Doğal Füzyon Reaktörü Güneş

Dünya’ya yaklaşık 150 milyon km uzaklıkta bulunan Güneş, hem oluşturduğu kütle çekimi alanı hem de sağladığı enerjiyle sistemin ana aktoru olduğunu sürekli gösteriyor. Güneş’in çekirdeğinde üretilen enerji önce yüzeyine yüz binlerce yıl suren yolculukla ulaşıyor ve sonrasında atmosferinden uzaya yayılıyor. Bu enerjiden Dünya da nasibini alıyor. Güneş enerjisi, Güneş sistemindeki bütün cisimler, onların yapıları ve yeryüzündeki canlılar için kritik öneme sahip. İnsanlık, binlerce yıldır gözle ve yaklaşık 400 yıldır teleskoplarla Güneş ve diğer yıldızları gözlemiş olsa da Guneş ve diğer yıldızlar nasıl enerji uretiyor sorusuna cevap verebilecek bilgileri yaklaşık bir asır önce üretmeye başladı. Arthur Eddington, 1920’de “The Internal Constitution of the Stars”, başlıklı makalesinde hidrojen-helyum füzyonunun yıldızların başlıca enerji kaynağı olabileceğini önerdi. Eddington bu araştırmasında, Albert Einstein’ın kütle-enerji eşdeğerliliği yani E=m.c2 eşitliğini kullanarak hidrojen-helyum füzyonunda ne kadar enerji acığa cıktığını hesapladı. Bilinmeyen termonükleer enerji ve füzyon kavramları bu araştırmalarla birlikte kullanılmaya başlandı. Sonrasında kuantum tünelleşmenin de keşfiyle beraber küçük ve sıkışık bir çekirdekte füzyonla nasıl ve ne kadar enerji uretilebileceği konusunda bilgiler daha da netleşmeye başladı.

Nukleer fuzyon basitce iki hafif atom cekirdeğinin buyuk miktarlarda enerji cıkaracak şekilde birleşerek daha ağır tek bir cekirdek oluşturma surecidir. Yıldızlarda, cekirdeklerin birbirlerine uyguladıkları elektriksel itme kuvvetiyle başa cıkmak ve boylece hafif atomların birleşmesini sağlamak icin cekirdekte sıcaklığın milyonlarca derece santigrada ulaşması gerekiyor. Sadece bu da yeterli olmuyor, bu birleşmeyi açıklamak icin kuantum tunelleme etkisine de ihtiyaç duyuluyor.

Güneş kütlesinin yaklaşık %71’i hidrojen, %27’si helyumdan oluşuyor. Bir plazma küresi olan Güneş’in merkezinde sıcaklık 15 milyon derece santigradı aşıyor. Çekirdekte yoğunluk sudan 150 kat, basınç ise Dünya atmosferindeki basınçtan 200-300 milyar kat daha fazladır. İşte bu çok sıcak, çok yüksek yoğunluklu ve basınçtaki ortam, füzyon reaksiyonlarının gercekleştiği bolgedir. Tepkimeler merkezden yaklaşık 140 bin km mesafeye kadar olan bolgede gerçekleşir. Güneş ve benzeri kütleli yıldızlarda füzyon reaksiyonlarının büyük bolumu, proton proton (p-p) cevrimi denilen tepkimelerle hidrojen çekirdeklerinin birleşerek helyum oluşturması şeklinde meydana gelir. Dört hidrojen çekirdeğinin bir helyum çekirdeğine dönüşmesi için gerçekleşen uç reaksiyon sırasında, iki pozitron ve iki nötronun yanı sıra elektromanyetik ışınım (foton) da ortaya çıkıyor.

Helyum çekirdeğinin kütlesi, dört hidrojen çekirdeğinden % 0,64 oranında daha azdır. Bu kutle farkı, kutle-enerji eşdeğerliliği eşitliğiyle acıklanacak şekilde, enerjiye (her p-p zinciri sonunda yaklaşık 24,16 MeV) donuşur. Reaksiyonlar sırasında ortaya cıkan notrinolar da Guneş’ten cıkan enerjinin %2’sinden sorumludur. p-p zinciri reaksiyonları tek bir reaksiyon şeklinde aşağıdaki gibigosterilebilir:

4¹H ₋→ ⁴He + 2e⁺ + 2ν + 2γ + 24,16 MeV

Güneş’ten daha büyük kütlelere doğru gidildikçe, yaşamının ileri evresinde olmayan yıldızlarda, p-p zinciri yerine Karbon – Azot – Oksijen (CNO) cevrimi reaksiyonları baskın olur. Gerçekleşen yine hidrojenin helyuma donuşumumdur ancak daha uzun bir reaksiyon zinciri sonucunda helyum oluşurken yaklaşık 25,03 MeV enerji açığa çıkar.

Büyük miktarda kütlenin küçük bir hacme sıkıştığı Güneş’in çekirdeği çok yoğundur ve füzyon reaksiyonlarında üretilen fotonlar, yüzeye çıkış seyahatlerinde sürekli soğurulup tekrar salınır. Bu nedenle, çekirdekte üretilen fotonların merkezden yüzeye ulaşmaları yüz bin yılı aşabilir. Bu arada, Güneş’in merkezinde üretilen enerji önce yarıçapın %75’lik bölümünde fotonlarla, sonrasındaysa yüzeye kadar konveksiyonla aktarılır. Güneş’in yüzeyi yani atmosferinin en alt katmanı fotosfer (veya ışık küre) diye adlandırılır. Bu bölgede sıcaklık yaklaşık 5.800 K’dir, enerji yayılımı da bu sıcaklıktaki kara cisim enerji dağılımıyla benzerdir ve Planck Yasası ile hesaplanabilir. Buna göre, Güneş’in ışınım gücü, yani yüzeyinden tüm uzaya yayılan enerji saniyede yaklaşık 3,83×10²⁶ Watt’tır.

Bu aşamadan sonra Güneş atmosferinden çıkan fotonlar ters kare yasasına uyarak uzaya yayılır ve karşılaştığı cisim ve/veya ortamlarla etkileşir. Füzyon reaksiyonları dikkate alındığında Güneş’in ömrünün yaklaşık 10 milyar yıl olduğu sonucuna ulaşılır. Güneş şu ana kadar çekirdeğindeki yakıtın yaklaşık yarısını tüketmiş durumdadır. Dolayısıyla,

yaklaşık 4,5 milyar yıl yaşında olan Güneş’te füzyon reaksiyonlarının daha bu kadar sure devam edebileceği, benzer kütledeki yıldızlarla da karşılaştırılarak, gözlemler ve teorik iç yapı modelleri kullanılarak öngörülüyor.