Helyum parlaması

[bullvar_katip]

küçükresim|345x345pik|Üçlü alfa süreci Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın (0,8 Güneş kütlesi ila 2,3 Güneş kütlesi arası) kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir. Düşük kütleli yıldızlarda helyum parlaması 0,8 Güneş kütlesinin altındaki yıldızların hidrojen yakıtı tükendikten sonra çekirdekteki helyum atomları dejenere hale gelir ve yıldızın kütleçekim kuvvetine karşı kuantum fiziksel bir basınç ortaya çıkar. Bu durum yıldızın sıcaklığının yaklaşık 100 milyon Kelvin'e ulaşmasına sebep olur ancak bu sıcaklık bile helyum füzyonu için yeterli seviyede değildir. Ancak yıldızın dış katmanları çekirdeğe doğru sıkışmaya devam eder ve bu inanılmaz basınç yıldızın sıcaklığının yaklaşık 10 K olmasına sebep olur. Bu sıcaklık helyum füzyonunu gerçekleştirmek için yeterlidir ve çok kısa bir sürede çekirdekteki ve etrafındaki helyum üçlü alfa süreci ile karbona dönüşür. İlk başta yavaş yavaş başlayan helyum füzyon tepkimeleri yavaş yavaş çekirdeğin sıcaklığını arttırmaya başlar. Ancak dejenere olmuş madde normal maddede olduğu gibi sıcaklığı arttığında genişleyemez. Genişleyemeyen yıldızdaki sıcaklık kontrol edilemez ve sıcaklık gittikçe artmaya başlar. Sıcaklık çok yüksek derecelere ulaşır ve bu sıcaklık yıldızdaki helyum atomlarının neredeyse aniden karbon atomuna dönüşmesine sebep olur. Aniden gerçekleşen bu olayda açığa çıkan enerji neredeyse bir süpernova kadardır. Ancak yıldızın dış katmanları bu enerjinin açığa çıkmasını engeller ve bu enerji yıldızın dışına çıkamaz. Dolayısıyla helyum parlamasını gözlemlememiz mümkün değildir. İkili yıldız sistemleri İkili yıldız sistemlerinde beyaz cüceye aktarılan hidrojen genellikle beyaz cücenin etrafında birikmeye başlar. Birikin bu hidrojen dejenere çekirdeğin etrafında bir katman oluşturacak kadar çok olabilir. Biriken bu hidrojen eğer yeterince fazla olursa bir nova oluşabilir. Eğer bu hidrojen beyaz cücenin yüzeyinde füzyon ile helyuma dönüşmeye başlarsa bu helyum atomları bir helyum parlamasını tetikleyebilir. Bazı ikili yıldız sistemlerinde büyük olan yıldız hidrojeninin tamamını kaybedip helyum vermeye başlayabilir. Helyum parlaması için gerekli olan helyum bu şekilde de sağlanabilir. Bu şekilde patlamalar sadece beyaz cücelerde değil nötron yıldızlarında da gerçekleşmektedir. Kaynakça Kategori:Fizik konusunda uzman ilgisi gerektiren maddeler Kategori:Astronomi terimleri Kategori:Yıldız evrimi Kategori:Astrofizik