Yıldız nükleosentezi, yıldızların içinde elementlerin protonlar ve nötronlar daha hafif elementlerin çekirdeklerinden birlikte. Evrendeki bütün atomlar hidrojen olarak başladı. Yıldızların içindeki füzyon hidrojeni helyuma, ısıya ve radyasyona dönüştürür. Daha ağır elementler ölürken veya patlarken farklı yıldız türlerinde oluşur.
Teorinin Tarihi
Yıldızların ışık elementlerinin atomlarını kaynaştırdığı fikri ilk olarak 1920'lerde Einstein'ın güçlü destekçisi Arthur Eddington tarafından önerildi. Bununla birlikte, tutarlı bir teori haline getirmenin gerçek kredisi Fred Hoyle'ın II. Dünya Savaşı sonrasındaki çalışmalarına verilir. Hoyle'ın teorisi, mevcut teoriden bazı önemli farklılıklar içeriyordu, en önemlisi, büyük patlama teorisi bunun yerine bu hidrojen evrenimizde sürekli olarak yaratılıyordu. (Bu alternatif teori, kararlı durum teorisi ve kozmik mikrodalga fon radyasyonu tespit edildiğinde gözden düştü.)
Evrendeki en basit atom türü, çekirdekte tek bir proton içeren (muhtemelen bazı nötronların da sarkmasıyla) bu çekirdeği çevreleyen elektronlar içeren bir hidrojen atomudur. Bu protonların şimdi inanılmaz derecede yüksek enerjinin
kuark gluon plazma çok erken evrenin kuarklar protonlar (ve diğer hadronlar, nötronlar gibi). Hidrojen hemen hemen oluştu ve hatta helyum (2 proton içeren çekirdeklerle) nispeten kısa sırada (Big Bang nükleosentezi olarak adlandırılan bir sürecin parçası) oluştu.Bu hidrojen ve helyum erken evrende oluşmaya başladığında, diğerlerinden daha yoğun olduğu bazı alanlar vardı. Yerçekimi devraldı ve nihayetinde bu atomlar uzayın genişliğinde büyük bulutlar gazına çekildi. Bu bulutlar yeterince büyüdüğünde, atom çekirdeğinin kaynaşmasına neden olacak kadar kuvvetle yerçekimi ile bir araya getirildi. nükleer füzyon. Bu füzyon işleminin sonucu, iki tek proton atomunun şimdi tek bir iki proton atomu oluşturmasıdır. Başka bir deyişle, iki hidrojen atomu bir tek helyum atomuna başladı. Bu işlem sırasında açığa çıkan enerji, güneşin (veya bu konudaki herhangi bir yıldızın) yanmasına neden olan enerjidir.
Hidrojeni yakmak yaklaşık 10 milyon yıl alır ve sonra işler ısınır ve helyum kaynaşmaya başlar. Yıldız nükleosentezi, demir elde edene kadar daha ağır ve daha ağır elementler oluşturmaya devam eder.
Daha Ağır Elementlerin Yaratılması
Daha ağır elementler üretmek için helyumun yakılması yaklaşık 1 milyon yıl boyunca devam eder. Büyük ölçüde, üç helyum-4 çekirdeğinin (alfa parçacıkları) dönüştürüldüğü üçlü alfa işlemi ile karbona kaynaştırılır. Alfa işlemi daha sonra daha ağır elementler üretmek için helyumu karbonla birleştirir, ancak sadece eşit sayıda protona sahip olanlar üretir. Kombinasyonlar şu sırayla gider:
- Karbon artı helyum oksijen üretir.
- Oksijen artı helyum neon üretir.
- Neon artı helyum magnezyum üretir.
- Magnezyum artı helyum silikon üretir.
- Silikon artı helyum kükürt üretir.
- Kükürt artı helyum argon üretir.
- Argon artı helyum kalsiyum üretir.
- Kalsiyum artı helyum titanyum üretir.
- Titanyum artı helyum krom üretir.
- Krom artı helyum demir üretir.
Diğer füzyon yolları, tek sayıda proton içeren elemanlar oluşturur. Demir öyle sıkı bağlanmış bir çekirdeğe sahiptir ki, bu noktaya ulaşıldığında daha fazla füzyon yoktur. Füzyon ısısı olmadan, yıldız bir şok dalgasında çöker ve patlar.
Fizikçi Lawrence Krauss, karbonun oksijene 100.000 yıl, 10.000 yıl oksijenin silikona yanması ve bir gün silikonun demire yanması ve çökmesinin habercisi star.
Astronom Carl Sagan "Cosmos" dizisinde "Biz yıldızlardan yapıldık" dedi. Krauss kabul etti, "vücudundaki her atom bir zamanlar patlayan bir yıldızın içindeydi... Sol elinizdeki atomlar muhtemelen sağ elinizden farklı bir yıldızdan geldi, çünkü 200 milyon yıldız vücudunuzdaki atomları oluşturmak için patladı. "