mikrokosmos’ tan makrokosmos’ a

Kimyasal elementlerin yıldızlardaki oluşum süreçleri

Maddenin derinliklerine inip atomların, hatta atomaltı parçacıkların dünyasını ne kadar iyi anlayıp yorumlayabiliyorsak, evrenin geçmişini, olan bitenleri, yıldızların derinliklerinde neler olup bittiğini, galaksilerin oluşumunu, kuasarları, nötron yıldızlarını ve karadelikleri de aynı oranda anlayabiliyor ve öngörülerde bulunabiliyor olmamız bana hep ilginç gelmiştir.

CERN’ de parçacıkların hızlandırılıp çarpıştırılmalarının, bilim insanlarının yeni parçacıklar aramalarının, evrenin özellikle ilk dakikalarına bir yolculuğun anahtarı olduğunu anlamak ve bu muazzam yatırımları, kremanın kreması zeki insanların buralarda harikalar yaratan çok özel çabalarını biraz da bu gözle yorumlamak gerek.

Proton, etrafında elektronu olmayan bir Hidrojen atomudur. Helyumun çekirdeği ise, bir alfa (  parçacığıdır ve 2 Proton ve 2 Nötron’ dan oluşur.

Aynı yüke sahip 2 Proton birbirini iter. Atom çekirdeğindeki Proton sayısıyla birlikte artan bu birbirini itme kuvvetine Coulomb bariyeri denir. Çok güçlü olan bu coulomb kuvvetlerini aşıp, Çekirdekteki Proton ve Nötronları birarada tutan daha zayıf çekirdek çekim kuvvetlerinin devreye girerek çekirdeklerin kaynaşması (Füzyon) çok yüksek ısı ve basınçlar altında ve parçacıkların çok yüksek kinetik enerjilerle Coulomb duvarını aşarak çarpışmaları, ancak karmaşık ara aşamalardan geçerek oluşabilir. Periodik sistemde yukarı doğru çıkıldıkça da artan ptoton sayısıyla birlikte aşılması gereken Coulomb duvarını da büyütür ve bu elementlerin sentezlenmesi için gittikçe daha yüksek ısılar ve basınçlar gerekir.

Bir Nötron’un β ışıması (elektron) yaparak bir Proton’ a ve çok daha nadir ve istatiksel olarak çok uzun sürelerde bir Proton’ unda pozitron ışıması yaparak bir Nötron’ a dönüşmesi mümkündür. Pozitron’ u pozitif yüklü bir elektron olarak düşünebiliriz. Yani bir antimaddeciktir ve bir elektronla karşılaştığında birbirlerini yok ederek 2 gama  (  ışıması (foton) yaparlar. Oluşan bu ışınları kuantum teorisinde ilginç tartışmalara ve yorumlara yol açmıştır ve başlı başına bir makale konusudur. Gündelik deneyimlerimizin dışındaki bu dünyayı dilimizdeki izdüşümleri ve gündelik kavramlara dönüştürerek anlama çabamız doğrudan doğruya gözlemleyemediğimiz bu dünyayı açıklamakta oldukça yetersiz kalmakta ve bu çabalar spekülasyonlara açıkmış gibi algılanıp oldukça sömürülmektedir de…

Atom çekirdeğindeki Nötronları, yapıtaşlarını bir arada tutan tutkal/harç gibi görebiliriz. Çekirdekteki Proton sayısı, atomun çevresine yerleşecek elektron sayısını belirler. Bu elektronların sayısı da elektronların atom çevresine yerleşimini ve dolayısıyla elementlerin kimyasal davranışlarını belirler. Bir elementin Proton sayısı aynı fakat Nötron sayısı ve dolayısıyla kütle ağırlığı farklı ise, buna o elementin izotopu denir. Atomun kütlesi elementin simgesinin sol üst kısmında rakamla gösterilir.

Örneğin; ²³⁵U ile ²³⁸U birbirlerinin İzotopu’dur. Yani ²³⁸U da 3 tane fazla Nötron bulunur. Bu 3 tane fazla Nötron atomun daha stabil (kararlı) olmasını sağlar ve ²³⁵U daha kolay parçalanır.

Belli bir büyüklüğün üstündeki atom çekirdeklerinin birbirini iten Protonlarından dolayı bir arada durması daha zordur sözgelimi.

Periyodik cetvelde Hidrojen ve Helyum’ dan yukarı doğru çıkıldıkça bu elementlerin çekirdeklerinin yıldızların merkezlerinde sentezlenmesi gittikçe daha çok ısı ve basınç gerektirir.

Yıldızların merkezinde ancak Demir’ e (Fe) kadar sentez mümkündür. Demir çekirdek bağları açısından en karalı, yani güçlü yapıdır. Termonükleer tepkimelerin sürmesini sağlayacak, yani tepkimenin kendi kendisini sürdürmesini sağlayacak enerjiyi açığa çıkarmaz. Bundan sonrası için tepkimeyi sürdürecek ekstra enerji lazımdır bir başka deyişle.

Demirden sonrası Nova ve Süpernova patlamaları sırasında oluşan yoğun Nötron bombardımanı sonucunda, atom çekirdeklerinin bu yüksek enerjili Nötronları yakalaması sonucu oluşurlar ve çoğu stabil (kararlı) olmayıp, parçalanmaları (Spallasyon) ve makalenin girişinde bahsettiğimiz nötron, proton, , β, , nötrino gibi ışımalarla yıldızların merkezlerinde sentezlenemeyen izotoplar ve demirden sonraki ağır elementler sentezlenmiş olur. Bu ağır elementlerin sentezlenmesi nötronların elektrik yüklerinin olmaması ve etkileşime girmemeleri yüzünden patlama sırasında (Nova, süpernova patlamaları) ortaya çıkan yoğun nötron bobardımanı sürecinde Demire kadar oluşmuş elementlerin çekirdeklerine yakalayarak kattıkları nötronlar sayesinde kütle sayıları birer artarak aynı elementin bir isotopunu oluştururlarken, sonrasındaki bir β ışıması ile bir Nötronun Protona dönüşmesi ile Periyodik sistemde yukarı doğru atlayarak oluşma yolculuklarına devam ederler.

Bir bakıma atom reaktörlerinde ve atom bombasında ortaya çıkan enerji, bu süpernova patlamaları sırasında atom çekirdeklerinde füzyonla (kaynaşarak) depolanan enerjidir ve atom çekirdeklerinin parçalanmasıyla bu enerjinin bir kısmı tekrar açığa çıkar.

Süpernova artıklarından oluşan yeni nesil yıldızlar ancak bu Helyum’dan daha ağır elementleri içerebilir. Big Bang den sonra oluşan ilk kuşak yıldızlarda bu elementler bulunmazlar.

Kosmokimya terimlerinde klasik kimyadakinden farklı olarak periyodik sistemdeki helyumdan sonraki elementler ‘metal ‘ olarak adlandırılırlar.

Yıldızların bu metallik kavramı evrenin yaşı, yıldızların kaçıncı kuşak olduğu ve yıldızların gelecekte ne tür davranışlarda bulunacağı hakkında önemli ipuçları verirler.

Şimdi yıldızların kütlelerine göre aşama aşama hangi elementleri ne zaman ve nasıl sentezlediklerini görelim.

1940 yılında Fred Hoyle yıldızların içten dışarı doğru ağır elementlerden başlayarak en dışta Hidrojenden oluşan bir kabuğun olduğunu ve yıldızların bu şekilde soğan katmanları şeklinde bir yapısı olduğunu buldu. Bulduğu model evrendeki elementlerin dağlımını açıklamakta şaşırtıcı derecede başarılıydı. Yıldız, nükleer yakıtını tükettikçe hidrostatik dengeyi sağlayan ışın basıncı yetersiz kalır ve yer çekimi etkisiyle yıldız kendi içine çökerken oluşan daha yüksek ısı ve basınçlar altında sırasıyla Hidrojen, Helyum, Karbon, Neon, Oksijen ve Silisyum yanmaları oluşur. Demir Periyodik sistemdeki en kararlı çekirdektir ve bundan sonra kendini besleyecek ısı oluşturarak yıldızların merkezlerinde termonükleer tepkimeler oluşmaz. Yani bir nevi son basamaktır Demir. Yıldızın her çökmesinde daha yüksek ısı ve basınçlar altında yeni bir elementin yanması başlarken, yıldızın yakıtını tüketip tekrar içe çökme süreçleri de gittikçe kısalır. En içte Silisyum yanarken dışarı doğru soğan kabukları şeklinde Oksijen, Neon, Karbon, Helyum ve Hidrojen yanmaları da devam eder. Bu çökme ve yeniden başlayan daha ağır elementlerin yanma süreçleri tamamen yıldızın oluşurken sahip olduğu kütleye bağlıdır. 

Yıldızlar oluştuklarında belli bir büyüklükleri, yani kütleleri vardır ve bu büyüklük yıldızın bundan sonraki geleceğini belirler. Hidrojen Yanmasını sürdürmeye yetecek kadar hidrojen kalmayıp hidrostatik basıncı dengeleyecek ışın basıncı oluşamayınca, yıldızın çekirdeğinde birikmiş olan Helyum dan oluşan çekirdek, yer çekimi etkisiyle kendi içine çökmeye devam eder ve Helyum Yanmasını tetikleyecek ısı ve basınca ulaşılıp yeni bir hidrostatik dengede karar kılınır. Helyum Çekirdekleri bu ısı ve basınç altında kaynaşarak 3 alfa süreci tepkimesiyle^* Oksijen ve Karbon oluştururlar.

·  
     - (Helyum’ un çekideği alfa  (α) parçacığı olarak tanımlanır. Peşpeşe bir dizi tepkimeyle üç tane alfa parçacığının kaynaşmasını / füzyonunu sağlayan tepkime)

 

Karbon Yanması

Burada geleneksel olarak kimyadaki kömür yanması değil, çekirdek tepkimesi anlamında bir yanma sürecinden bahsediyoruz. Helyumdan sonraki çekirdek tepkimesidir. Kütlesi en az güneşin 4 katı olan yıldızlarda 6·10⁸ Kelvin ve 2·10⁸ kg/m³  basınç altında Karbondan daha hafif olan elementlerin yanması bitince 2 Karbon çekirdeğinden ²⁴ Mg ve isotopu ²³ Mg, ²³ Na, ²⁰Ne ve ¹⁶O oluşur.

Karbon yanması başladıktan sonra merkezdeki Karbon çekirdeğinin çevresinde bir yerlerde kabuk yanması dediğimiz yanmada helyum yanması başlar tekrardan. Bunun dışında da Hidrojen yanması olur.
Yıldız rüzgarlarıyla Karbon savrulur uzaya. Yıldız tam anlamıyla tutar, etrafa kurum yayar bir bakıma.

Helyum ile Karbon çekirdeğin yoğunluk farkı, bir volkandan fışkıran lavlarla, lavların üstündeki hava kadardır neredeyse. Yıldızların merkezlerindeki basınçların nasıl bir yoğunluk farkına neden olduğunu anlatmak için böyle bir benzetmeyi kullanmak , sanırım abartı olmaz.

Neon Yanması

Karbon yanması sürecinde yıldızın çekirdeğinde yanma ürünü olan Oksijen, Magnezyum ve Neon birikir. En az 1,2·10⁹  Kelvin ısı ve en az  4·10⁹ kg/m³ basınç altında Neon Yanması başlar. Bir kaç bin yıl gibi bir yıldız ömrü için kısa sayılabilecek bir süreçte, karbon bu tepkimeleri sürdürecek miktarın altına düşer ve çekirdek tekrar soğuyarak kendi içine çökmeye devam eder. Bu çökme sonucunda ısı ve basınç tekrar artarak yeni bir hidrostatik denge oluşur ve Neon yanması başlar. Çekirdeğin çevresindeki katmanlarda yine dışa doğru soğan kabukları şeklinde katman katman karbon yanması ve daha dışarda Helyum ve Hidrojen yanmaları devam eder.

Güneş kütlesinin 4 ve 8 katı büyüklüklerde yıldızlar kararsızlaşır ve dış kabuklarını yıldız rüzgarlarıyla atarak etraflarında bir ‚gezegenimzi bulut‘  oluştururlar. Geriye yıldızın Oksijen, Neon ve Magnezyumdan oluşan çekirdeği kalır ve Beyaz Cüce olarak varlığını sürdürür. Güneş kütlesinin 8 katından daha büyük olan yıldızlar Neon yanmasını sürdürürler ve demire kadar olan elementleri sentezlemeye devam ederler. Gittikçe daha ağır elementlerin sentezlenmesi (füzyonu) süreci hızlanarak birbiri içine geçer ve sürer.

Oksijen Yanması

Oksijen yanması için yıldızın başlangıç kütlesi güneş kütlesinin 8 katından fazla olmalıdır. Daha hafif elementler füzyon tepkimeleriyle tükendikten sonra en az 1,5·10⁹ Kelvin ısı ve en az 10¹⁰ kg/m³ basınç altında Oksijen yanması başlar. Oksijen yanması sırasında iki tane (¹⁶O) Kükürt (S), Fosfor (P), Silisyum (Si) ve Magnezyum (Mg) oluşturmak için füzyon tepkimesine girerler. Bu arada γ ışıması, Nötron n, Proton ya da Hidrojen çekirdeği ¹H (Proton) ve α (Helyum Çekirdeği) ışıması yaparlar.

Önceki Neonyanması sırasında yıldızın merkezinde Oksijen ve Magnezyum dan oluşan inaktif bir çekirdek oluşmuştu. Yakıt yetersizliğinden Neon yanması durur. Kendi kütlesinin yerçekimine karşı koyabilecek ışın basıncı oluşamayınca çekirdek kendi içine doğru çökmeye devam eder. Bu sayede ısı ve basınç tekrar artarak Oksijenin yanmasını sağlayacak ısı ve basınçlara ulaşılarak yeni bir hidrostatik dengeye varılır. Çekirdeğin kabuğunda Neonyanması başlar yine. Dışarı doğru diğer kabuklarda sırasıyla Karbon yanması, Helyum yanması ve Hidrojen yanması varlıklarını sürdürürler.

Oksijen yanması sadece bir kaç yıl sürer. Bu sürede çekirdekte Oksijen tükenirken Silisyum birikmeye başlar. Yakıt olarak Oksijen termonükleer süreci sürdürmeye yetmeyecek kadar azaldığında çekidek yeniden soğuyarak kendi içine çökmeye devam eder ve artık son aşama olan Silisyum yanmasını sağlayacak koşullar oluşunca yeni bir hidrostatik dengede kararlılık sağlanır.

Silisyum Yanması

Silisyum yanması için yıldızın merkezinde en az 2,7·10⁹  Kelvin ısı ve en az 3·10¹⁰ kg/m³ basınç gerekir. İki Silisyum  ²⁸Si çekirdeği Nikel ⁵⁶Ni oluştururlar. Ve bu iki β ışımasıve pozitron ve elektron serbest bırakarak Kobalt‘ a ⁵⁶Co  ve sonunda  Demire ⁵⁶Fe dönüşür.

Silisyum yanması Oksijen yanmasını takip eder. Yıldızın merkezinde yanma tepkimesini sürdürmeye yetecek kadar Oksijen kalmayınca devreye girer.

Daha önceki çekirdekteki yanma fazlarında Silisyum birikir ve ışın basıncı yetmeyip yerçekimi etkisiyle çekirdek kendi içine çökmeye devam edip Silisyum yanmasını sağlayacak ısı ve basınç oluşana dek. Silisyum yanması sürerken merkezden dışarı doğru kabuk katmanlarında  sırasıyla Oksijen, Neon, Karbon, Helyum ve Hidrojen yanmaları da sürer. Buraya kadar daha çok proton sayıları tek olan elementler sentezlenir.
Silisyum yanması termonükleer yanma süreçlerinin sonuncusudur. Çünkü Demir ⁵⁶Fe çekirdek başına en yüksek bağlanma enerjisine sahiptir. Bir başka deyişle demir, tüm termonükleer yanma tepkimelerinin son aşamasıdır. Yıldızın kütlesine göre Silisyum yanması bir kaç saatten bir kaç güne kadar sürebilen bir süreçte tükenir ve yer çekimi etkisiyle içe çökme evrenin en güçlü patlaması olan süpernova tip II patlamasıyla son bulur.sın

Süpernova‘ larda daha ağır elementlerin oluşması


Kütle ağırlığı 60 tan daha fazla olan elementler yıldızlardaki yanma süreçlerinde sentezlenemezler. Bu aşamadan sonraki elementler sentez için enerjiye gereksinim duyarlar ve enerji açığa çıkmaz. Yani yanma süreci artık kendi kendini sürdürmeye yetmez. (Endoterm tepkime) Demek ki bu elementler varolduklarına göre kosmokimya ya göre daha farklı çekirdek sentezi olasılıkları olmalıdır.
Güneşimiz büyüklüğündeki ve altındaki büyüklükleerdeki yıldızlarda dış kabuğun bir kısmı uzaya fırlatılır ve Beyaz Cüce denen yıldız artıkları kalır geriye. Bunların soğuması daha milyarlarca yıl sürebilir.

Güneş kütlesinin 10 katı kadar olan yıldızlarda çökme hızla ilerler ve yer çekimi etkisiyle öyle ısı ve basınçlara ulaşılır ki 1572 de Tycho Brahe‘ ninde kayıtlara not düştüğü gibi, sadece bir kaç gün sürecek, tüm gezegenlerden daha parlak ve güpe gündüz çıplak gözle bile görülebilecek parlaklıkta bir yıldız ortaya çıkar. Bu bir Süpernova‘ dır. Genelde dış kabuk, bazen tüm kütlenin yarısı, bu esnada uzaya fırlatılır.
İşte bu patlayıcı madde bulutunda demirden daha ağır olan ikinci grup elementler oluşur. Bu elementler daha çok Nötronların (s - ve r - süreci)¹ ve Protonların (p- süreci) çekirdeklerle kaynaşması sonucu oluşurlar. Bu esnada oluşan ağır elementelerin daha hafif elementlere parçalanarak (spallation)  oluşturdukları ve nötron yakalayarak daha hafif elementlerin dönüşümleri ile yıldızların merkezinde demire kadar olan sentezde atlanan diğer elementler ve isotopları da oluşur. (Örneğin: Lityum, Berilyum ve Bor un bazı nadir isotopları da bu süreçte oluşur)

Ancak bunların ayrıntısına girmek bu makalenin kapsamı dışındadır.

¹ - s; Slow: yavaş ve r; rapid: hızlı

Bu ağır konuyu mümkün olduğunca anlaşılır kılmaya çalıştım. Bazı tekrarlar ve benzetmeler kaçınılmazdı. Umarım bu harika evreni biraz daha iyi anlamanıza ve bilimden, özellikle kozmolojiden keyif almanızı sağlayabilmişimdir. Gündelik yaşamdan ve gündelik kaygılardan biraz uzaklaşarak evrenin şiirini dinlemeye ayıdığınız vakite deymiştir. Buraya kadar takip edebildiyseniz, bundan sonraki yolculuğumuzdan daha çok keyif alacağınızı söyleyebilirim. Atom bombasının öyküsünde buluşmak üzere.