KOZMİK ANAFOR
Fizik / Astrofizik Güneş Güneş Sistemi Kozmik Anafor Arşivi

Güneş’te Enerji Nasıl Oluşur? (Proton-Proton Reaksiyonu)

Bu yazıyı yaklaşık 2 dakikada okuyabilirsiniz.

Proton Proton reaksiyonu, Güneş ve Güneş’ten küçük yıldızlarda görülen enerji üretim biçimidir.

Daha büyük yıldızlarda enerji, CNO (karbon-azot-oksijen) döngüsü ile üretilir. Bu tür reaksiyonlara “füzyon“, yani çekirdek birleşmesi adı verilir.

Temelde iki hidrojen atomunun birleşerek bir Helyum atomu oluşturmasına dayanan Proton-proton reaksiyonu için fazla miktarda enerjiye ihtiyaç vardır. Bu enerji ihtiyacı, yıldızın kütle çekimi nedeniyle çekirdek bölgesinde oluşan çok büyük basınç yoluyla karşılanır.

Enerji, yıldızların sadece çekirdek bölgesinde üretilir. Yıldızın hacminin küçük, fakat kütlesinin büyük bölümünü oluşturan, yoğun ve sıkışmış çekirdek bölgesi haricinde enerji üretimi gerçekleşmez.

Bu reaksiyon, temel olarak hidrojenin bir izotopu olan iki döteryum‘un (H2) birleşerek helyum-4 (He4) oluşur. Birleşme, bir elektron ve bir pozitron yayılımına yol açar. Elektron ve pozitronlar ise birbirinin anti parçacığı olduğu için birleşerek enerjiye dönüşür. Bu sırada oluşan He4, bozunur ve H3’e (trityum) dönüşür. Aynı senaryonun yaşandığı bir başka birleşmede ise bu kez He4 bozunarak He3’e dönüşür. Her iki reaksiyonda açığa çıkan bir proton ve bir nötron birleşerek tekrar bir H2 (döteryum) meydana getirir.

Proton-proton reaksiyonu bir zincirleme reaksiyon değildir ancak, yıldızın çekirdeğinde yavaş ama istikrarlı biçimde gerçekleşir.

Güneş benzeri bir yıldızda oluşan çekirdek basıncı çok büyük düzeylere ulaşamadığı ve yeterli basıncın sağlanabildiği alan görece küçük olduğu için, reaksiyon yaklaşık 1 milyar yıl süren oldukça yavaş bir süreçte gerçekleşir. Yani, iki hidrojen atomunun birleşerek bir helyum atomu meydana getirmesi için geçen süre, 1 milyar yılı bulabilir.

Buradan, aslında füzyon reaksiyonunun ne denli zor gerçekleşen bir süreç olduğunu anlayabilirsiniz. Ayrıca, küçük yıldızların, ağabeylerine göre çok daha uzun ömürlü olmasının en önemli nedeni, bu reaksiyonun böylesi yavaş gerçekleşmesidir denilebilir.

Yıldızlarda enerjinin oluşumu ile ilgili daha kapsamlı bilgi almak için kardeş platformlarımızdan rasyonalist.org sitesine girip, “yıldız astrofiziği şeklinde aratabilirsiniz.

Zafer Emecan

Hep Daha Fazla Okumak Gerek

Karanlık Madde Nedir, Ne Değildir?

Zafer Emecan

Yakınımızdaki Yıldızlar: Alpha Centauri Sistemi

Zafer Emecan

Bok Küreleri (Bart Damlacığı)

Ögetay Kayalı

Yakınımızdaki Yıldızlar: Tau Ceti

Zafer Emecan

Blue Stragger’lar (Mavi Başıboş Yıldızlar)

Zafer Emecan

Yıldız Türleri ve Yıldız Sınıflandırması

Kozmik Anafor