Nükleer füzyon
Nükleer füzyon, hafif atom çekirdeklerinin birleşip daha ağır bir çekirdek oluşturduğu ve büyük enerji açığa çıkardığı tepkimedir; Güneş dahil yıldızları bu süreç parlatır.
- İngilizce karşılığı
- Nuclear fusion
- İlgili alan
- Astrofizik
Nükleer füzyon (çekirdek kaynaşması), iki ya da daha fazla hafif atom çekirdeğinin birleşerek daha ağır bir çekirdek oluşturduğu tepkimedir. Oluşan çekirdeğin kütlesi, onu meydana getiren parçaların toplam kütlesinden biraz azdır; aradaki fark Einstein'ın E=mc² bağıntısına uygun olarak enerji biçiminde açığa çıkar. Güneş'in ve gökyüzünde gördüğümüz yıldızların neredeyse tamamının ışığı bu süreçten gelir.
Yıldızların içinde nasıl işler?
Atom çekirdekleri artı yüklüdür ve birbirini elektriksel olarak iter. Çekirdekleri kaynaşacak kadar yaklaştırmak için bu itmenin (Coulomb engeli) aşılması, bunun için de çok yüksek sıcaklık ve yoğunluk gerekir. Bir yıldızın merkezinde bu koşulları kütleçekimin yarattığı devasa basınç sağlar. Klasik fiziğe göre Güneş'in çekirdeği bile engeli doğrudan aşmaya yetecek kadar sıcak değildir; tepkimeyi mümkün kılan, parçacıkların engelin içinden "sızabilmesine" izin veren kuantum tünellemesidir.
Yıldızlar enerjilerinin büyük bölümünü hidrojeni helyuma çevirerek üretir. Sonuçta dört proton bir helyum-4 çekirdeğine dönüşür ve her helyum çekirdeği için yaklaşık 26,7 MeV enerji açığa çıkar. Bu dönüşümün iki ana yolu vardır.
Proton-proton zinciri
Güneş ve ondan küçük kütleli yıldızlarda baskın yol budur. Zincirin en yaygın kolu üç adımda ilerler:
- İki proton birleşir; ortaya bir döteryum çekirdeği (bir proton ve bir nötron), bir pozitron ve bir nötrino çıkar.
- Döteryum çekirdeği bir protonla daha birleşir; helyum-3 ve bir gama ışını fotonu oluşur.
- İki helyum-3 çekirdeği kaynaşır; bir helyum-4 çekirdeği oluşur, iki proton yeniden serbest kalır.
İlk adım son derece yavaştır: Güneş'in çekirdeğindeki ortalama bir proton, başka bir protonla kaynaşabilmek için yaklaşık 9 milyar yıl bekler. Güneş'in milyarlarca yıl boyunca dengeli biçimde parlayabilmesi bu yavaşlık sayesindedir.
CNO döngüsü
Daha büyük kütleli ve daha sıcak yıldızlarda hidrojen, karbon, azot ve oksijen çekirdeklerinin aracılık ettiği bir döngüyle helyuma çevrilir. Bu elementler tepkimede tükenmez, döngünün sonunda yeniden ortaya çıkar; yani kimyadaki katalizörler gibi davranır. Döngüyü 1930'ların sonunda Carl Friedrich von Weizsäcker ve Hans Bethe birbirinden bağımsız olarak önerdi. CNO döngüsünün, kütlesi Güneş'in yaklaşık 1,3 katından büyük yıldızlarda baskın enerji kaynağı olduğu düşünülmektedir.
Güneş örneği
NASA'ya göre Güneş'in çekirdeğinde sıcaklık yaklaşık 15 milyon °C'dir. Çekirdek, merkezden Güneş yarıçapının yaklaşık yüzde 20-25'ine kadar uzanır ve Güneş'in gücünün yüzde 99'u yarıçapın en içteki yüzde 24'lük bölümünde üretilir. Güneş her saniye yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürür; bu sırada saniyede kabaca 4,26 milyon ton kütle enerjiye çevrilir.
Güneş'in enerjisinin yaklaşık yüzde 99'u proton-proton zincirinden, kalan yaklaşık yüzde 1'i CNO döngüsünden gelir. Bu küçük pay da gözlemle doğrulandı: Borexino deneyi, Güneş'teki CNO döngüsünden gelen nötrinoları yakaladığını ilk kez 2020'de duyurdu. Çekirdekte üretilen enerjinin yüzeye ulaşması ise çok uzun sürer; foton yolculuğuna ilişkin tahminler 10 bin ile 170 bin yıl arasında değişir. Güneş'in katmanlarının ayrıntısı Güneş'in iç yapısı sayfasında.
Verileri göster
| Çekirdek sıcaklığı | yaklaşık 15 milyon °C |
|---|---|
| Helyum-4 başına açığa çıkan enerji | yaklaşık 26,7 MeV |
| Enerjide proton-proton zincirinin payı | yaklaşık %99 |
| Enerjide CNO döngüsünün payı | yaklaşık %1 |
| Güneş'in yaşı | yaklaşık 4,6 milyar yıl |
Kısa tarihçe
Arthur Eddington 1920'de, hidrojenin helyuma kaynaşmasının yıldızların temel enerji kaynağı olabileceğini öne sürdü. Hans Bethe, Charles Critchfield ile birlikte 1938'de proton-proton zincirini adım adım ortaya koydu; 1939'da da büyük kütleli yıldızlarda öne çıkan CNO döngüsünü yayımladı.
Helyumdan sonra
Bir yıldızın çekirdeğinde hidrojen kaynaştırdığı uzun döneme ana kol evresi denir. Çekirdekteki hidrojen azaldığında yıldız daha ağır elementleri kaynaştırmaya geçebilir. Nikel-62'den hafif çekirdekler üreten füzyon tepkimeleri genellikle enerji verir; bu sınırın ötesinde füzyon artık yıldızı besleyemez. Yıldızların sonraki evreleri yıldızların yaşam döngüsü sayfasında anlatılıyor.
Sık karıştırılanlar
- Füzyon ve fisyon: Fisyonda (çekirdek bölünmesi) uranyum gibi ağır bir çekirdek daha küçük parçalara ayrılır; bugünkü nükleer santraller bu yolla çalışır. Füzyon ise tam tersine hafif çekirdekleri birleştirir.
- "Güneş yanıyor" ifadesi: Güneş'te odun ya da doğalgazdaki gibi oksijenle gerçekleşen kimyasal bir yanma yoktur. Kimyasal tepkimeler atomların elektronlarını ilgilendirir; füzyonda ise atom çekirdeklerinin kendisi değişir.
- Kütle yok olmuyor: Füzyonda "kaybolan" kütle aslında enerjiye dönüşür; toplam enerji korunur.
