reaksiyon enerjinin yayilmak yerine emildigini gosteren buyuk negatif enerjiyle gosterildigi gibi guclu bir sekilde endotermiktir Bu karbon yakmanin yuksek enerjili ortaminda bunu cok daha az olasi kilar ancak yine de mumkundur Ancak bu reaksiyonla birkac notron uretimi onemlidir Cunku bu notronlar cogu yildizda kucuk miktarlarda bulunan agir cekirdeklerle birleserek s surecinde daha da agir izotoplar olusturabilmektedir Dorduncu reaksiyonun buyuk enerji salinimindan dolayi en yaygin olmasi beklenebilmektedir Ancak aslinda son derece ihtimal disidir cunku elektromanyetik etkilesim yoluyla ilerlemektedir Cunku nukleonlar arasindaki guclu kuvveti kullanmak yerine bir gama isini fotonu uretmektedir Ilk iki tepki Nukleonlar birbirlerine bu enerjinin fotonlarina gore cok daha buyuk gorunmektedirler Bununla birlikte bu reaksiyonda uretilen 24Mg 23Mg radyoaktif oldugundan karbon yakma islemi sona erdiginde cekirdekte kalan tek magnezyumdur Son reaksiyon endotermik olmasinin yani sira uc reaksiyon urunu icerdiginden de pek olasi degildir Reaksiyonun ters yonde ilerledigini dusunun uc urunun hepsinin ayni anda yakinsamasini gerektirmektedir Bu da iki cisimden daha az olasidir Ikinci reaksiyon tarafindan uretilen protonlar proton proton zincir reaksiyonunda veya CNO dongusunde yer almaktadir Ancak 23Na tarafindan 20Ne arti 4He cekirdegi olusturmak uzere yakalanabilmektedirler Aslinda ikinci reaksiyon tarafindan uretilen 23Na nin onemli bir kismi bu sekilde tuketilmektedir 9 ila 11 gunes kutlesi arasindaki yildizlarda yildiz evriminin onceki asamasinda helyum fuzyonu tarafindan zaten uretilen oksijen O 16 bir kisminin He 4 cekirdek oldugu bilinmektedir Dolayisiyla karbon yakmanin nihai sonucu esas olarak oksijen neon sodyum ve magnezyumun bir karisimidir Iki karbon cekirdeginin kutle enerji toplaminin magnezyum cekirdeginin uyarilmis halininkine benzer olmasi rezonans olarak bilinmektedir Bu rezonans olmadan karbon yanmasi yalnizca yuz kat daha yuksek sicakliklarda gerceklesmektedir Bu tur rezonanslarin deneysel ve teorik olarak arastirilmasi hala bir arastirma konusudur Benzer bir rezonans orijinal karbon uretiminden sorumlu olan uclu alfa surecinin olasiligini arttirmaktadir Notrino kayiplariNotrino kayiplari karbon yakma sicakliklarinda ve yogunluklarinda yildizlardaki fuzyon sureclerinde onemli bir faktor olmaya baslamaktadir Ana reaksiyonlar notrinolari icermese de proton proton zincir reaksiyonu gibi yan reaksiyonlar yapmaktadir Ancak bu yuksek sicakliklarda notrinolarin ana kaynagi kuantum teorisinde cift uretimi olarak bilinen bir sureci icermektedir Iki elektronun geri kalan kutlesinden kutle enerji denkligi daha buyuk bir enerjiye sahip olan yuksek enerjili bir gama isini yildizdaki atom cekirdeginin elektromanyetik alanlari ile etkilesime girebilir ve bir elektron ve pozitronun bir parcacik ve anti parcacik cifti haline gelmektedir Normalde pozitron baska bir elektronla hizla yok olur iki foton uretir ve bu islem daha dusuk sicakliklarda guvenle goz ardi edilebilmektedir Ancak 1019 cift uretiminden 1 i elektron ve pozitronun zayif bir etkilesimiyle sona ermektedir Bu da onlari bir notrino ve anti notrino cifti ile degistirmektedir Neredeyse isik hizinda hareket ettikleri ve madde ile cok zayif etkilestikleri icin bu notrino parcaciklari genellikle etkilesime girmeden yildizdan kacarlar ve kutle enerjilerini alip goturmektedirler Bu enerji kaybi karbon fuzyonundan elde edilen enerji cikisi ile karsilastirilabilmektedirler Bu ve benzeri sureclerle notrino kayiplari en buyuk kutleli yildizlarin evriminde giderek daha onemli bir rol oynamaktadir Yildizi onlari dengelemek icin yakitini daha yuksek bir sicaklikta yakmaya zorlarlar Fuzyon surecleri sicakliga cok duyarlidir Bu nedenle yildiz birbirini izleyen nukleer yakitlari daha hizli yakma pahasina hidrostatik dengeyi korumak icin daha fazla enerji uretebilmektedir Fuzyon yakit cekirdekleri agirlastikca birim kutle basina daha az enerji uretir ve bir yakittan digerine gecerken yildizin cekirdegi buzulmekte ve isinmaktadir Bu nedenle her iki surec de birbirini takip eden fuzyon yakan yakitlarin omrunu onemli olcude azaltmaktadir Helyum yakma asamasina kadar notrino kayiplari onemsizdir Ancak karbon yakma asamasindan itibaren notrinolar biciminde kaybedilen enerji nedeniyle yildiz omrundeki azalma yakit degisimi ve cekirdek buzulmesi nedeniyle artan enerji uretimiyle kabaca eslesmektedir En buyuk kutleli yildizlardaki ardisik yakit degisimlerinde yasam suresindeki azalmaya notrino kayiplari hakimdir Ornegin 25 gunes kutlesindeki bir yildiz cekirdeginde 107 yil hidrojen 106 yil helyum ve sadece 103 yil karbon yakmaktadir Yildiz evrimiHelyum fuzyonu sirasinda yildizlar karbon ve oksijen acisindan zengin atil bir cekirdek olusturmaktadir Eylemsiz cekirdek sonunda yercekimi nedeniyle cokmeye yetecek kutleye ulasirken helyum yanmasi yavas yavas disa dogru hareket etmektedir Eylemsiz cekirdek hacmindeki bu azalma sicakligi karbon tutusma sicakligina yukseltmektedir Bu cekirdegin etrafindaki sicakligi yukseltecek ve helyumun cekirdegin etrafindaki bir kabukta yanmasina izin verecektir Bunun disinda hidrojen yakan baska bir kabuk vardir Ortaya cikan karbon yanmasi yildizin mekanik dengesini eski haline getirmek icin cekirdekten enerji saglamaktadir Ancak denge sadece kisa omurludur 25 gunes kutlesindeki bir yildizda surec sadece 600 yil icinde cekirdekteki karbonun cogunu tuketecektir Bu islemin suresi yildizin kutlesine bagli olarak onemli olcude degismektir 8 9 gunes kutlesinin altindaki yildizlar asla karbonu yakmak icin yeterince yuksek cekirdek sicakliga ulasmazlar bunun yerine kabuk helyum parlamalarindan sonra karbon oksijen beyaz cuceler olarak yasamlarina son verirler ve dis zarfi gezegenimsi bir bulutsuda nazikce disari atmaktadirlar Kutleleri 8 ila 12 gunes kutlesi arasinda olan yildizlarda karbon oksijen cekirdegi dejenere kosullar altindadir ve karbon tutusmasi sadece milisaniyeler suren ve yildiz cekirdegini bozan bir karbon parlamasinda gerceklesmektedir Bu nukleer yanmanin son asamalarinda devasa bir yildiz ruzgari gelistirirler ve bu ruzgar gezegenimsi bir bulutsudaki dis zarfi hizla disari atar ve arkasinda yaklasik 1 1 gunes kutlesi olan bir O Ne Na Mg beyaz cuce cekirdegi birakmaktadir Cekirdek karbondan daha agir elementlerin daha fazla fuzyon yanmasi icin asla yeterince yuksek sicakliga ulasmaz 12 gunes kutlesinden daha buyuk yildizlar dejenere olmayan bir cekirdekte karbon yakmaya baslamaktadir Karbon tukenmesinden sonra atil O Ne Na Mg cekirdegin buzulmesi sicakligi yeterince yukselttiginde neon yakma islemine devam etmektedir Kaynakca Ryan Sean G Norton Andrew J 2010 Stellar Evolution and Nucleosynthesis Cambridge University Press s 135 ISBN 978 0 521 13320 3 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Temmuz 2021 a b Clayton D D Donald Delbert 1983 Principles of stellar evolution and nucleosynthesis with a new preface Internet Archive Chicago London University of Chicago Press ISBN 978 0 226 10952 7 a b c Siess L 1 Mart 2006 Evolution of massive AGB stars I Carbon burning phase Astronomy amp Astrophysics Ingilizce 448 2 717 729 doi 10 1051 0004 6361 20053043 ISSN 0004 6361 25 Nisan 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Temmuz 2021 Hernandez G Dec 2006 Rubidium Rich Asymptotic Giant Branch Stars Science 314 5806 1751 1754 arXiv astro ph 0611319 2 Bibcode 2006Sci 314 1751G doi 10 1126 science 1133706 PMID 17095658 a b c d de Loore Camiel W H C Doom 1992 Camiel W H de Loore Ed Structure and evolution of single and binary stars Astrophysics and Space Science Library Springer ss 95 97 ISBN 978 0 7923 1768 5 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Temmuz 2021 Rose William K 1998 Advanced Stellar Astrophysics Cambridge University Press ss 227 229 ISBN 978 0 521 58833 1 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Temmuz 2021 Rose 1998 pp 229 234 Camiel 1992 pp 97 98 Strandberg E May 2008 24Mg a g 28Si resonance parameters at low a particle energies Physical Review C 77 5 055801 Bibcode 2008PhRvC 77e5801S doi 10 1103 PhysRevC 77 055801 Woosley S Janka H T 12 Ocak 2006 The Physics of Core Collapse Supernovae Nature Physics 1 3 147 154 arXiv astro ph 0601261 2 Bibcode 2005NatPh 1 147W CiteSeerX 10 1 1 336 2176 2 doi 10 1038 nphys172 Anderson Scott R Open Course Astronomy Lecture 19 Death of High Mass Stars 3 Agustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde GEM 2001 Ostlie Dale A Carroll Bradley W 2007 An Introduction to Modern Stellar Astrophysics Pearson Addison Wesley ISBN 978 0 8053 0348 3 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 12 Temmuz 2021 a b c Ryan 2010 pp 147 148 a b PDF 6 Mayis 2015 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 7 Subat 2015