Nükleer Astrofizik I

1. Nükleer Astrofizik I Güneş Füzyonu tutay

2. Kainatın evrimi dört evreye ayrılabilir: • Çekirdek ve atomların oluşumu(Nükleon sentezi), • Galaktik yoğunlaşma, • Yıldızların çekirdek sentezi, • Güneş sistemin evrimi. Birinci evre t=0 anında Büyük Patlama (Bing Bang)Olayını ve kararlı tanecik oluşumunu kapsamaktadır. Bu evrede büyük ihtimalle tanecik anti tanecikten daha fazlaydı (antisimetri). 250 s sonra H ve He kararlı çekirdek oluşumu gerçekleşti. Sonra ki 106 yıl belirsizdir. tutay

3. İkinci evrede, galaktik yoğunlaşma, genel çekim kuvvetinin etkisi, nükleer ve parçacık fiziğinin etkisi 1-2 Gy (gigayıl=109 yıl) yok. Üçüncü evrede 2 Gybelirsizlik. Dördüncü evrede güneş sistemin evriminin oluşumu gerçekleşmişti. tutay

4. Güneşle ilgili büyüklülükler: Güneş yüzeyindeki sıcaklık T=6000 K Güneşin merkezindeki sıcaklık T=6.106 K tutay

5. Hidrojen yanarken ortya çıkan enerji. • Coulomb kuvveti • Füzyon oranı : [Füzyon/(m3s)] tutay

6. Enerji daha çokmerkezde r<0,25Rs üretilir. Enerji transportu merkezden dışarıya55 saatte iletilir. Çünkü kalınlık105 km dir. Güneşin diğer bölümlerinde daha çok ışın transportu öne çıkıyor. r<0,84Rs tutay

7. Bu bölümde Astrofizikteki nükleer reaksiyonları anlamaya çalışacağız. • Güneşsistemindeki elementlerin oluşumu (ki bunlar nükleer reaksiyonları sonucu oluşmuşlar) nasıldır? • Bing Bang olayında tanecik ve antitanecik nasıl oluştu? • Bing Bang olayından 3s sonra neler oldu? Bu zamanda nötron ve proton yani nükleonlar vardı! 250s sonra Hidrojen ve Helyum oluşmuştu! Atomların ve gaz bulutların oluşumu 104 yıl boyunca sürmüş sonunda evreni oluşturmuştur. Gravitasyon etkisi ile oluşan gaz topları belli bir ısıya olaşınca içlerinde nükleer reaksiyonlar oluşur. tutay

8. Oluşan bu nükleer reaksiyonlar sonucu A<60 olan elementler oluştu. • Ağır elementler esas olarak Süpernova (soğumuş yıldızların patlaması) sonucu oluşur. • Evrenin enerji yoğunluğu (Ortamdaki fotonların sayısı) önemlidir. • Hubble, yıldızların spektrumunun kırmızıya kaydığını tespit ederek evrenin genişlediğini bulmuştur. • v=Hd v:hız, d:uzaklık; v ile d arasında doğrusal bir bağınıtı var. • H Hubble sabiti: H=(1/R)(dR/dt) • R(t) Skalen faktörü (Boyut çarpanı) • H=67(km/s)/Mpc 1 Mpc =3,26 10-6 ışık yılı tutay

9. H2=(dR/dt)2/R2 Burada G: Gravitasyon sabiti :evrenin yoğunlu k: geometrik faktör; k=o için ortam bükülmüş. :Kozmoloji sabiti. Genelde sıfır alınır t=0 anında hızı (v)= d/t ve v=H.d (Big Bang anı) t=1/H =15Gy dır. Evrenin yaşı: (13,7 2) .109 yıl Basit olarak Önceki evren için R=(enerji/Hacim)=Kuant başına düşen enerji x Hacimdeki kuant R=(C/R4) C:sabit tutay

10. Çeşitli evren tipleri için yarıçapve boyut çarpanın zamana bağımlılığı. q=0 sabit hızla genişleyen evren, k=-1 bükülmüş evren k=0 için açık düzlemevren k=+1 için önce genişleyen sonra sıkışan kapalı evren. tutay

11. Zaman ve enerji arasındaki bağıntı: t=(3/32GR)1/2 • Enerji ve ısı (T)arasındaki bağıntı • Enerjiyoğunluğu u(T) =T4 Büyük Patlama ile şimdiye kadar geçen zaman: ve ısı • Evrenin bugünkü ısısı T=2,7 K • Ve fotonların sayısı N=400 cm-3 • Görünen nükleonların (baryonlar) sayısı NN=0,4 cm-3 • Bugün fotonlar nükleonlardan 109 kat daha fazladır. tutay

12. Tanecik ve anti taneciğin ( X,X) oluşması ve yok olmasıX +X  2 şeklindedir. Yeterli yüksek ısılarda iki foton bir tanecik ve bir anti taneciği oluşturabilir. Aynı zamanda bir elektron ve bir pozitron reaksiyona girerek, aşağıdaki reaksiyonu oluşturabilir. Eğer tanecik başına sahip olunan enerji 511 keV ise reaksiyon gerçekleşir. e-+e+  2 Reaksiyon denge de ise T= 6.109K dir. Eğer fotonların ortalama enerjisi E=kBT>511 keV olursa sistem dengede dir. Ve T=6.109K bu sıcaklık 6s ve T<6.109K sonraki ısıya tekabül eder. tutay

13. 3s sonra fotonların nükleonlara oranı 109 katı kadardı. • Nötronların protonlara oranı Nn/Np0,2. • Şekilde zaman bağlı olarak nükleonların bulunma oranı tutay

14. Ağır çekirdeklerin oluşması için gerekli adım (reaksiyon)n+p d+ Burada fotonun enerjisi E=2,225 MeV dir. Eğer E enerjisi varsa bir d oluşur veya bir d yok olur böylece reaksiyon dengede kalır. Buda şu demek foton sayısı nükleonların sayısından büyük olması lazım ki denge olsun. N(E>2,225MeV)  Nn0,2.10-9 N(toplam) tutay

15. T=3.108 K sıcaklığındaki E enerjisindeki fotonların sayısı. tutay

16. Yüksek enerjilerde karadelik ışınlanmasının enerji dağılımını veren denklem. f: Foton sayısı Eğer f>0,21-9 ve T=9.108K den daha büyük ve bu eylem t=250s kadar sürer. • 250 s sonra döteryum sayısı artar. • Bu durumda yeni reaksiyonlar oluşur. • Bu reaksiyon ürünlerin bağlanma enerjileri döteryumunkinden daha fazladır. tutay

17. A=5 olan kararlı element yok ve 4He son kararlı üründür. • Hatta A=8 (8Be) de kararlı değil. • Kararlı olanlar: 7Li, 7Be ve 6Li dir ve aşağıdaki şekilde oluşabilir. • Bu reaksiyonlarda Coulomb engeli 1 MeV civarında • p:4He:d:3He=77:23:10-4:10-4 • Bu zamandan sonra (t=250 s) bütün nötronlar çekirdekte yerini almıştır. tutay

18. BaşlangıçtakiHelyum bolluğunun Yp ye (nükleonların fotonlara oranına) bağımlılığı. Kütlesiz 2,3, ve 4 nolu nötrino tipleri için beklenen bağımlılık gösterilmektedir. Helyum için bolluk oranı Yp=0,24 dür. tutay

19. Proton-proton füzyonu 1.Zincir 2.zincir 3.zincir tutay

20. tutay

21. Güneşte 107K deki ısıda ortaya çıkan enerjinin %98 proton-proton füzyonu yolu ile olur. • 4p 4He+2e++26,7 MeV • Bu reaksiyonun süresi 1010 yıldır ve şimdiye dek 6.109 yıl zaman geçmiştir. tutay

22. CNO füzyonu tutay

23. 15N + 1H → 16O + γ +12.13 MeV 16O + 1H → 17F + γ +0.60 MeV 17F → 17O + e+ + νe +2.76 MeV 17O + 1H → 14N + 4He +1.19 MeV 12C + 1H → 13N + γ +1.95 MeV 13N → 13C + e+ + νe +2.22 MeV ( beta+ bozunumu yapar) 13C + 1H → 14N + γ +7.54 MeV 14N + 1H → 15O + γ +7.35 MeV 15O → 15N + e+ + νe +2.75 MeV(beta+ bozunumu yapar) 15N + 1H → 12C + 4He +4.96 MeV (%99,96 olasılıkla) tutay

24. Helyum yanması: • T=108K sıcaklıkta He yanar. • 4He+4He8Be+ burada Q=92 keV. • T=2.108K de E=17keV bu durumda Be denge de olur. Sonra 4He ile reaksiyona girer. • 4He+8Be12C+ • Q=7,45 MeV Kütle dağılımı tutay