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
Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir.Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar. Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, olarak bilinen proton yakalanması ve olarak bilinen . Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.
Nedeni
Supernovalar, iki temel senaryoya göre oluşan, devasa bir yıldız patlaması sonucunda ortaya çıkarlar. Birinci senaryoya göre, bir beyaz cüce yıldızı, komşu bir yıldızdan (genellikle bir kırmızı devden) kütleyi emerek Chandrasekhar limitine ulaştıktan sonra, nükleer temelli bir patlama yaşar. İkinci ve daha çok kabul gören senaryoya göre ise, devasa bir yıldız, genellikle de bir üstdev, nükleer füzyon (ya da yanma) sürecinde, nikel-56’ya ulaştığında patlama yaşar. Bu izotop, bütün izotopların en yüksek bağlanma enerjilerinden biri olan demir-56’ya dönüşecek şekilde bir radyoaktif bir bozunma yaşar ve bu izotop, ekzotermik olarak nükleer füzyonla net bir enerji salınımı üreten en son elementtir.
Daha ağır element üreten bütün nükleer füzyon tepkimeleri, yıldızın enerji kaybetmesine sebep olur; diğer bir deyişle, gerçekleşen bu tepkimeler endotermik tepkimelerdir. Yıldızın dış tabakalarını destekleyen basınç, çok hızlı bir biçimde düşer. Dış kabuk radyasyon basıncıyla yeterli bir biçimde desteklenmediği için, yıldızın yerçekimi dış tabakalarını hızla içeri çeker. Yıldız çökmeye başladıkça, bu dış tabakalar yıldızın, sıkıştırılamayan, çekirdeği ile çarpışır ve dış kabuğun ergimemiş, yani füzyona uğramamış, maddeleri aracılığı ile dışarı doğru genişleyen bir şok dalgası ortaya çıkar. Şok dalgası içindeki basınçlar ve yoğunluklar, bu madde içinde ergimeyi tetiklemeye yeterlidir; açığa çıkan enerji, yıldızın patlamasına ve yıldızlararası uzama, yıldızdan maddelerin yayılmasına sebep olur.
Nükleer ergime dizisi ve alfa süreci
Oksijen yakma sürecini tamamlamış olan bir yıldızın çekirdeği, esas olarak silikon ve sülfürden oluşur. Eğer yeterince büyük bir kütlesi varsa, çekirdeği 2.7–3.5 GK (230–300 keV) arasında bir sıcaklığa erişene kadar yıldız küçülür. Bu sıcaklıklarda, silikon ve diğer elementler, proton ve alfa parçacığı yayarak maruz kalabilir. Silikon yanması ise, yol açar. Alfa süreci, her bir aşamada bu alfa parçacıklarını(bir helyum çekirdeğine, iki proton ve iki nötrona denk olan) ekleyerek yeni elementler yaratırken, belirli bir diziyi takip eder.
Bütün silikon yanma süreci yaklaşık bir gün sürer ve nikel-56 üretildiğinde sona erer. Yıldız artık nükleer ergime yoluyla enerji açığa çıkaramaz; çünkü 56 parçacıklı bir çekirdek parçacığı, alfa süreci dizisinde yer alan elementlerin içinde nükleon başına en düşük kütleye sahiptir. Demir-56’ya göre çekirdek parçacığı başına demir-56 ve nikel-62’nin biraz daha fazla bağlama enerjisi olsa da, alfa sürecindeki bir sonraki adım, parçacık başına biraz daha fazla kütlesi olan ve bu sebeple termodinamik açıdan daha az uygun olan çinko-60’tır. 28 protonu olan nikel-56’nın yarılanma süresi 6.02 gündür ve β+ bozunumu yoluyla kobalt-56’ya çözünür. 27 protonu bulunan kobalt-56’nın, 26 protonluk demir-56’ya çözünürken, yarılanma süresi 77.3 gündür. Ancak büyük bir yıldızın çekirdeğinde nikel-56’nın çözünmesi sadece dakikalar içinde gerçekleşir. Yıldız bu noktada artık nükleer yakıtını tüketmiştir ve dakikalar içinde küçülmeye başlar.
Bu küçülme sırasında, yerçekimsel küçülme potansiyel enerjisi, iç kısımı 5 GK (430 keV)’ye kadar ısıtır. Bu durum, küçülmeye karşı direnç oluşturarak, küçülmeyi geciktirir. Ancak, yeni füzyon tepkimeleri yoluyla ek bir ısı enerjisi üretilemediğinden, en sondaki direnç gösterilmeyen küçülme, çok hızlı bir biçimde, sadece birkaç saniye süren bir çöküşe yol açar. Yıldızın merkez kısmı, ya bir nötron yıldızına ya da yıldız yeterince büyük kütleli ise, bir kara deliğe dönüşür. Yıldızın dış tabakaları, günler ya da aylar süren Tip II süpernova olarak bilinen bir patlamada kopup gider. Süpernova patlaması, büyük bir nötron infilakına yol açar. Yıldızın içinde yaklaşık bir saniye içinde bu infilak, olarak bilinen bir nötron tutma mekanizması aracılığıyla, evrende demirden daha ağır elementlerin kaynağının yaklaşık yarısını sentezler.
Ürünler
Normal bir yıldızda ergime yoluyla elde edilen bir elementin maksimum ağırlığı, demirin ağırlığı kadardır ve atomik kütlesi 56 olan bir izotopa ulaşmıştır (bkz. Yıldız Nükleosentezi). Bir süpernovadan önce, silikon ve demir arasındaki elementlerin ergimesi, sadece en büyük yıldızlarda silikon yanımı sürecinde ortaya çıkar. ( olarak da bilinen ve normal yıldız nükleosentezi esnasında meydana gelen yavaş nötron tutunumu süreci, atomik kütlesi yaklaşık 209 olan bizmuta kadar olan elementleri meydana getirebilir. Ancak, s-süreci esas olarak daha yavaş evrimleşen düşük kütleli yıldızlarda meydana gelir). Ne zaman ki çekirdek, gazların dış tabakasını desteklemeye yetecek miktarda enerjiyi üretemez hale gelir, yıldız bir süpernova olarak patlar ve patlarken demirin ötesinde elementler yığını oluşturur. Süpernova patlaması sırasında demirden uranyuma kadar elementlerin oluşumu, saniyeler içinde gerçekleşir. Açığa çıkan büyük miktarda enerji yüzünden, normal yıldız sıcaklığından çok daha büyük sıcaklık ve yoğunluklara erişilir. Bu koşullar, uranyum ötesi elementlerin oluşabileceği bir ortam yaratır.
r-süreci
Süpernova nükleosentezi esnasında, r-süreci (r, hızlı nötron tutunumu anlamında kullanılmaktadır) nötron zengini ağır izotoplar yaratmaktadır. Bu izotoplar, ilk istikrarlı isotop oluşumundan sonra çözünecek ve böylelikle bütün ağır elementlerin nötron zengini istikrarlı izotoplarını yaratacaktır. Bu nötron tutunumu süreci, yüksek nötron yoğunluğu ve yüksek sıcaklığın sağlandığı koşullarda ortaya çıkar. R-sürecinde, oldukça istikrarsız nötron zengini çekirdekler oluşturmak için ağır çekirdekler, büyük bir ile bombardıman edilirler. Bu istikrarsız nötron zengini çekirdekleri, daha yüksek atom numaralı ve aynı daha istikrarlı çekirdekler oluşturmak için çarçabuk beta bozunumuna uğrarlar. Saniyede santimetrekare başına yaklaşık 1022 nötronla, inanılmaz bir nötron seli yaşanır. Dinamik bir r-sürecinin yapılmış ilk hesaplamaları, r-süreci bolluğunun, farklılaşan nötron akışının üst üste binmesinden kaynaklandığını ortaya koymuştur. Küçük akış, ilk r-süreci zirvesini, aktinitler olmaksızın, A=130 atomik ağırlığında üretir. Büyük akış ise, aktinit uranyum ve toryum üretirken, A=130 bolluk zirvesini bünyelerinde barındırmazlar. Bu süreçler, ayrıntılara bağlı olarak, bir veya birkaç saniyenin bir bölümünde meydana gelir. İlk hesaplamalardan sonra yayınlanmış yüzlerce makale, bu zaman bağımlı yaklaşımdan yararlanmıştır. İlginç bir biçimde, yakınlarımızdaki tek modern süpernova olan , r-süreci zenginleştirmelerini ortaya koymamıştır. Günümüz düşüncesine göre, r-süreci ürünleri bazı süpernovalardan dışarı atılmış olabilirken, bazılarında da nötron yıldızı ya da kara delik atığı olarak yutulmuş olabilir.
Kaynakça
- ^ "Synthesis of the laments from carbon to nickel" Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)
- ^ Woosley, S.E., W. D. Arnett and D. D. Clayton (1973). "Explosive burning of oxygen and silicon". The Astrophysical Journal Supplement. Cilt 26. ss. 231-312. Bibcode:1973ApJS...26..231W. doi:10.1086/190282.
- ^ a b c Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ss. 519-524. ISBN .
- ^ Citation: The atomic nuclide with the highest mean binding energy 31 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Fewell, M. P., American Journal of Physics, Volume 63, Issue 7, pp. 653–658 (1995). Click here 14 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . for a high-resolution graph, The Most Tightly Bound Nuclei, which is part of the Hyperphysics 28 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde . project at Georgia State University. 20 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ^ P. A. Seeger, W.A. Fowler, D. D. Clayton (1965). "Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture". The Astrophysical Journal Supplement. Cilt 11. ss. 121-166. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.
Konuyla ilgili yayınlar
- E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (article 24 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Physical Review Çevrimiçi Arşivi'nde).
- D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, .
Dış bağlantılar
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
Supernova nukleosentezi kurami supernova patlamalarindaki farkli pek cok kimyasal elementin nasil uretildigini aciklamaya calisir Ilk kez 1954 yilinda Fred Hoyle tarafindan gelistirilmistir Nukleosentez diger bir deyisle hafif elementlerin agir elementlere ergimesi patlayici oksijenin yanmasi ya da silikonun yanmasi esnasinda ortaya cikar Bu birlesme tepkimeleri silikon sulfur klor argon sodyum potasyum kalsiyum skandiyum titanyumun yani sira vanadyum krom manganez demir kobalt ve nikel gibi olusumuna yol acar Buyuk yildizlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri icin bunlara primer elementler denir Supernovalardan atilimlari sonucu yildizlararasi ortamda bolluklari artar Nikelden agir elementler denen bir surecte notronlarin hizli bir bicimde tutulmasiyla ortaya cikarlar Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukca azdir Yetersiz miktarda bulunan agir elementlerin nukleosentezine yol actigi dusunulen diger surecler olarak bilinen proton yakalanmasi ve olarak bilinen Isil parcalanma agir elementlerin en hafif ve en notron fakiri izotoplarini sentezler NedeniSupernovalar iki temel senaryoya gore olusan devasa bir yildiz patlamasi sonucunda ortaya cikarlar Birinci senaryoya gore bir beyaz cuce yildizi komsu bir yildizdan genellikle bir kirmizi devden kutleyi emerek Chandrasekhar limitine ulastiktan sonra nukleer temelli bir patlama yasar Ikinci ve daha cok kabul goren senaryoya gore ise devasa bir yildiz genellikle de bir ustdev nukleer fuzyon ya da yanma surecinde nikel 56 ya ulastiginda patlama yasar Bu izotop butun izotoplarin en yuksek baglanma enerjilerinden biri olan demir 56 ya donusecek sekilde bir radyoaktif bir bozunma yasar ve bu izotop ekzotermik olarak nukleer fuzyonla net bir enerji salinimi ureten en son elementtir Daha agir element ureten butun nukleer fuzyon tepkimeleri yildizin enerji kaybetmesine sebep olur diger bir deyisle gerceklesen bu tepkimeler endotermik tepkimelerdir Yildizin dis tabakalarini destekleyen basinc cok hizli bir bicimde duser Dis kabuk radyasyon basinciyla yeterli bir bicimde desteklenmedigi icin yildizin yercekimi dis tabakalarini hizla iceri ceker Yildiz cokmeye basladikca bu dis tabakalar yildizin sikistirilamayan cekirdegi ile carpisir ve dis kabugun ergimemis yani fuzyona ugramamis maddeleri araciligi ile disari dogru genisleyen bir sok dalgasi ortaya cikar Sok dalgasi icindeki basinclar ve yogunluklar bu madde icinde ergimeyi tetiklemeye yeterlidir aciga cikan enerji yildizin patlamasina ve yildizlararasi uzama yildizdan maddelerin yayilmasina sebep olur Nukleer ergime dizisi ve alfa sureci Oksijen yakma surecini tamamlamis olan bir yildizin cekirdegi esas olarak silikon ve sulfurden olusur Eger yeterince buyuk bir kutlesi varsa cekirdegi 2 7 3 5 GK 230 300 keV arasinda bir sicakliga erisene kadar yildiz kuculur Bu sicakliklarda silikon ve diger elementler proton ve alfa parcacigi yayarak maruz kalabilir Silikon yanmasi ise yol acar Alfa sureci her bir asamada bu alfa parcaciklarini bir helyum cekirdegine iki proton ve iki notrona denk olan ekleyerek yeni elementler yaratirken belirli bir diziyi takip eder Kepler supernovasinin Spitzer Uzay Teleskobu Hubble Uzay Teleskobu and nden gelen fotograflarla olusturulmus birlesik bir gorseli Butun silikon yanma sureci yaklasik bir gun surer ve nikel 56 uretildiginde sona erer Yildiz artik nukleer ergime yoluyla enerji aciga cikaramaz cunku 56 parcacikli bir cekirdek parcacigi alfa sureci dizisinde yer alan elementlerin icinde nukleon basina en dusuk kutleye sahiptir Demir 56 ya gore cekirdek parcacigi basina demir 56 ve nikel 62 nin biraz daha fazla baglama enerjisi olsa da alfa surecindeki bir sonraki adim parcacik basina biraz daha fazla kutlesi olan ve bu sebeple termodinamik acidan daha az uygun olan cinko 60 tir 28 protonu olan nikel 56 nin yarilanma suresi 6 02 gundur ve b bozunumu yoluyla kobalt 56 ya cozunur 27 protonu bulunan kobalt 56 nin 26 protonluk demir 56 ya cozunurken yarilanma suresi 77 3 gundur Ancak buyuk bir yildizin cekirdeginde nikel 56 nin cozunmesi sadece dakikalar icinde gerceklesir Yildiz bu noktada artik nukleer yakitini tuketmistir ve dakikalar icinde kuculmeye baslar Bu kuculme sirasinda yercekimsel kuculme potansiyel enerjisi ic kisimi 5 GK 430 keV ye kadar isitir Bu durum kuculmeye karsi direnc olusturarak kuculmeyi geciktirir Ancak yeni fuzyon tepkimeleri yoluyla ek bir isi enerjisi uretilemediginden en sondaki direnc gosterilmeyen kuculme cok hizli bir bicimde sadece birkac saniye suren bir cokuse yol acar Yildizin merkez kismi ya bir notron yildizina ya da yildiz yeterince buyuk kutleli ise bir kara delige donusur Yildizin dis tabakalari gunler ya da aylar suren Tip II supernova olarak bilinen bir patlamada kopup gider Supernova patlamasi buyuk bir notron infilakina yol acar Yildizin icinde yaklasik bir saniye icinde bu infilak olarak bilinen bir notron tutma mekanizmasi araciligiyla evrende demirden daha agir elementlerin kaynaginin yaklasik yarisini sentezler UrunlerNormal bir yildizda ergime yoluyla elde edilen bir elementin maksimum agirligi demirin agirligi kadardir ve atomik kutlesi 56 olan bir izotopa ulasmistir bkz Yildiz Nukleosentezi Bir supernovadan once silikon ve demir arasindaki elementlerin ergimesi sadece en buyuk yildizlarda silikon yanimi surecinde ortaya cikar olarak da bilinen ve normal yildiz nukleosentezi esnasinda meydana gelen yavas notron tutunumu sureci atomik kutlesi yaklasik 209 olan bizmuta kadar olan elementleri meydana getirebilir Ancak s sureci esas olarak daha yavas evrimlesen dusuk kutleli yildizlarda meydana gelir Ne zaman ki cekirdek gazlarin dis tabakasini desteklemeye yetecek miktarda enerjiyi uretemez hale gelir yildiz bir supernova olarak patlar ve patlarken demirin otesinde elementler yigini olusturur Supernova patlamasi sirasinda demirden uranyuma kadar elementlerin olusumu saniyeler icinde gerceklesir Aciga cikan buyuk miktarda enerji yuzunden normal yildiz sicakligindan cok daha buyuk sicaklik ve yogunluklara erisilir Bu kosullar uranyum otesi elementlerin olusabilecegi bir ortam yaratir r sureciPeriyodik tablonun tum elementlerin kokenlerinin supernova nukleosentezi de dahil olmak uzere gorulebilecegi bir versiyonu 103 lawrencium un uzerindeki elementler insan yapimi oldugu icin dahil edilmemistir Supernova nukleosentezi esnasinda r sureci r hizli notron tutunumu anlaminda kullanilmaktadir notron zengini agir izotoplar yaratmaktadir Bu izotoplar ilk istikrarli isotop olusumundan sonra cozunecek ve boylelikle butun agir elementlerin notron zengini istikrarli izotoplarini yaratacaktir Bu notron tutunumu sureci yuksek notron yogunlugu ve yuksek sicakligin saglandigi kosullarda ortaya cikar R surecinde oldukca istikrarsiz notron zengini cekirdekler olusturmak icin agir cekirdekler buyuk bir ile bombardiman edilirler Bu istikrarsiz notron zengini cekirdekleri daha yuksek atom numarali ve ayni daha istikrarli cekirdekler olusturmak icin carcabuk beta bozunumuna ugrarlar Saniyede santimetrekare basina yaklasik 1022 notronla inanilmaz bir notron seli yasanir Dinamik bir r surecinin yapilmis ilk hesaplamalari r sureci bollugunun farklilasan notron akisinin ust uste binmesinden kaynaklandigini ortaya koymustur Kucuk akis ilk r sureci zirvesini aktinitler olmaksizin A 130 atomik agirliginda uretir Buyuk akis ise aktinit uranyum ve toryum uretirken A 130 bolluk zirvesini bunyelerinde barindirmazlar Bu surecler ayrintilara bagli olarak bir veya birkac saniyenin bir bolumunde meydana gelir Ilk hesaplamalardan sonra yayinlanmis yuzlerce makale bu zaman bagimli yaklasimdan yararlanmistir Ilginc bir bicimde yakinlarimizdaki tek modern supernova olan r sureci zenginlestirmelerini ortaya koymamistir Gunumuz dusuncesine gore r sureci urunleri bazi supernovalardan disari atilmis olabilirken bazilarinda da notron yildizi ya da kara delik atigi olarak yutulmus olabilir Kaynakca Synthesis of the laments from carbon to nickel Astrophys J Suppl 1 121 1954 Woosley S E W D Arnett and D D Clayton 1973 Explosive burning of oxygen and silicon The Astrophysical Journal Supplement Cilt 26 ss 231 312 Bibcode 1973ApJS 26 231W doi 10 1086 190282 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link a b c Clayton Donald D 1983 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis University of Chicago Press ss 519 524 ISBN 9780226109534 Citation The atomic nuclide with the highest mean binding energy 31 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde Fewell M P American Journal of Physics Volume 63 Issue 7 pp 653 658 1995 Click here 14 Mayis 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde for a high resolution graph The Most Tightly Bound Nuclei which is part of the Hyperphysics 28 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde project at Georgia State University 20 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde P A Seeger W A Fowler D D Clayton 1965 Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture The Astrophysical Journal Supplement Cilt 11 ss 121 166 Bibcode 1965ApJS 11 121S doi 10 1086 190111 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link 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 D D Clayton Handbook of Isotopes in the Cosmos Cambridge University Press 2003 ISBN 0 521 82381 1 Dis baglantilarOnline 22 Nisan 2005 G Gonzalez D Brownlee P Ward 2001 PDF Icarus Cilt 152 ss 185 200 arXiv astro ph 0103165 2 Bibcode 2001Icar 152 185G doi 10 1006 icar 2001 6617 12 Eylul 2006 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 18 Ocak 2015 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link