Üçlü alfa süreci

Üç alfa süreci, üç helyum çekirdeğinin (alfa parçacıkları) karbona çevrilme süreci.^[1]^[2] Yüksek helyum yoğunluğuna sahip yıldızlarda, 100.000.000 K sıcaklıkta, çekirdeksel kaynaşma bağlamında hızlı gerçekleşen bir tepkimedir. Dolayısıyla genelde yakıtının önemli bir kısmını harcayıp, helyum üretmiş olan yaşlı yıldızlarda gözlemlenir:

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C + γ + 7.367 MeV

Bu sürecin erke (enerji) üretimi 7,275 MeV düzeyindedir.

Sürecin başlaması

Üçlü alfa süreci, hidrojen yakıt depolarını tüketmiş olan yaşlı yıldızlarda meydana gelir. Hidrojen füzyonunun tamamlanmasıyla hidrostatik dengesini kaybeden yıldızın merkezi büzülmeye başlar ve sıcaklık yüksek değerlere ulaşır. Sıcaklık helyum çekirdekleri arasındaki itme kuvvetini yenecek seviyeye geldiğinde helyum füzyonu başlar. İki helyum atomunun füzyonu sonucu berilyum oluşur. 2He₄ → Be₈

Ancak Be₈ izotopu kararsız yapıdadır ve çok çabuk bozunur (Be₉ dengeli izotoptur).

Berilyum bozunma sorunu

Berilyumun kararsız yapıda olması, helyumun füzyon yoluyla daha ağır elementlere dönüşmesine engel teşkil eder. 1953 yılında Edwin Ernest Salpeter He₄ ve Be₈ elementlerinin çekirdekleri uyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olduklarını, bu nedenle iki helyum çekirdeğinin füzyon sonucunda Be₈ oluşturma olasılığının çok yüksek olduğunu ortaya koydu. Bu, Be₈'in kendiliğinden bozunsa bile aynı hızla tekrar üretilebileceği anlamına geliyordu.

Ancak berilyumun karbona dönüşebilmesi için, Fred Hoyle'un aynı yıl ortaya attığı gibi, berilyum ile karbonun en yaygın izotopu olan C₁₂'nin de çekirdekleri uyarıldığında en az bir ortak enerji seviyesine sahip olmaları gerekiyordu. Nitekim bu enerji seviyesinin varlığı 1954 yılında ispatlandı.^[3] Böylece Be₈ + He₄ ↔ C₁₂ reaksiyonu gerçekleşebilmektedir. Bu sürece Üçlü alfa süreci adı verilir.

Canlılık için önemi

Joseph Silk, Evrenin Kısa Tarihi^[4] adlı kitabında üçlü alfa sürecinin canlılık için önemini şu şekilde belirtmiştir:

"Yıldızlardaki karbon üretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon, milyarlarca yıl önce, şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların içinde üçlü alfa süreciyle oluşmuştur."

Kaynakça

^ Ostlie, Dale A. (2007). An introduction to modern stellar astrophysics. 2nd ed. Carroll, Bradley W. San Francisco: Pearson Addison-Wesley. ISBN 0-8053-0348-0. OCLC 68712191.
^ Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble, eds. (1998). Astrophysics Library (3rd ed.). New York: Springer.
^ Burbidge, G., Burbidge, E. M., Fowler, W. A., Hoyle, F., Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics, 29(4), 547-650, 1957
^ Joseph Silk, Evrenin Kısa Tarihi, 13. basım, Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 2003.

Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz.

[1] Ostlie, Dale A. (2007). An introduction to modern stellar astrophysics. 2nd ed. Carroll, Bradley W. San Francisco: Pearson Addison-Wesley. ISBN 0-8053-0348-0. OCLC 68712191.

[2] Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble, eds. (1998). Astrophysics Library (3rd ed.). New York: Springer.

[3] Burbidge, G., Burbidge, E. M., Fowler, W. A., Hoyle, F., Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics, 29(4), 547-650, 1957

[4] Joseph Silk, Evrenin Kısa Tarihi, 13. basım, Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 2003.

[1]

[2]

[3]

[4]