Nükleosentez, daha önceden var olan 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.
Nükleer fizik | ||||||||||||||
![]() | ||||||||||||||
Radyoaktivite Fisyon Füzyon
| ||||||||||||||
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.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 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 , 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 (bozunumu) ile bu nüklitler oluşmuştur. Dünyadaki elementlerin kozmik ışın bombardımanı, denilen nadir, kısa ömürlü atamik türlerin varlığına da katkı sağlamıştır.
Zaman çizelgesi
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh6THpNeEwwNTFZMnhsYjNONWJuUm9aWE5wYzE5d1pYSnBiMlJwWTE5MFlXSnNaUzV6ZG1jdk5EQXdjSGd0VG5WamJHVnZjM2x1ZEdobGMybHpYM0JsY21sdlpHbGpYM1JoWW14bExuTjJaeTV3Ym1jPS5wbmc=.png)
İlkel çekirdek parçacıklarının, iki trilyon derecenin altında soğuyan Büyük Patlama esnasında, 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 var olandan 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. 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, , ve onu takip eden pek çok bilim insanının katkılarıyla Hoyle’nin çalışmaları 1960’larda geliştirilmiştir. , , Fowler ve Hoyle’nin (Bkz. Kaynakça Listesi) 1957’de kaleme aldığı çığır açıcı bir makale, 1957’lerdeki çalışmaların çok bilinen özeti niteliğindedir. Bu makale, gök bilimciler 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, ve Harold Urey tarafından ortaya konan bolluk tablosudur. Bu tablo, evrim geçirmemiş meteorların içinde bulunan kalıcı elementlerin parçalara ayrılmamış bolluklarını göstermektedir. Bu bollukların benzer bir grafiği aşağıdaki logaritmik ölçekte verilmiştir. İzotopların bolluğuyla ilgili daha çok veri için Kozmostaki İzotopların Elkitabına bakınız.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTg1THpsaEwxTnZiR0Z5VTNsemRHVnRRV0oxYm1SaGJtTmxjeTV6ZG1jdk56VXdjSGd0VTI5c1lYSlRlWE4wWlcxQlluVnVaR0Z1WTJWekxuTjJaeTV3Ym1jPS5wbmc=.png)
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, , 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 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 ; ve var olan çekirdeğin fotoayrışmasıyla sonuçlanan ve bazen de 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 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.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k4d0x6QXpMMUJ5YVcxdmNtUnBZV3hmYm5WamJHVnZjM2x1ZEdobGMybHpNaTV3Ym1jPS5wbmc=.png)
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. 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; nötronların yavaş emilimi demiri, demir ve nikelden daha ağır elementlere dönüştürür.
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 gezegenimsi bulutsu 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. 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, atmosferlerinde bulunan spesifik kararlı elementlerin aşırı bolluğudur. Bu yıldızlardaki baryum bolluğunun gelişmemiş yıldızlara göre 20-50 kat fazla oluşu, bu tip asymptotic yıldızlardaki 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.
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. Bu dengemsi, çok yüksek derecelerde yanan karışımın içindeki 28Si çekirdeğinin yüksek bolluğu haricinde neredeyse bir denge gibi düşünülebilir. 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 bahseden makalenin yerine geçmiştir. İleri nükleosentez süreçleri, B2FH makalesinde anlatıldığı gibi ve ilk kez Seeger, Fowler ve Clayton tarafından hesaplanan (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, 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 gök bilimciler 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.
(rapid proton) 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. 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 ve 56Ni'dir. Bu bozunumlara (çekirdekten gelen radyasyon olan) gamma ışınlarının salınımı eşlik eder. Gamma ışınlarının bozunum tarafından yaratılan izotopu belirlemekte kullanılır. Bu salınım çizgilerinin tespiti gamma ışını astronomisinin ilk önemli ürünlerindendir.
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 planlanmasında önemli bir rol oynamıştır.
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.
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 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 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:
- Radyoaktif bozunum, kardeş nüklitlerin oluşumunu sağlayabilir. Başta uranyum-235, uranyum-238 ve olmak üzere, pek çok uzun ömürlü ilkel izotopun nükleer bozunumu; onlar da kurşunun izotoplarına bozunmadan önce, birçok ara kardeş nüklidin oluşmasını sağlar. Dünyadaki radon, polonyum gibi elementlerin doğal stokları bu mekanizma yoluyla oluşmuştur. Atmosferdeki argon-40 stoğunun çoğunluğu, potasyum-40'ın Dünya'nın oluşumundan bu yana süren radyoaktif bozunması sonucu oluşmuştur-atmosferik argonun çok azı primordiyal, yani ilkeldir. Helyum-4, alfa bozunumuyla oluşur; Dünya'nın kabuğunda var olan helyumun çoğunlukla ilkel değildir. benzeri başka radyoaktif bozunum türlerinde, büyük çekidek türleri atılır (örneğin neon-20) ve bunlar en sonunda yeni oluşan, dengeli atomlar haline gelirler.
- Radyoaktif bozunum, sebep olabilir. Fizyon ürünleri herhangi bir atoma parçalanabileceğinden; gerçekleşen, küme bozunumu değildir. Toryum-232, uranyum-235 ve uranyum-238, ani fizyon geçiren ilkel izotoplardır. Doğal teknesyum ve prometyum bu şekilde oluşur.
- Çekirdek tepkimesi. Gücü radyoaktif bozunum tarafından sağlanan, doğal olarak oluşan çekirdek tepkimeleri, sözde nüklitlerin oluşumunu sağlar. Bu süreç, radyoaktif bozunumdan doğan yüksek enerjili bir parçacığın(çoğunlukla bir alfa parçacığı), başka bir atomun çekirdeğiyle tepkimeye girerek, bu çekirdeği başka bir nüklide dönüştürmesiyle oluşur. Bahsedilen süreç ayrıca, nötron gibi başka çekirdek altı parçacıkların da oluşumunu sağlayabilir. Nötronlar aynı zamanda ani fisyon ve nötron emisyonuyla da üretilebilir. Bu nötronlar sonrasında, nötronun tetiklemesiyle oluşan fisyon veya nötron yakalanması yoluyla başka nüklitlerin üretilmesine önayak olabilir. Örneğin neon-21, neon-22 gibi bazı dengeli izotoplar, çeşitli nükleojenik sentez yollarıyla ortaya çıkar; dolayısıyla var olan miktarın yalnızca bir kısmı ilkeldir.
- Kozmik ışınlardan ötürü oluşan çekirdek tepkimeleri. Genel uzlaşı doğrultusunda, bu tepkime ürünleri "nükleojenik" nüklitler olarak adlandırılmazlar; onun yerine "kozmojenik nüklitler" terimi kullanılır. Yeni elementler, kozmik ışınlar tarafından yukarıda bahsedilen ve ilkel berilyum ve boron oluşumunu sağlayan kozmojenik süreçler aracılığıyla Dünya'da oluşturulmaya devam eder. Atmosferde kozmik ışınlar tarafından nitrojen-14'ten üretilen karbon-14, yine bunun önemli bir örneğidir.
Yapay süreçlerin yanında, demirden ağır elementlerin ana kaynağının nötron yıldızı çarpışmaları olduğu varsayılmaktadır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Donald D. Clayton, Handbook of isotopes in the cosmos, Cambridge University Press (Cambridge 2003)
- ^ "Autobiography William A. Fowler". 29 Ekim 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Ocak 2015.
- ^ H.E. Suess and H.C. Urey, Abundances of the elements, Revs. Mod. Phys., 28, 53 (1957)
- ^ , Handbook of isotopes in the cosmos, Cambridge University Press (Cambridge U.K. 2003)
- ^ Massimo S. Stiavelli. From First Light to Reionization. John Wiley & Sons, Apr 22, 2009. Pg 8 2 Temmuz 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 5; reissued by University of Chicago Press (Chicago 1883)
- ^ 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
- ^ S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal. Cilt 116. s. 21. Bibcode:1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589.
- ^ and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1). ss. 39-78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
- ^ a b D. Bodansky, , and , Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
- ^ See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968)
- ^ Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007)
- ^ P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965)
- ^ , ve G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969)
- ^ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal. Cilt 155. ss. 75-82. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849.
- ^ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 42 (1). ss. 39-78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
- ^ Stromberg, Joseph. "All the Gold in the Universe Could Come From the Collisions of Neutron Stars". . 27 Nisan 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Nisan 2014.
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 ., Physical Review Çevrimiçi Arşivi'nde (üyelik gerekiyor)).
- M. Meneguzzi, J. Audouze, H. Reeves, « The production of the elements Li, Be, B by galactic cosmic rays in space and its relation with stellar observations », Astronomy and Astrophysics, vol. 15, 1971, p. 337–359
- F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)
- F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
- D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983,
- C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988, .
- D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, .
- C. Iliadis, "Nuclear Physics of Stars", Wiley-VCH, 2007,
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
Nukleosentez daha onceden var olan cekirdek parcaciklarindan esasen proton ve notronlardan yeni atomik cekirdeklerin yaratilmasi surecidir Ilk atomik cekirdekler Buyuk Patlama dan yaklasik uc dakika sonra Buyuk Patlama nukleosentezi olarak bilinen surecin sonunda olusmustur Hidrojen ve helyumun ilk yildizlarin bilesenlerini olusturmasi ve kainatin bugunku hidrojen helyum orani o zamanlara dayanir Nukleer fizikRadyoaktivite Fisyon Fuzyon Klasik bozunmalarAlfa Beta Gama isini Parcacik bozunumuGelismis bozunmalar Emisyon reaksiyonlariNotron emisyonu Pozitron emisyonu Proton emisyonuYakalamaEksicik yakalanmasi Proton yakalama Notron yakalama FisyonKendiliginden fisyon Bilim InsanlariHenri Becquerel Marie Curie Pierre Curie Alvarez Becquerel Bethe A Bohr N Bohr Chadwick Cockcroft Ir Curie Fr Curie Pi Curie Sklodowska Curie Davisson Fermi Hahn Jensen Lawrence Mayer Meitner Oliphant Oppenheimer Purcell Rabi Rutherford Soddy Strassmann Szilard Teller Thomson Walton WignerBu kutu goruntuletartisdegistir Yildizlarin olusmasiyla daha agir cekirdekler bugunde devam eden yildiz nukleosentezi araciligiyla hidrojen ve helyumdan olusmustur Dusuk kutleli yildizlar beyaz cuceleri olusturmak icin cokmeden once dis kabuklarini disari firlatirken bu elementlerin bazilari ozellikle de demirden daha hafif olanlari yildizlararasi ortama karismaya devam ederler Yildizlarin firlatilmis kutlelerinin kalintilari galaksimizden de gozlemlenen gezegensel bulutlari olusturur Karbon ve oksijenin ergimesiyle patlayan yildizlarin arasinda olusan supernova nukleosentezi atomik sayisi 12 olan magnezyumla atomik sayisi 28 olan nikel arasindaki element zenginliginden mesuldur Tip II supernova en olusumunun son saniyelerinde demirden ve nikelden daha agir olan daha az bulunur elementlerin olusumunda supernova nukleosentezinin payi oldugu dusunulmektedir Elementler olusurken bu daha agir elementlerin sentezi supernova patlamasi esnasinda uretilen enerjiden enerji emer yani endotermiktir Patlama esnasinda birkac saniyelik bir surede cesitli notronlarin sogrulmasi sonucu bu elementlerin bazilari ortaya cikar Supernovalar icinde olusan elementler uzun omurlu elementlerden olan uranyum ve toryum gibi bilinen en agir elementleri kapsar Kozmik isinlarin yildizlararasi ortama etki ettigi ve daha buyuk atom turlerini parcaladiginda olusan yildiz nukleosentezi tarafindan yaratilmayan daha hafif cekirdekciklerin ozellikle de 3He 9Be ve 10 11B onemli bir kaynagidir Evrende buyuyen element bolluklarindan sorumlu olan ergime sureclerine ek olarak birkac kucuk doga sureci dunyada cok az sayida yeni nuklit uretmeye devam etmektedir Bu nuklitler kendi bolluklarina az da olsa katkida bulunmaktadir ancak ozel ve yeni cekirdekciklerin varliginin sebebi bu nuklitler olabilir Uranyum ve toryum gibi uzun omurlu agir ve ilkel radyonuklitlerin bozunumu ile bu nuklitler olusmustur Dunyadaki elementlerin kozmik isin bombardimani denilen nadir kisa omurlu atamik turlerin varligina da katki saglamistir Zaman cizelgesi Elementlerin kozmojenik kokenlerini gosteren periyodik tablo Karbondan sulfure kadar olan elementler araciligiyla kucuk yildizlarda olusturulabilir Demirin otesindeki elementler yavas notron yakalamasini takiben uzaya gaz atimi yapilmasiyla buyuk yildizlarda olusturulur Demirden daha agir elementler yogun bir notron puskurtmesi ve hizli bir element yakalama iceren sonra supernovada yapilabilir Ilkel cekirdek parcaciklarinin iki trilyon derecenin altinda soguyan Buyuk Patlama esnasinda olustugu dusunulmektedir Bundan birkac dakika sonra sadece proton ve notronlarla baslayarak lityum ve berilyuma her ikisinin de kutle numarasi 7 dir kadar cekirdekcikler olusmustur ama diger elementlerin bolluklari buyuyen atomik kutleyle hizla dusmustur Bazi borlar bu zamanda olusmus olabilir ancak karbon olusmadan evvel surec durmustur cunku bu element Buyuk Patlamanin kisa suren nukleosentez doneminde var olandan cok daha fazla helyum yogunlugu ve zamana ihtiyac duyar Bu ergime sureci evren buyumeye devam ettiginden sicaklik ve yogunluktaki dususler sebebiyle yaklasik yirmi dakika icinde bitmistir Bu ilk surec Buyuk Patlama nukleosentezi evrende olusan ilk nukleodogustur Daha agir elementlerin daha sonralari ortaya cikan nukleosentezleri yildizlar ve supernovalarda bulunan olaganustu sicakliklari ve basinclari gerektirmektedir 500 milyon yil once Buyuk Patlamadan gelen hidrojen ve helyum ilk yildizlarin icine cokunce bu surecler de baslamis oldu O zamandan beri de galakside yildiz olusumlari kesilmeden devam etti Dunyada bulunan elementler ki bunlara ilkel elementler de denir yildiz nukleosentezi ve supernova nukleosentezi sayesinde dunyanin olusumundan once meydana gelmis elementlerdi Bu elementlerin atom sayilari Z 6 karbondan Z 94 plutonyuma kadar uzanmaktadir Bu elementlerin sentezi ya hizli ve yavas cesitli notron yakalanmasi da dahil nukleer fuzyon ya da az bir dereceyle beta bozunumunun takip ettigi nukleer fisyon sayesinde meydana gelir Yildizlararasi ortamin dolayisiyla yildizin baslangictaki bilesiminde bulunan bor lityum berilyum doteryum ve hidrojen elementlerini kendisinin daha hafif cekirdegi ile baglayan bir yildiz daha agir elementler kazanmis olur Bu yuzden yildizlararasi gaz Buyuk Patlama esnasinda nukleosentezleri sayesinde var olan hafif elementlerin azalan bolluklarini bunyesinde barindirir Bugunun evreninde bu buyuk miktarlardaki daha hafif elementlerin cogunlukla yuksek enerji protonlari olan milyarlarca yillik kozmik isinlar araciligi ile yenilendigi dusunulmektedir Bu kozmik isin carpismalari Li Be ve B hafif elementlerini icerir Nukleosentez kuraminin tarihcesi Nukleosentez hakkindaki ilk goruslere gore kimyasal elementler evrenin baslangicinda yaratilmistir Ancak bunu kanitlayabilecek hicbir mantiki fizik senaryosu ortaya konulamamistir Zaman icinde ortaya cikmistir ki hidrojen ve helyum diger elementlerden cok daha bolluk icindedir Diger butun elementler gunes sisteminin ve diger yildiz sistemlerinin kutlesinin 2 sinden daha az miktardadir Ayni zamanda oksijen ve karbonun hidrojen ve helyumdan sonra en sik rastlanan iki element oldugu gorulmustur Ayrica hafif elementlerin ozellikle Helyum 4 cekirdeklerinin tam sayilarindan olusan elementlerin yuksek bolluguna dogru genel bir egilim oldugu gorulmektedir Ilk kez 1920 lerde Arthur Stanley Eddington hidrojenin helyum icinde ergimesiyle yildizlarin enerjilerini sagladigini ileri surmustur Nukleer mekanizma henuz anlasilmadigindan bu fikir kabul gormemistir Ikinci Dunya savasinin hemen oncesinde Hans Bethe hidrojenin helyum icinde ergidigi nukleer mekanizmalari ortaya koymustur Ne yazik ki yildizlarin enerjileri uzerine yapilan bu erken tarihli calismalarin ikisinde de helyumdan agir elementlerin olusumlarina deginilmemistir Yildizlardaki daha agir elementlerin nukleosentezi uzerine Fred Hoyle un calismalari Ikinci Dunya Savasi nin hemen ardindan ortaya cikmistir Hidrojenden baslayarak Hoyle butun daha agir elementlerin olusumunu aciklamaktadir Hoyle evrensel bir baslangica ihtiyac duymaksizin vakum ve enerjiden surekli olarak hidrojen uretildigini iddia etmistir Hoyle nin calismasi gokada yaslandikca elementlerin bollugunun zaman icinde nasil arttigini aciklamaktadir Akabinde William A Fowler ve onu takip eden pek cok bilim insaninin katkilariyla Hoyle nin calismalari 1960 larda gelistirilmistir Fowler ve Hoyle nin Bkz Kaynakca Listesi 1957 de kaleme aldigi cigir acici bir makale 1957 lerdeki calismalarin cok bilinen ozeti niteligindedir Bu makale gok bilimciler tarafindan da belgelenebilen yildizlarin icinde agir bir cekirdegin digerlerine donusumu sureclerini aciklamaktadir 1957 den cok once Belcikali bir fizikci ve Katolik bir rahip olan Georges Lemaitre 1931 yilinda Buyuk Patlamayi aciklayan mekanizmayi one surmustur Lemaitre ye gore zaman icinde evrenin genislemesi icin gerekli olan sey zamanla geriye dogru olacak buzusmenin durmasidir Bu surec evrenin butun kutlesini ilkel atom noktasina getirecektir ki bu da zaman ve uzamin var olmadigi bir durumdur Daha sonra Hoyle Lemaitre nin bu modeline alayci bir terim olan Big Bang Buyuk Patlama adini koydugunda Helyum ve karbon arasindaki doteryum ve nuklitlerin varligini aciklamak icin Lemaitre nin modeline ihtiyac duyacaginin farkinda degildi Bu model ayni zamanda yildizlarda ve yildizlar arasi boslukta bulunan oldukca yuksek miktardaki helyumun varligini da aciklamaktadir Sonucta nukleosentez uzerine Lematre ve Hoyle un gelistirdigi modellerin ikisi de evrendeki element boslugunu aciklamada ihtiyac duyulan modeller olmustur Nuklosentez kuraminin amaci degisen bolluklardaki kimyasal elementler ve bu elementlerin izotoplarini dogal surecler perspektifinden aciklamaya calismaktir Bu kuramin gelismesinin esas nedeni bolluklar ve bu elementlerin atomik sayilarinin ciziminde ortaya cikan sekildir Bu bolluklar atomik sayinin fonksiyonu olarak grafige dokuldugunde on milyona kadar faktorlerle degisen bir tirtikli testere disi gorunumundedir Nukleosentez arastirmalari uzerinde oldukca etkili olan bir calisma ve Harold Urey tarafindan ortaya konan bolluk tablosudur Bu tablo evrim gecirmemis meteorlarin icinde bulunan kalici elementlerin parcalara ayrilmamis bolluklarini gostermektedir Bu bolluklarin benzer bir grafigi asagidaki logaritmik olcekte verilmistir Izotoplarin bolluguyla ilgili daha cok veri icin Kozmostaki Izotoplarin Elkitabina bakiniz Kimyasal elementlerin Gunes Sistemi ndeki bolluklari Hidrojen ve helyum Buyuk Patlama orneginin kalintilari olarak en yaygin olan elementler 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 Surecler Nukleosenteze yol actigi dusunulen cok sayida astrofiziksel surec bulunmaktadir Bu sureclerin cogunlugu yildizlarin icindeki katmanlarda olusur ve bu nukleer ergime surecleri zinciri hidrojen yanmasi helyum yanmasi neon yanmasi oksijen yanmasi silikon yanmasi olarak bilinir Bu sureclerin sonunda demir ve nikele kadar olan elementler demir ve nikel dahil ortaya cikar Bu izotoplarin cekirdek basina en yuksek baglama enerjisiyle uretildigi nukleosentez alanidir Daha agir elementler olarak da bilinen notron tutulmasi sureci ile yildizlarin icinde bir araya gelebilir bu gibi elementlerin supernova gibi patlayici ortamlarda bir araya gelmesi icin cok sayida baska surecler islemektedir Bu sureclerin arasinda hizli notron tutunumunu kapsayan ve var olan cekirdegin fotoayrismasiyla sonuclanan ve bazen de olarak bilinen P sureci dir Baslica nukleosentez turleriBuyuk Patlama nukleosentezi Buyuk Patlama nukleosentezi evrenin olusumunun ilk uc dakikasi icinde ortaya cikmistir Bu nukleosentez 1H protium 2H D doteryum 3e helium 3 ve 4He Helium 4 bolluklarina sebep olmustur Her ne kadar 4He yildiz fuzyonu ve alfa bozunumuyla uretilmeye devam edilmesi eser miktardaki 1H parcalanma ve belli radyoaktif bozunum turleri araciligiyla uretilmeye devam etse de evrendeki izotop kutlelerinin cogunlugunun Buyuk Patlamada ortaya ciktigi dusunulmektedir Ilkel proton ve notronlari olusturmak uzere dondugunda yani Buyuk Patlama dan sonraki yuz ve uc yuzuncu saniyeler arasinda 7Li ve 7Be da dahil olmak uzere bu elementlerin cekirdeklerinin olustuklari dusunulmektedir Genisleme ve soguma yaklasik 20 dakika araciligiyla durana kadar nukleosentezin olustugu bu surenin kisaligi yuzunden berilyumdan ya da muhtemelen bordan daha agir hicbir element olusamamistir Bu surec icinde meydana gelen elementler plazma durumundadir ve oldukca uzun bir sure notr atom durumuna gececek bicimde sogumamistir Evrende hafif atom cekirdeklerinin goreceli bolluklarindan sorumlu nukleer reaksiyonlar gozlenmistir Evrende gozlemlenen hafif atom cekirdeklerinin goreceli bolluklarindan sorumlu olan ana cekirdek tepkimeleri Yildiz nukleosentezi Yildiz nukleosentezi yeni cekirdeklerin olustugu nukleer sureclerdir Yildiz evrimi esnasinda yildizlarin icinde dogal bir bicimde ortaya cikar Yildiz nukleosentezi karbondan demire elementlerin galaktik bolluklarindan sorumludur Yildizlar cekirdeklerinin bilesimi evrildikce H ve He nin giderek artan sicakliklarda daha agir cekirdeklere ergidigi termonukleer firinlardir Bu noktada karbonun ozel bir onemi vardir He den olusumu butun bir surec icinde sikintili bir surectir Karbon butun yildizlarda uclu alfa sureciyle uretilir Ayni zamanda yildizlarin icindeki serbest notronlarin aciga cikmasina sebep olur ve s surecine sebebiyet verir notronlarin yavas emilimi demiri demir ve nikelden daha agir elementlere donusturur Yildiz nukleosentezi urunleri kutle kaybi episodlari ve dusuk kutleli yildizlarin ruzgarlari araciligiyla yildizlar arasi gazin icine yayilirlar Kutle kaybi olaylari bugunde dusuk kutleli yildizlarin evriminin gezegenimsi bulutsu safhasinda ve gunesin kutlesinin yedi katindan daha fazla kutleye sahip supernova da denilen yildizlarin patlayarak sonlanmasinda da gorulur Zaman gectikce yildizlararasi gazin agir elementler acisindan zenginlestigi astronomik olarak gozlenmistir Bu da nukleosentezin yildizlarda meydana geldiginin ilk kanitidir Bunun sonucu olarak gokadada daha ileri bir zamanda nukleosentezden dogan yildizlar daha erken meydana gelen yildizlardan cok daha agir elementlerden olusmustur 1952 de spektroskopi ile bir kirmizi devin atmosferinde teknesyum elementinin varliginin tespiti yildizlar arasi nukleer aktivitenin ilk kanitini sunmustur Cunku teknesyum radyoaktif bir elementtir yarilanma omru yildizin yasindan cok daha azdir bu yuzden teknesyumun bollugu bu yildiz icinde olusumunun cok yeni oldugunu gostermektedir Ayni sekilde agir elementlerin yildiz kokenlerinin bir baska kaniti da atmosferlerinde bulunan spesifik kararli elementlerin asiri bollugudur Bu yildizlardaki baryum bollugunun gelismemis yildizlara gore 20 50 kat fazla olusu bu tip asymptotic yildizlardaki kanitidir Yildiz nukleosentezi ile ilgili pek cok modern kanit yildiz tozlarinin izotopik bilesimlerinde de gorulmektedir Yildiz tozlari yildiz gazlarindan yogusan ve meteorlardan kopan taneciklerdir Yildiz tozu kozmik tozun bir parcasidir ve Gunes oncesi tanecikler de denir Yildiz tozu taneciklerinde olculen izotopik bilesimler yildizin gec donem kutle kaybi episodlari esnasinda zerreciklerin yogustugu yildiz nukleosentezinin pek cok ozelligini ortaya koyar Patlayici nukleosentez Supernova nukleosentezi silikon ve nikel arasindaki elementlerin dengemside sentezlendigi hareketli bir supernova ortaminda ortaya cikar Bu dengemsi dengeli nukleer reaksiyonlarin 28Si ye karsilik gelerek baglandigi hizli ergime surecinde ortaya cikar Bu dengemsi cok yuksek derecelerde yanan karisimin icindeki 28Si cekirdeginin yuksek bollugu haricinde neredeyse bir denge gibi dusunulebilir Hoyle un 1954 yilinda yazdigi makalenin ardindan bu kavram orta kutleli elementlerin nukleosentezi kuraminin en onemli kesfidir cunku silikon A 28 ve nikel A 60 arasindaki bol ve kimyasal acidan onemli elementlerin anlasilmasina katki saglamistir Bu kesif sayesinde cok bilinen ancak yanlisliklar barindiran B2FH bahseden makalenin yerine gecmistir Ileri nukleosentez surecleri B2FH makalesinde anlatildigi gibi ve ilk kez Seeger Fowler ve Clayton tarafindan hesaplanan hizli surec ortaya cikar R surecinde nikelden agir elementlerin norton zengini izotoplari serbest notronlarin hizli emilimiyle uretilir Supernova cekirdeginin cabucak sikismasi ve bazi notron zengini cekirdeklerin bir araya gelmesi surecinde elektron yakalanmasiyla serbest notronlarin ortaya cikmasi onemli hale getirmekte ve saf H ve He dan olusan yildizlarda bile meydana gelebilen bir surectir Bu durum surecin ikincil bir surec olarak ortaya kondugu B2FH makalesinin karsisindadir Bu gelecek vadeden ve genellikle supernova uzmanlarinca desteklenen bu senaryo henuz r sureci bolluklarini tatminkar bicimde tam olarak hesaplayamamistir R sureci gokada metalligi henuz kucukken dogmus olan eski yildizlari gozlemleyen gok bilimciler tarafindan onaylanmaktadir Bu yildizlar r sureci tamamlayicilarini cekirdeklerinde barindirmaktadirlar bu da metalligin icsel bir surecin sonucu oldugunu gostermektedir R sureci uranyum ve toryum gibi radyoaktif elementlerin dogal birlikteliginden sorumlu oldugu gibi her bir agir elementin notron zengini izotoplarinin ortaya cikmasina da sebep olmustur rapid proton kadar serbest protonlarin hizlica emilimidir ancak rolu ve varligi tartismalidir Patlayici nukleosentez notron sayisini dusurmek icin hizli bir radyoaktif bozunumuyla ortaya cikar boylece esit veya cift sayili proton ve notronlara sahip bol izotoplar silikon dengemsi sureciyle sentezlenirler Bu surec esnasinda oksijen ve silikonun yanmasi cekirdekleri ergitir bu cekirdekler esit sayida proton ve notrona sahiptir ve 15 e kadar 60Ni yi temsilen helyum cekirdeklerinin tam sayilarindan olusan nuklitleri uretirler Bu tip coklu alfa taneli nuklitler 40Ca ya 10 Helyum cekirdekciginden olusur kadar tamamen kararlidir ancak proton ve notronlari esit ve cift sayili olan daha agir cekirdekcikler birbirine siki sikiya baglidir ancak kararsizdir Dengemsi 44Ti 48Cr 52Fe ve 56Ni radyoaktif izobarlarini uretir Bu izobarlar 44Ti haric bolluk icinde yaratilirlar ancak patlamadan sonra bozunurlar ve ayni atom agirligindaki karsilik gelen elementin en kararli izotopunu birakirlar Bu yolla uretilen en bol bulunan ve gunumuze kadar gelen element izotoplari 44Ti 48Cr 52Fe ve 56Ni dir Bu bozunumlara cekirdekten gelen radyasyon olan gamma isinlarinin salinimi eslik eder Gamma isinlarinin bozunum tarafindan yaratilan izotopu belirlemekte kullanilir Bu salinim cizgilerinin tespiti gamma isini astronomisinin ilk onemli urunlerindendir Supernovalarda patlayici nukleosentezin en ikna edici kaniti 1987 yilinda gerceklesmistir Gamma isini cizgileri supernova1987A dan cikarken tespit edilmistir Radyoaktif yarilanma omurlerinden yaslarinin yaklasik bir oldugu 56Co ve 57Co cekirdekciklerinin tespit edildigi gamma isini cizgileri bu cekirdekciklerin radyoaktif kobalt ebeveyinleri tarafindan yaratildiklarinin ispatidir Bu nukleer astronomi gozlemi 1969 da one surulmus ve elementlerin patlayici nukleosentezini onaylamak adina ortaya atilmistir bu ongoru NASA nin planlanmasinda onemli bir rol oynamistir Patlayici nukleosenteze ait diger kanitlar ise genisleyip sogudukca supernovanin ic kisimlarinda yogusan kozmik toz zerreciklerinde bulunmustur Bu zerrecikler kozmik tozun bir parcasidir Ozellikle radyoaktif 44Ti supernova genislemesi sirasinda yogusan supernova yildiz zerreciklerinin icinde cok buyuk miktarlarda olculmustur Bu da SUNACON lar supernova tozlarinin 1975 tarihli tespitini onaylamaktadir Bu zerrecikler arasindaki diger sira disi izotopik oranlar patlayici nukleosentezin pek cok spesifik ozelligini ortaya cikarmaktadir Kozmik Isin Parcalanmasi Kozmik isin parcalanmasi kozmik isinlarin etkisiyle evrendeki en hafif elementlerden bazilarini uretecek sekilde doteryumun cok buyuk bir kismi olmasa da yildizlararasi maddenin atomik agirligini azaltir Bu parcalanmanin bir miktar 7Li ve 7Be nin Buyuk Patlama da olustugu dusunulse de neredeyse tum 3He ve lityum berilyum ve elementlerinin uretiminden sorumlu olduguna inanilmaktadir Parcalanma sureci kozmik isinlarin cogu proton olacak sekilde yildizlararasi uzamla etkilesmesi sonucu olusur Bu etkilesimler var olan karbon nitrojen ve oksijen cekirdeklerini parcalar Bu da hafif elementler olan berilyum bor ve lityumun kozmosta gunes atmosferinde oldugundan cok daha fazla miktarlarda bulunmasina yol acmaktadir Hafif elementler 1H ve 4He cekirdekleri parcalanmanin urunleri degildir ve evrende ilkel bolluklara sahiplerdir Iki 4He cekideginden olusan 8Be nin dengesizliginden oturu berilyum ve bor yildizsal fuzyon sureclerinde onemli miktarlarda uretilmez Deneysel kanitNukleosentez teorileri izotop miktari hesaplamalarinin bulgulariyla gozlemlerden elde edilen sonuclarin karsilastirilmasiyla test edilir Izotop miktarlari tipik olarak bir agdaki izotop donusumu oranlarindan hesaplanir Bu hesaplamalar cogunlukla diger tepkimeleri kontrol eden kilit tasi niteligindeki birkac tepkime seklinde basitlestirilebilir Ufak Capli Mekanizma ve SureclerBelirli nuklitlerin cok kucuk miktarlari yapay bir bicimde uretilmistir Teknesyum gibi bazi elementler icin bunlar baslica kaynagi olusturur Ancak bazi nuklitler ilkel elementlerin varolmasindan sonra devam eden bir miktar dogal yolla olusmustur Bunlar cogunlukla kayaclarin yasini belirleme veya jeolojik sureclerin kaynaklarini takip etmekte kullanilabilecek sekillerde yeni elementler olusturmustur Bu surecler bol miktarda nuklit uretmese de bu nuklitlerin dogal stoklarinin tum kaynagi olduklari varsayilmaktadir Bu mekanizmalar asagidakileri icermektedir Radyoaktif bozunum kardes nuklitlerin olusumunu saglayabilir Basta uranyum 235 uranyum 238 ve olmak uzere pek cok uzun omurlu ilkel izotopun nukleer bozunumu onlar da kursunun izotoplarina bozunmadan once bircok ara kardes nuklidin olusmasini saglar Dunyadaki radon polonyum gibi elementlerin dogal stoklari bu mekanizma yoluyla olusmustur Atmosferdeki argon 40 stogunun cogunlugu potasyum 40 in Dunya nin olusumundan bu yana suren radyoaktif bozunmasi sonucu olusmustur atmosferik argonun cok azi primordiyal yani ilkeldir Helyum 4 alfa bozunumuyla olusur Dunya nin kabugunda var olan helyumun cogunlukla ilkel degildir benzeri baska radyoaktif bozunum turlerinde buyuk cekidek turleri atilir ornegin neon 20 ve bunlar en sonunda yeni olusan dengeli atomlar haline gelirler Radyoaktif bozunum sebep olabilir Fizyon urunleri herhangi bir atoma parcalanabileceginden gerceklesen kume bozunumu degildir Toryum 232 uranyum 235 ve uranyum 238 ani fizyon geciren ilkel izotoplardir Dogal teknesyum ve prometyum bu sekilde olusur Cekirdek tepkimesi Gucu radyoaktif bozunum tarafindan saglanan dogal olarak olusan cekirdek tepkimeleri sozde nuklitlerin olusumunu saglar Bu surec radyoaktif bozunumdan dogan yuksek enerjili bir parcacigin cogunlukla bir alfa parcacigi baska bir atomun cekirdegiyle tepkimeye girerek bu cekirdegi baska bir nuklide donusturmesiyle olusur Bahsedilen surec ayrica notron gibi baska cekirdek alti parcaciklarin da olusumunu saglayabilir Notronlar ayni zamanda ani fisyon ve notron emisyonuyla da uretilebilir Bu notronlar sonrasinda notronun tetiklemesiyle olusan fisyon veya notron yakalanmasi yoluyla baska nuklitlerin uretilmesine onayak olabilir Ornegin neon 21 neon 22 gibi bazi dengeli izotoplar cesitli nukleojenik sentez yollariyla ortaya cikar dolayisiyla var olan miktarin yalnizca bir kismi ilkeldir Kozmik isinlardan oturu olusan cekirdek tepkimeleri Genel uzlasi dogrultusunda bu tepkime urunleri nukleojenik nuklitler olarak adlandirilmazlar onun yerine kozmojenik nuklitler terimi kullanilir Yeni elementler kozmik isinlar tarafindan yukarida bahsedilen ve ilkel berilyum ve boron olusumunu saglayan kozmojenik surecler araciligiyla Dunya da olusturulmaya devam eder Atmosferde kozmik isinlar tarafindan nitrojen 14 ten uretilen karbon 14 yine bunun onemli bir ornegidir Yapay sureclerin yaninda demirden agir elementlerin ana kaynaginin notron yildizi carpismalari oldugu varsayilmaktadir Ayrica bakinizYildiz evrimi Supernova nukleosentezi Kozmik toz MetallikKaynakca Donald D Clayton Handbook of isotopes in the cosmos Cambridge University Press Cambridge 2003 Autobiography William A Fowler 29 Ekim 2012 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 19 Ocak 2015 H E Suess and H C Urey Abundances of the elements Revs Mod Phys 28 53 1957 Handbook of isotopes in the cosmos Cambridge University Press Cambridge U K 2003 Massimo S Stiavelli From First Light to Reionization John Wiley amp Sons Apr 22 2009 Pg 8 2 Temmuz 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Donald D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis McGraw Hill New York 1968 Chapter 5 reissued by University of Chicago Press Chicago 1883 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 S Paul W Merrill 1952 Spectroscopic Observations of Stars of Class S The Astrophysical Journal Cilt 116 s 21 Bibcode 1952ApJ 116 21M doi 10 1086 145589 and L R Nittler 2004 Astrophysics with Presolar Stardust Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42 1 ss 39 78 Bibcode 2004ARA amp A 42 39C doi 10 1146 annurev astro 42 053102 134022 a b D Bodansky and Nuclear quasi equilibrium during silicon burning Astrophys J Suppl No 148 16 299 371 1968 See also Chapter 7 of Donald D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis McGraw Hill New York 1968 Donald D Clayton Hoyle s Equation Science 318 1876 77 2007 P A Seeger W A Fowler and Donald D Clayton Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture Astrophys J Suppl 11 121 66 1965 ve G J Fishman Gamma ray lines from young supernova remnants Astrophys J 155 175 1969 D D Clayton S A Colgate G J Fishman 1969 Gamma ray lines from young supernova remnants The Astrophysical Journal Cilt 155 ss 75 82 Bibcode 1969ApJ 155 75C doi 10 1086 149849 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link D D Clayton L R Nittler 2004 Astrophysics with Presolar stardust Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42 1 ss 39 78 Bibcode 2004ARA amp A 42 39C doi 10 1146 annurev astro 42 053102 134022 Stromberg Joseph All the Gold in the Universe Could Come From the Collisions of Neutron Stars 27 Nisan 2014 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 27 Nisan 2014 Konuyla ilgili yayinlarE 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 Physical Review Cevrimici Arsivi nde uyelik gerekiyor M Meneguzzi J Audouze H Reeves The production of the elements Li Be B by galactic cosmic rays in space and its relation with stellar observations Astronomy and Astrophysics vol 15 1971 p 337 359 F Hoyle Monthly Notices Roy Astron Soc 106 366 1946 F Hoyle Astrophys J Suppl 1 121 1954 D D Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis McGraw Hill 1968 University of Chicago Press 1983 ISBN 0 226 10952 6 C E Rolfs W S Rodney Cauldrons in the Cosmos Univ of Chicago Press 1988 ISBN 0 226 72457 3 D D Clayton Handbook of Isotopes in the Cosmos Cambridge University Press 2003 ISBN 0 521 82381 1 C Iliadis Nuclear Physics of Stars Wiley VCH 2007 ISBN 978 3 527 40602 9