Alfa süreci

Alfa süreci (aynı zamanda alfa yakalama veya alfa merdiveni olarak da bilinir), yıldızların helyumu daha ağır elementlere dönüştürdüğü iki temel nükleer füzyon reaksiyonu sınıfından biridir. Diğer sınıf ise yalnızca helyum tüketen ve karbon üreten üçlü alfa süreci olarak adlandırılan bir reaksiyon döngüsüdür. Her iki süreç de, helyumun yakıt olarak kullanılmasını sağlayan hidrojen füzyonunun ardından gerçekleşir.

Alfa süreci ile karbondan daha ağır elementlerin sentezi

Her iki sürecin öncesinde de, hem üçlü alfa sürecine hem de alfa sürecine yakıt sağlayan helyumu üreten hidrojen füzyonu gerçekleşir. Üçlü alfa süreciyle yeterli miktarda karbon oluşmasının ardından alfa süreci başlar. Bu aşamada, karbon gibi daha hafif çekirdekler helyum çekirdekleriyle (alfa parçacıkları) birleşerek (aşağıda listelenen sırayla) daha ağır elementleri oluşturur. Her bir füzyon adımı yalnızca bir önceki reaksiyonun ürününü ve helyumu tüketir. Herhangi bir yıldızda başlayabilen ileri aşama reaksiyonları, yıldızın dış katmanlarında önceki aşama reaksiyonları hala devam ederken gerçekleşir. Bu şekilde oksijen, neon, magnezyum gibi elementler oluşur.

Alfa süreci genellikle kütlesi büyük yıldızlarda ve süpernova patlamaları sırasında gerçekleşir. Bir yıldızın içinde bu süreçler, katmanlı bir yapı içerisinde meydana gelir. Merkeze daha yakın bölgelerde ileri düzey füzyon reaksiyonları gerçekleşirken, dış katmanlarda önceki aşamaların reaksiyonları devam eder. Bu da yıldızın çeşitli bölgelerinde farklı aşamalardaki reaksiyonların eş zamanlı olarak sürmesini sağlar.

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}}$

Her bir füzyon tepkimesi sonucunda açığa çıkan enerji (E), büyük ölçüde gama ışınları (γ) şeklinde yayılır. Oluşan yeni elementin taşıdığı momentum ise enerjinin çok küçük bir kısmını oluşturur.

Bir dizi nüklit için nükleon başına bağlanma enerjisi. Listelenmeyen ⁶²Ni'dir ve en yüksek bağlanma enerjisi 8,7945 MeV'dir.

Alfa sürecinin, ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ya da onun bozunma ürünü olan ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$ izotopunda sona erdiği yönündeki düşünce yaygın bir yanılgıdır. Bu yanılgı, söz konusu izotopların nükleon başına en yüksek bağlanma enerjisine sahip olmaları nedeniyle daha ağır çekirdeklerin oluşumunun artık enerji gerektireceği () ve dolayısıyla enerji üretmeyeceği () varsayımına dayanır. Aslında ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ () izotopu, bağlanma enerjisi açısından bilinen en kararlı çekirdektir. Her ne kadar ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ izotopu nükleon başına daha düşük toplam kütleye veya enerjiye sahip olsa da, en yüksek bağlanma enerjisine sahip olan izotop ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$'dir.

Teorik olarak ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ tepkimesi eksotermiktir. Hatta helyum çekirdeklerinin (alfa parçacıkları) ilavesiyle sürecin enerji üreterek ilerleyebileceği son nokta ${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$ izotopuna kadar uzanır. Buna rağmen pratikte bu süreç fiilen demir civarında sona erer. Bu duruma neden olan etken, yıldızların iç koşullarında alfa süreci ile fotodisintegrasyon (yüksek enerjili fotonların çekirdekleri parçalayarak bozunmaya uğratması) arasındaki denge ve rekabettir. Özellikle demir civarındaki sıcaklıklarda fotodisintegrasyonun baskın hâle gelmesi, yıldız içindeki süreçlerin daha ağır elementler üretmesini engeller. Bunun sonucunda daha yüksek bağlanma enerjisine sahip olmasına rağmen ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ yerine, daha fazla miktarda ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ sentezlenmiş olur.

Bu reaksiyonların tamamı, yıldızların içindeki sıcaklık ve yoğunluk koşullarında oldukça düşük bir gerçekleşme oranına sahiptir. Bu nedenle, yıldızın toplam enerji üretimine anlamlı bir katkıda bulunmazlar. Ayrıca, atom numarası 10'dan büyük olan elementlerle (örneğin neon ve sonrası) bu tür reaksiyonlar daha da zor gerçekleşir. Bunun nedeni, pozitif yüklü çekirdekler arasındaki artmasıdır. Yüksek atom numarasına sahip çekirdekler arasında alfa parçacıklarının birleşmesi, elektrostatik itme kuvveti nedeniyle daha fazla enerji gerektirir.

Alfa süreci elementleri

Alfa süreci elementleri (ya da kısaca alfa elementleri), en bol bulunan izotoplarının kütle numaraları genellikle dördün katı olduğu için bu şekilde adlandırılır. Bu durum, söz konusu izotopların helyum çekirdeği (alfa parçacığı) kütlesiyle tam sayı katları şeklinde ilişkilendirilebilmesinden kaynaklanır. Bu tür izotoplara adı verilir.

Proton-proton (p-p), CNO ve üçlü α füzyon süreçlerinin farklı sıcaklıklardaki (T) bağıl enerji üretiminin (ε) logaritması. Kesikli çizgi, bir yıldız içindeki p-p [zinciri] ve CNO [döngüsü] süreçlerinin birleşik enerji üretimini göstermektedir.

Kararlı alfa elementleri arasında karbon (C), oksijen (O), neon (Ne), magnezyum (Mg), silisyum (Si) ve kükürt (S) yer alır. Bunun yanı sıra, argon (Ar) ve kalsiyum (Ca) elementleri gözlemsel olarak kararlı kabul edilir. Bu iki element, silisyum füzyonu evresinden önce, yani Tip II süpernova oluşumundan önceki aşamalarda alfa yakalamasıyla sentezlenir.

Silisyum (Si) ve kalsiyum (Ca) tamamen alfa süreci ile oluşan elementlerdir. Magnezyum (Mg) ise, ayrıca proton yakalama tepkimeleriyle tüketilebilir, yani sadece alfa süreciyle sınırlı değildir.

Oksijenin (O) alfa elementi sayılıp sayılmayacağı konusu tartışmalıdır. Bazı araştırmacılar oksijeni alfa elementi olarak kabul ederken, bazıları buna karşı çıkar. Bununla birlikte, düşük metal içeriğine sahip Popülasyon II yıldızlarında, oksijen açıkça bir alfa elementi olarak kabul edilir; çünkü Tip II süpernova patlamalarında üretilir ve diğer alfa elementleriyle birlikte artış gösterdiği gözlemlenir.

Bazen Karbon (C) ve Azot (N), Oksijen (O) gibi nükleer alfa yakalama reaksiyonlarında sentezlendikleri için alfa süreci elementleri olarak kabul edilir, fakat durumları belirsizdir. Karbon, azot ve oksijenin her biri aynı zamanda CNO döngüsü aracılığıyla da üretilip tüketilebilir; bu döngü, alfa merdiveni süreçlerinden çok daha düşük sıcaklıklarda işleyebilir. Bu nedenle, bir yıldızda C, N veya O bulunması tek başına alfa sürecinin aktif olduğunu kanıtlamaz. Bu belirsizlik, bazı gökbilimcilerin bu üç elementi kesin olarak "alfa elementi" kabul etmekte isteksiz olmalarına yol açmaktadır.

Yıldızlarda üretim

Alfa süreci, büyük miktarlarda ancak yıldız yeterince büyük kütleye sahipse gerçekleşebilir. Genellikle bu sınır, yaklaşık 10 güneş kütlesi üzerindeki yıldızlardır. Bu tür yıldızlar yaşlandıkça çekirdekleri büzülür, bu da merkezdeki sıcaklık ve yoğunluğun artmasına neden olur. Böylece alfa süreci için gerekli koşullar sağlanır. Ancak, özellikle daha ağır elementlerin oluştuğu geç evrelerde – örneğin silisyum yanması olarak adlandırılan aşamada – ihtiyaç duyulan sıcaklık ve yoğunluk çok daha yüksektir. Bu nedenle alfa süreci genellikle süpernova sırasında gözlemlenir. Tip II süpernovalar, başta oksijen olmak üzere neon, magnezyum, silisyum, kükürt, argon, kalsiyum ve titanyum gibi alfa elementlerini sentezler. Buna karşın Tip Ia süpernovalar esas olarak demir grubu elementleri olan Titanyum (Ti), Vanadyum (V), Krom (Cr), Manganez (Mn), Demir (Fe), Kobalt (Co) ve Nikel (Ni) üretir. Yeterince büyük kütleli yıldızlar, sadece başlangıçta sahip oldukları hidrojen ve helyumu kullanarak, demir grubuna kadar olan elementleri sentezleyebilirler.

Genellikle alfa sürecinin ilk evresi yıldızın helyum yakma aşamasının ardından başlar. Helyum tükendikten sonra, çekirdek içinde serbest kalan ${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$ çekirdekleri, bir helyum çekirdeği (alfa parçacığı) yakalayarak ${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$ üretir. Bu süreç, çekirdek helyum yakmayı tamamladıktan sonra da devam eder; çünkü çekirdeği çevreleyen bir kabuk helyum yakmayı ve (buradaki malzemeyi) konveksiyonla çekirdeğe taşımayı sürdürür. Alfa sürecinin ikinci aşaması olan neon yanması, ${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$ çekirdeğinin fotodisintegrasyon yoluyla bir alfa parçacığı serbest bırakmasıyla başlar. Bu sayede başka bir neon çekirdeği alfa merdiveni boyunca tepkimelere katılabilir. Daha ileri bir evrede, benzer şekilde ${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$ çekirdeklerinin fotodisintegrasyonu ile silisyum yanması başlar ve önceki bölümlerde bahsedilen ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ zirvesine ulaşılır. Yıldızın çöküşüyle meydana gelen süpernova şok dalgası, bu reaksiyonların geçici olarak çok yüksek oranlarda gerçekleşmesine olanak tanır.

Bu son ısınma evresi sırasında fotodisintegrasyon ve çekirdeklerin yeniden düzenlenmesiyle, nükleer parçacıklar en kararlı formlarına dönüşür. Bu süreçlerin önemli bir kısmı alfa yakalama reaksiyonları yoluyla gerçekleşir. Bu noktadan sonra ${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$ ve daha ağır ürünlerin tamamı radyoaktif izotoplardır ve kararlı hâllere bozunurlar. Örneğin, ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ çekirdeği oluşur ve zamanla ${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$'ye bozunarak kararlı hâline ulaşır.

Göreli bolluğun özel gösterimi

Yıldızlardaki toplam alfa elementlerinin bolluğu, genellikle logaritmik olarak ifade edilir. Gökbilimciler bu tür hesaplamalarda geleneksel olarak köşeli parantezli bir gösterim kullanırlar:

${\displaystyle \left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,}$

Burada, ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ alfa elementlerinin birim hacim başına sayısını, ${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$ ise birim hacim başına demir çekirdeği sayısını ifade eder. ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ sayısının hesaplanması amacıyla hangi elementlerin "alfa elementi" olarak kabul edileceği konusu tartışmalıdır. Teorik galaksi evrimi modelleri, evrenin erken dönemlerinde alfa elementlerinin demire göre daha fazla olduğunu öngörmektedir.

Kaynakça

1. ^ Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. s. 94. ISBN . 
2. ^ ^{a b} Fewell, M.P. (1 Temmuz 1995). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653-658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828. ISSN 0002-9505. 
3. ^ Nave, Carl R. (2017). "The most tightly bound nuclei". hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. 19 Şubat 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Şubat 2019. 
4. ^ {{Akademik dergi kaynağı|soyadı1=Wang|ad1=Meng|soyadı2=Huang|ad2=W.J.|soyadı3=Kondev|ad3=F.G.|soyadı4=Audi|ad4=G.|soyadı5=Naimi|ad5=S.|başlık=The AME 2020 atomic mass evaluation (II). Tables, graphs and references|dergi=Chinese Physics C|cilt=45|sayı=3|yıl=2021|sayfalar=030003|doi=10.1088/1674-1137/abddaf
5. ^ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1 Ekim 1957). "Synthesis of the elements in stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547-650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547 . 
6. ^ ^{a b} Mo, Houjun (2010). Galaxy formation and evolution. Frank Van den Bosch, S. White. Cambridge: Cambridge University Press. s. 460. ISBN . OCLC 460059772. 24 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2025. 
7. ^ ^{a b c} Truran, J.W.; Heger, A. (2003), "Origin of the Elements", Treatise on Geochemistry (İngilizce), Elsevier, ss. 1-15, doi:10.1016/b0-08-043751-6/01059-8, ISBN , 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 17 Şubat 2023 
8. ^ Truran, J. W.; Cowan, J. J.; Cameron, A. G. W. (1 Haziran 1978). "The helium-driven r-process in supernovae". The Astrophysical Journal. 222: L63-L67. Bibcode:1978ApJ...222L..63T. doi:10.1086/182693 . ISSN 0004-637X. 
9. ^ ^{a b} Clayton, Donald D. (1983). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. Chicago: University of Chicago Press. ss. 430-435. ISBN . OCLC 9646641.