Nükleer Astrofizik

Evren dev bir nukleer laboratuvardır. Yıldızlar hafif elementleri füzyon reaksiyonlarında birleştirerek enerji üretirler. Bu enerjiyi üretemez hale geldiklerinde de (eğer kütleleri yeterli büyüklükte ise) devasa nükleer patlamalar olan süpernovalara dönüşürler. Süpernovalardan geriye ya bir kara delik, ya da devasa bir atom çekirdeği olarak da düşünülebilecek olan bir nötron yıldızı kalır. Evren’nin büyük skalasında gerçekleşen olaylar nükleer mikrofiziğin sonuçlarıdır, ve ancak bu çerçevede anlaşılabilirler.

Bölümümüzdeki nükleer astrofizik araştırmaları Evren’in nükleer kombinasyonun nasıl ve hangi koşullar altında oluşmuş olduğu sorusu etrafında yoğunlaşmaktadır. Vücudumuzdaki karbon, nitrojen, kalsiyum, demir gibi elementler, soluduğumuz oksijen, kullandığımız altın nereden gelmiştir? Bilim insanları bugün bu soruyu ancak kısmen yanıtlayabilmektedir. Helyum ve Lityum gibi periyodik tablodaki en hafif çekirdekler Büyük Patlama’nın hemen ardından gerçekleşen nükleer sentezlenme sırasında oluştuşmuştur. Demirden daha hafif çekirdeklerin önemli bir kısmı da yıldızlarda enerji üretimini sağlayan füzyon reaksiyonları zinciriyle üretilegelmektedir. Bu süreçlerin her ikisini de görece olarak iyi anladığımızı söyleyebiliriz. Özel olarak bir yıldızın yaşamının büyük bir kısmı boyunca enerji üretmek için kullandığı füzyon reaksiyonları demir-nikel grubu elementlerin ötesine geçemez çünkü bu elementlerin ötesinde artık nükleer enerji elde etmek mümkün değildir. Demir-nikel grubunun ötesindeki elementlerin üretimi bilakis enerji gerektiren bir süreçtir ve bu elementlerin büyük bir kısmı, r-süreci ve s-süreci isimleri ile bilinen iki nükleer sentezlenme sürecinden birinde oluşmuştur. Bu süreçlerin her ikisi de küçük çekirdeklerin nötron yakalayarak büyümesine, ardından bu nötronların bir kısmını protona çeviren nükleer beta bozunumu ile kararlı ağır çekirdeklere dönüşmesine dayalıdır. s-süreci yavaş bir nötron yakalama mekanizması olup, ömürlerinin sonuna yaklaşmış AGB yıldızlarında gerçekleşir. r-süreci ise hızlı bir nötron yakalama sürecidir ve nerede gerçekleştiği bugün tam olarak bilinmemektedir. r-süreci bir teoriye göre süpernova patlamalamaları sırasında şok dalgasının hemen arkasında, diğer bir teoriye göre ise iki nötron yıldızının çarpışması sırasında ortaya çıkmaktadır.

Bilinenler arasında az sayıda çekirdekse, yukarıda sayılan bu süreçlerin hiçbiri tarafından üretilememektedir. Bu çekirdeklere genel olarak p-çekirdekleri denir ve bunları üreten bir kaç nükleer sentezlenme süreci vardır. Bunlar arasında hızlı proton yakalamayı içeren rp-sürecini, büyük çekirdeklerden nükleon koparmayı içeren gamma-sürecini, direk nötrino çekirdek reaksiyonlarını içeren nötrino-sürecini, ve nötrinolar tarafından modifiye edilen bir çeşit rp-süreci olan nu-p-sürecini sayabiliriz. Bu süreçlerin hepsinin ortak özelliği son derece nadir gelişen, (yani tesir kesiti oldukça düşük olan) reaksiyonları içermesidir. Bu nedenle p-çekirdekleri Evren’de en nadir olarak bulunan çekirdeklerdir. Örneğin bir p-çekirdeği olan Ta180 Evren’deki en nadir doğal izotoptur.

Bölümümüzdeki nükleer astrofizik çalışmaları genel olarak r-süreci, nötrino-süreci ve nu-p-süreci nükleer sentezlenmeye ilişkindir. Bunun yanında yıldızlarda ve süpernovalarda gerçekleşen ve nötrino üreten nükleer reaksiyonlar, nötrino astrofiziği başlığı altında ele alınan konularla ilişkili olarak aktif şekilde çalışılmaktadır. Bölümümüzdeki nükleer astrofizik araştırmaları G. Kore ve Japonya ile uluslararası işbirliği içinde yürütülmektedir.