Uzayda Fizik 2

Füzyon ve Fisyon

Füzyon

Daha ağır bir çekirdek vermek üzere kaynaşan iki hafif çekirdek enerji üretir. Ama bunu denetim altında oluşturmak zor bir iştir. Bu sonuca ulaşmak için iki çekirdeği, taşıdığı protonların elektrik yükleri arasındaki itme kuvveti çekirdek çekim kuvvetinin altına düşecek ölçüde birbirine yaklaştırmak gerekir. Bu yöntemde çekirdeklere, yaklaşık 0,15 MeV dolayında olan coulomb itmesini yenebilecek bir kinetik enerji vermek için yeterli bir ısıl çalkalanma sağlamak gerekir. Bu enerjinin sıcaklık olarak karşılığı, 2 milyar derece dolayındadır. Gerçekte, tünel etkisi denen kuantum olayı yüzünden gereken sıcaklık daha düşüktür. Uzayda bu olay, yüksek madde konsantrasyonu altında merkezi basınç oluşumundan doğmaktadır. Bu oluşumlar sonucunda öncül yıldızlar* oluşur. Eğer madde yeterli yoğunluğa ve entropiye sahipse yapı prefüzyatif aşamaya geçer. Bu aşamada sıcaklık yaklaşık 3 milyar derecedir. Pre-füzyatif düzenin ardılı füzyon gerçekleşmeye başladığında stabilizasyon sebebi ile sıcaklık 2 milyar derece dolaylarına iner. Bu süreçte oluşan tüm tepkimeler diğer tepkimelerin zincir reaksiyonlara uğramasına sebep olur. Uzayda bu sistemlerin ekstrem koşullar altında olması; sistemi zorlarken, stabiliteyi de sağlar. Gezegen vb. solid ortamlarda, bu oluşumun gerçekleşememesinin zorluğu da bu kaynaktandır.

Vakum ortamında çekirdek yapısındaki değişimler kendi çevresindeki yüksek entropi çökümünden kaynaklı olarak stabil kalır. Bu oluşum sırasında oluşabilecek en ağır element demirdir. Tüm bu sistemin oluşması için gereken koşulların en üstünde “Lawson Kriteri” yer alır.

Tepkime sırasında: Gerekli olan sıcaklık 4.476 keV* dolaylarındadır. Bu sıcaklık K* biriminden 510400000K. D-T füzyonu sonucunda oluşan He yaklaşık olarak 3.5 MeV enerjiye sahiptir. Bu enerji tepkimenin zincir reaksiyona girmesi için yeterlidir. Oluşum entalpisi, 17.6 MeV gibi bir değere ulaşır. Lawoise kriterinden dolayı Dışarı Çıkan Güç = İçeri Giren Güç olmalıdır. Bu eşitlik plazmanın dağılmadan tek bir noktada yoğun entropiyi oluşturması için elzemdir. D-T için; nD+nT=ne ve nT=nD olmalıdır. Reaksiyon oranı G=nD+nT<sV ile tanımlanmakla birlikte tepkimenin pre-füzyatif aşamada kalmaması için üretilen enerji;

P_füzyon=(n/2)(n/2)s VE=(n2/4)s E j/s/cm³

şeklinde olmalıdır. Bu eşitliklerin kullanımı, aynı makale dizininin Uzaydaki Dinamik Aktivitelerin İncelenmesi başlığında rahatlıkla bulunabilir. Ek Bilgi: Uzayda D-T= He oluşumunun yanı sıra D-D reaksiyonu da gerçekleşmektedir. Bu tepkimenin normal koşullarda gerçekleşmeme sebebi çekirdek değişiminin öncül entropisine (Yukarıda pre-füzyatif olarak verilmiştir.) ulaşması çok daha fazla enerji gerektirmesidir. Bu değer D-T için 4.476 keV; D-D ise, 48 keV dolaylarındadır.

Kozmik yapı füzyonu

Uzay yapılarında füzyona bakıldığında bariz bir örnek vermek gerekirse yıldızlardan bahsetmek en doğrusu olacaktır. Sistemimizi oluşturan yıldız; Güneş, yapısı içinde gerçekleşen füzyon tepkimeleri aşağıda verilen gibidir;

Bu tepkimelerin oluşum sıcaklık değerleri 40.000.000K ila 2.700.000.000K aralığında değişmektedir. Yıldızlar içindeki füzyon etkileşimi sırasında etkili olan kuvvetlerden olan Kütle Çekim Kuvveti bu makale dizininin “Uzayda Fizik 1” bölümünde bulunabilir. Burada bahsedilen ana kuvvetlerden bir diğeri olan füzyatif genişlemesi, füzyon ve fisyon tepkimelerin toplamında hacim artış ve azalışının dış yüzey etkileşiminden de sorumludur. Yıldız için füzyon döngüsü hakkında detaylı bilgi aynı makale dizininin “Yıldızlar” başlığı altında kolaylıkla bulunabilir. Bu seride tepkime kanıtı yapılmayacaktır.

Fisyon

Fisyon, önceki bölümlerde bahsedilen füzyon tepkimesinin tersiniridir. Yapısı gereği parçalanmaya mahkum olan kararsız atomlar (Bkz. Kararsız Atom Fiziği) fisyon sonucunda bozunur ve çok yüksek miktarda enerji açığa çıkar. Bilindiği üzere fisyon tepkimeleri üzerinde beşeri kontrol 1938 yılında Otto Hahn ve Fritz Strassman tarafından sağlandı. Kozmik yapıdaki fisyonu ele alırken beşeri kontrol fisyonuna nazaran çok daha komplike ve büyük sistemler görmek şaşırtmayacaktır.

Uzayda fisyon 2 aşamada gerçekleşmekle birlikte bu aşamalar; oluşum ve bozunumdur. Oluşum sırasında gerçekleşen füzyon çok yüksek miktarda entropi sebebiyle gerçekleşirken, fisyondaki temel sebep entropinin ortadan kalkmasıdır. Tabii ve kesin olarak bahsedilebilecek diğer sebep ise Kütle Çekim Kuvvetidir. Kütle çekimi sebebi ile birbirine füzyonun ötesinde bir yakınlık sağladığında atom parçalanmayı seçer. Atomun parçalanmasındaki temel sebep önceki bölümde de bahsedildiği gibi Lawoise etkisi sebebiyle enerji fazlalığı oluşmasıdır. Örnekte verildiği üzere atom çekirdeği Mmax’a ulaştığında atom parçalanmaya sürüklenir.

$\Delta m=m_f–m_b, {2.512}^{\Delta m}=\Delta L$

Örnekte görülebileceği üzere fisyonun aşamaları iç enerji artışı sonunda yassılaşma ardından ikili fisyon ve en sonunda iki ayrı atom çekirdeği oluşumu verilmiştir. Bu oluşum insan fizyolojisindeki hücre bölünmesine benzemekle birlikte açığa çıkan enerjinin eşitliği aşağıda verilmiştir.

Temelde parçalanmanın kendisi olan fisyon yıldız döngüsündeki son basamaklardan biri olmakla beraber, yıldız döngüsündeki en büyük aşamalardan biridir. Fisyon doğada yukarı bahsedildiği gibi oluşurken, beşeri yöntemler (Bkz. nükleer reaktör) bu makale dizisinde bahsedilmeyecektir. Fisyon yapısındaki detaylar bu makale dizininin “Uzaydaki Dinamik Aktivitelerinin İncelenmesi” adlı başlıkta bulunabilir.

Kepler Kanunları

Johannes Kepler 21 Aralık 1571’de Almanya’nın güneyinde dünyaya gelmiştir. Çocukluğunda yaşadığı görme sıkıntıları nedeniyle göz ile ilgili çalışmalar yapmış bu sayede göz ile ilgili optik çalışmalarının öncüsü olmuştur. Kepler 17. yüzyılın başlarında karışık dönemlerde Avusturya’nın Graz kentinde yaşamıştır. O dönemde yaygın olan dini ve siyasi zorluklar sebebiyle Kepler 2 Ağustos 1600’de Graz’dan sürülmüştür. Astronom Tycho Brahe’nin asistanı olarak çalışmaya fırsatı bulmuş ve ailesinin Graz’dan Tuna Nehri’nin 300 mil ötesindeki Brahe’nin Prag’daki evine taşınmıştır. Brahe, stajyerinin zamanının önde gelen astronomu olarak onu gölgede bırakacağını tahmin ettiğinden dolayı Kepler’e güvenmezdi. Bu nedenle Kepler’in hacimli gezegenler verilerinin yalnızca bir kısmına bakmasına izin verdi.

Özellikle Mars üzerine yapılmış gözlem ve ölçüm verilerini bir araya toplamıştır. Önceleri dönemindeki diğer bilim adamları gibi dairesel hareketlerden faydalanmak istemiş lakin pek çok sorunla karşılaşınca başka yörünge tiplerini denemek durumunda kalmıştır. Kepler böylece ilk iki kanunu keşfetmiştir. Kanunlardan önce bir gezegenin yörünge modeli olan elipsin üç temel özelliğini anlatının kuvvetli olması açısından önem taşımakta:

Bir elipsin üç temel özelliği; Elips, bir düzlemde verilen iki noktaya (F₁, F₂) uzaklıkları toplamı sabit olan noktaların geometrik yeridir. Bu iki noktaya “Elipsin odakları” denir. Elipsin düzleşme miktarına eksantriklik denir. Elips ne kadar düzse o kadar eksantriktir. En uzun ekseni ana eksen, en kısa ekseni ise küçük eksen olarak adlandırılır. Ana eksenin yarısı, yarı ana eksen olarak adlandırılır.

Kepler Yasaları

• Gezegenler, Güneş etrafında, kendi eksenlerinde döndükleri yönde odak noktalarından biri Güneş olan elips çizerler. Güneş her zaman elipsin bir odağında bulunur ve gezegen yörüngesine devam eder. Bu da gezegenin Güneş’e olan mesafesinin sürekli değiştiği anlamına gelir.
• Güneş’i bir gezegene birleştiren doğru (Yarıçap vektörü) tarafından taranan alanlar, bu alanları çizmek için geçen zamanlarla orantılıdır. Temelde gezegenler yörüngelerinde sabit hızla dolaşmazlar. Aksine hızları Güneş’in ve gezegenin merkezlerini birleştiren çizgi bir alanın eşit parçalarını eşit zamanda alır. Gezegenin Güneş’e en yakın yaklaşma noktası günberi (Perihelion), en büyük ayrılma noktası günötedir (Aphelion). Yani, yarıçap vektörü tarafından eşit zaman aralıklarında çizilen alanlar birbirine eşittir.

• Gezegenlerin bütün yörüngelerini dolanmaları için gereken sürenin (Yörünge periyotlarının) kareleri, yörüngelerinin yarı ana eksenlerinin (Büyük eksenlerinin) küpleriyle küpleri ile doğru orantılıdır. Bu yasa aşağıdaki formül ile gösterilir:

Bu yasa sayesinde, bir gezegenin yıldızına olan uzaklığını biliyorsak, yörüngesinin periyodunu hesaplanabilir ve bunun tersi de yapılabilir. Dünya ile güneş arasındaki mesafe (1 AU) yaklaşık 92.960.000 mil (149.600.000 kilometre) ve bir Dünya yılı 365 gün olduğundan yalnızca bir değişken bilindiğinde diğer gezegenlerin mesafesi ve yörünge periyodu hesaplanabilir. Güneş sistemi için, bu bize her gezegenin güneş etrafındaki yörüngesinin doğru bir resmini verir. Bir gezegenin Güneşe olan uzaklığı arttıkça, Güneş etrafında dönme süreleri de hızla artar.

Kütleçekim

Kütleçekim ya da çekim kuvveti, kütlesi olan her şeyin birbirine doğru hareket ettiği, veya çekildeği, doğal bir olgudur. Enerji, kütle ile eşdeğer olduğu için da dahil olmak üzere her enerji kütleçekim etkisi yaratır. Kütleçekim, Dünya’da gelgitler gibi olayların oluşmasına ve maddelerin ağırlık kazanmasına yardımcı olmaktadır. Çekim kuvvetinin etkisi nesneler arası uzaklık arttıkça azalır. Bir cisim, bir kuvvete, kuvvetin yönünde cismin kütlesiyle ters orantılı bir ivmeyle cevap verir.

Kütleçekim bir kuvvet gibi değil; genel görelilik teorisi tarafından açıklanan, enerjinin düzensiz dağılımının yol açtığı uzay zaman eğriliği ile açıklanır. Kütleçekim dört temel etkileşimin en zayıfıdır. Bu yüzden sadece makroskopik ölçekte egemen etkileşimdir. Astronomik cisimlerin oluşum şekli ve yörüngesinin sebebidir.

Kütleçekim kuramının Kepler Kanunlarından çıkarılması

Herhangi bir gezegenin yörünge dış merkezliği küçük olduğu için bu yörüngeyi merkezinde Güneş olan bir daireye benzetilebilir. O hâlde Keplerin ikinci kanuna göre gezegenin hareketi düzgün bir hareket olur.

Gezegenin Güneş’e ortalama uzaklığı a, Güneş etrafındaki dolanım süresi T, ivmesi b, hızı v, kütlesi m’dir.

Bütün gezegenler için sabittir. Buna G dersek:

Yani gezegenin hareketi; kütle ile doğru, uzaklığın karesi ile ters orantılı olacak şekilde Güneş etrafında çekilmesidir.

Kaynaklar

1. ^BOOK Bransden, B. H., & Joachain, C. J. (2003). Physics of Atoms and Molecules. Prentice Hall.
2. ^BOOK Krane, K. S. (1991). Introductory Nuclear Physics. Wiley.
3. ^JOURNAL Bolognani, M. (2011). Star fission: Shoaib Akhtar and fragmentation as transnational celebrity strategy. Celebrity Studies, 2(1), 31–43. [Celebrity Studies]
4. ^JOURNAL Haubold, H. J., & Mathai, A. M. (1992). Analytic stellar structure. Astrophysics and Space Science, 197(1), 153–161. [SpringerLink]
5. ^JOURNAL Rana, S., Kumar, R., Patra, S. K., & Bhuyan, M. (2022). Fusion dynamics of astrophysical reactions using different transmission coefficients. The European Physical Journal A, 58(12). [SpringerLink]
6. ^BOOK Tayler, R. J. (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press.