İçeriğe atla

Karbon yakma işlemi

Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108 K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.[1]

Sıcaklık ve yoğunluk için bu rakamlar yalnızca bir kılavuzdur. Daha büyük kütleli yıldızlar, (yaklaşık) hidrostatik dengede kalmak için daha büyük yerçekimi kuvvetlerini dengelemek zorunda olduklarından, nükleer yakıtlarını daha hızlı yakmaktadırlar. Bu genellikle daha az kütleli yıldızlara göre daha düşük yoğunluklara rağmen daha yüksek sıcaklıklar anlamına gelmektedir. Belirli bir kütle ve belirli bir evrim aşaması için doğru rakamları elde etmek için bilgisayar algoritmalarıyla hesaplanmış sayısal bir yıldız modeli kullanmak gerekmektedir. Bu tür modeller, nükleer fizik deneylerine (nükleer reaksiyon hızlarını ölçen) ve astronomik gözlemlere (kütle kaybının doğrudan gözlemlenmesini, yüzeyden füzyon yakma bölgelerine doğru konveksiyon bölgeleri geliştikten sonra spektrum gözlemlerinden nükleer ürünlerin saptanmasını içeren) dayalı olarak sürekli olarak geliştirilmektedir.[2][3][4]

Füzyon reaksiyonları

Başlıca reaksiyonlar şunlardır:[5]

12

6C

+ 12

6C

20

10Ne

+ 4

2He

+ 4.617 MeV
12

6C

+ 12

6C

23

11Na

+ 1

1H

+ 2.241 MeV
12

6C

+ 12

6C

23

12Mg

+ 1n 2.599 MeV
Alternatif olarak:
12

6C

+ 12

6C

24

12Mg

+ γ + 13.933 MeV
12

6C

+ 12

6C

16

8O

+ 2 4

2He

− 0.113 MeV

Reaksiyon ürünleri

Bu reaksiyon dizisi, etkileşen iki karbon çekirdeğinin bir araya gelerek 24Mg çekirdeğin uyarılmış halini oluşturduğu ve daha sonra yukarıda listelenen beş yoldan biriyle bozunduğu düşünülerek anlaşılabilmektedir. İlk iki reaksiyon, salınan büyük pozitif enerjilerin gösterdiği gibi güçlü bir şekilde ekzotermiktir ve etkileşimin en sık görülen sonuçlarıdır. Üçüncü reaksiyon, enerjinin yayılmak yerine emildiğini gösteren büyük negatif enerjiyle gösterildiği gibi, güçlü bir şekilde endotermiktir. Bu, karbon yakmanın yüksek enerjili ortamında bunu çok daha az olası kılar, ancak yine de mümkündür. Ancak bu reaksiyonla birkaç nötron üretimi önemlidir. Çünkü bu nötronlar, çoğu yıldızda küçük miktarlarda bulunan ağır çekirdeklerle birleşerek s-sürecinde daha da ağır izotoplar oluşturabilmektedir.[5][6][7]

Dördüncü reaksiyonun büyük enerji salınımından dolayı en yaygın olması beklenebilmektedir.[5] Ancak aslında son derece ihtimal dışıdır çünkü elektromanyetik etkileşim yoluyla ilerlemektedir. Çünkü nükleonlar arasındaki güçlü kuvveti kullanmak yerine bir gama ışını fotonu üretmektedir. İlk iki tepki Nükleonlar birbirlerine bu enerjinin fotonlarına göre çok daha büyük görünmektedirler. Bununla birlikte, bu reaksiyonda üretilen 24Mg, 23Mg radyoaktif olduğundan, karbon yakma işlemi sona erdiğinde çekirdekte kalan tek magnezyumdur.

Son reaksiyon, endotermik olmasının yanı sıra üç reaksiyon ürünü içerdiğinden de pek olası değildir. Reaksiyonun ters yönde ilerlediğini düşünün, üç ürünün hepsinin aynı anda yakınsamasını gerektirmektedir. Bu da iki cisimden daha az olasıdır.[5]

İkinci reaksiyon tarafından üretilen protonlar, proton-proton zincir reaksiyonunda veya CNO döngüsünde yer almaktadır. Ancak 23Na tarafından 20Ne artı 4He çekirdeği oluşturmak üzere yakalanabilmektedirler. Aslında, ikinci reaksiyon tarafından üretilen 23Na'nın önemli bir kısmı bu şekilde tüketilmektedir. 9 ila 11 güneş kütlesi arasındaki yıldızlarda, yıldız evriminin önceki aşamasında helyum füzyonu tarafından zaten üretilen oksijen (O-16), bir kısmının He- 4 çekirdek olduğu bilinmektedir. Dolayısıyla karbon yakmanın nihai sonucu, esas olarak oksijen, neon, sodyum ve magnezyumun bir karışımıdır.[8]

İki karbon çekirdeğinin kütle-enerji toplamının, magnezyum çekirdeğinin uyarılmış halininkine benzer olması, "rezonans" olarak bilinmektedir. Bu rezonans olmadan, karbon yanması yalnızca yüz kat daha yüksek sıcaklıklarda gerçekleşmektedir. Bu tür rezonansların deneysel ve teorik olarak araştırılması hala bir araştırma konusudur.[9] Benzer bir rezonans, orijinal karbon üretiminden sorumlu olan üçlü alfa sürecinin olasılığını artırmaktadır.

Nötrino kayıpları

Nötrino kayıpları, karbon yakma sıcaklıklarında ve yoğunluklarında yıldızlardaki füzyon süreçlerinde önemli bir faktör olmaya başlamaktadır. Ana reaksiyonlar nötrinoları içermese de, proton-proton zincir reaksiyonu gibi yan reaksiyonlar yapmaktadır. Ancak bu yüksek sıcaklıklarda nötrinoların ana kaynağı, kuantum teorisinde çift üretimi olarak bilinen bir süreci içermektedir. İki elektronun geri kalan kütlesinden (kütle-enerji denkliği) daha büyük bir enerjiye sahip olan yüksek enerjili bir gama ışını, yıldızdaki atom çekirdeğinin elektromanyetik alanları ile etkileşime girebilir ve bir elektron ve pozitronun bir parçacık ve anti-parçacık çifti haline gelmektedir.

Normalde, pozitron başka bir elektronla hızla yok olur, iki foton üretir ve bu işlem daha düşük sıcaklıklarda güvenle göz ardı edilebilmektedir. Ancak 1019 çift üretiminden 1'i, elektron ve pozitronun zayıf bir etkileşimiyle sona ermektedir. Bu da onları bir nötrino ve anti-nötrino çifti ile değiştirmektedir. Neredeyse ışık hızında hareket ettikleri ve madde ile çok zayıf etkileştikleri için, bu nötrino parçacıkları genellikle etkileşime girmeden yıldızdan kaçarlar ve kütle enerjilerini alıp götürmektedirler. Bu enerji kaybı, karbon füzyonundan elde edilen enerji çıkışı ile karşılaştırılabilmektedirler.[2]

Bu ve benzeri süreçlerle nötrino kayıpları, en büyük kütleli yıldızların evriminde giderek daha önemli bir rol oynamaktadır. Yıldızı, onları dengelemek için yakıtını daha yüksek bir sıcaklıkta yakmaya zorlarlar. Füzyon süreçleri sıcaklığa çok duyarlıdır. Bu nedenle yıldız, birbirini izleyen nükleer yakıtları daha hızlı yakma pahasına hidrostatik dengeyi korumak için daha fazla enerji üretebilmektedir. Füzyon, yakıt çekirdekleri ağırlaştıkça birim kütle başına daha az enerji üretir ve bir yakıttan diğerine geçerken yıldızın çekirdeği büzülmekte ve ısınmaktadır. Bu nedenle her iki süreç de birbirini takip eden füzyon yakan yakıtların ömrünü önemli ölçüde azaltmaktadır.

Helyum yakma aşamasına kadar nötrino kayıpları önemsizdir. Ancak karbon yakma aşamasından itibaren, nötrinolar biçiminde kaybedilen enerji nedeniyle yıldız ömründeki azalma, yakıt değişimi ve çekirdek büzülmesi nedeniyle artan enerji üretimiyle kabaca eşleşmektedir. En büyük kütleli yıldızlardaki ardışık yakıt değişimlerinde, yaşam süresindeki azalmaya nötrino kayıpları hakimdir. Örneğin, 25 güneş kütlesindeki bir yıldız çekirdeğinde 107 yıl hidrojen, 106 yıl helyum ve sadece 103 yıl karbon yakmaktadır.[10]

Yıldız evrimi

Helyum füzyonu sırasında yıldızlar, karbon ve oksijen açısından zengin, atıl bir çekirdek oluşturmaktadır. Eylemsiz çekirdek sonunda yerçekimi nedeniyle çökmeye yetecek kütleye ulaşırken, helyum yanması yavaş yavaş dışa doğru hareket etmektedir. Eylemsiz çekirdek hacmindeki bu azalma, sıcaklığı karbon tutuşma sıcaklığına yükseltmektedir. Bu, çekirdeğin etrafındaki sıcaklığı yükseltecek ve helyumun çekirdeğin etrafındaki bir kabukta yanmasına izin verecektir. Bunun dışında hidrojen yakan başka bir kabuk vardır. Ortaya çıkan karbon yanması, yıldızın mekanik dengesini eski haline getirmek için çekirdekten enerji sağlamaktadır. Ancak, denge sadece kısa ömürlüdür. 25 güneş kütlesindeki bir yıldızda, süreç sadece 600 yıl içinde çekirdekteki karbonun çoğunu tüketecektir. Bu işlemin süresi, yıldızın kütlesine bağlı olarak önemli ölçüde değişmektir.[11][12]

8-9 güneş kütlesinin altındaki yıldızlar asla karbonu yakmak için yeterince yüksek çekirdek sıcaklığa ulaşmazlar, bunun yerine kabuk helyum parlamalarından sonra karbon-oksijen beyaz cüceler olarak yaşamlarına son verirler ve dış zarfı gezegenimsi bir bulutsuda nazikçe dışarı atmaktadırlar.[3][13]

Kütleleri 8 ila 12 güneş kütlesi arasında olan yıldızlarda, karbon-oksijen çekirdeği dejenere koşullar altındadır ve karbon tutuşması, sadece milisaniyeler süren ve yıldız çekirdeğini bozan bir karbon parlamasında gerçekleşmektedir. Bu nükleer yanmanın son aşamalarında, devasa bir yıldız rüzgarı geliştirirler ve bu rüzgar, gezegenimsi bir bulutsudaki dış zarfı hızla dışarı atar ve arkasında yaklaşık 1.1 güneş kütlesi olan bir O-Ne-Na-Mg beyaz cüce çekirdeği bırakmaktadır. Çekirdek, karbondan daha ağır elementlerin daha fazla füzyon yanması için asla yeterince yüksek sıcaklığa ulaşmaz.[3][13][14]

12 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlar, dejenere olmayan bir çekirdekte karbon yakmaya başlamaktadır. Karbon tükenmesinden sonra, atıl (O, Ne, Na, Mg) çekirdeğin büzülmesi sıcaklığı yeterince yükselttiğinde neon yakma işlemine devam etmektedir.[13][14]

Kaynakça

  1. ^ Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. s. 135. ISBN 978-0-521-13320-3. 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021. 
  2. ^ a b Clayton, D. D. (Donald Delbert) (1983). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. Internet Archive. Chicago ; London : University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10952-7. 
  3. ^ a b c Siess, L. (1 Mart 2006). "Evolution of massive AGB stars - I. Carbon burning phase". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 448 (2): 717-729. doi:10.1051/0004-6361:20053043. ISSN 0004-6361. 25 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021. 
  4. ^ Hernandez, G. (Dec 2006). "Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars". Science. 314 (5806): 1751-1754. arXiv:astro-ph/0611319 $2. Bibcode:2006Sci...314.1751G. doi:10.1126/science.1133706. PMID 17095658. 
  5. ^ a b c d de Loore, Camiel W. H.; C. Doom (1992). Camiel W. H. de Loore (Ed.). Structure and evolution of single and binary stars. Astrophysics and Space Science Library. Springer. ss. 95-97. ISBN 978-0-7923-1768-5. 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021. 
  6. ^ Rose, William K. (1998). Advanced Stellar Astrophysics. Cambridge University Press. ss. 227-229. ISBN 978-0-521-58833-1. 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021. 
  7. ^ Rose (1998), pp. 229–234
  8. ^ Camiel (1992), pp.97–98
  9. ^ Strandberg, E. (May 2008). "24Mg(α,γ)28Si resonance parameters at low α-particle energies". Physical Review C. 77 (5): 055801. Bibcode:2008PhRvC..77e5801S. doi:10.1103/PhysRevC.77.055801. 
  10. ^ Woosley, S.; Janka, H.-T. (12 Ocak 2006). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147-154. arXiv:astro-ph/0601261 $2. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 $2. doi:10.1038/nphys172. 
  11. ^ Anderson, Scott R., Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars 3 Ağustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., GEM (2001)
  12. ^ Ostlie, Dale A.; Carroll, Bradley W. (2007). An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Pearson Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0348-3. 12 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2021. 
  13. ^ a b c Ryan (2010), pp.147–148
  14. ^ a b "The Carbon Flash" (PDF). 6 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2015. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Nükleer füzyon</span> Hafif çekirdeklerin daha ağır bir çekirdek oluşturmak için birleşmesi

Nükleer füzyon, nükleer kaynaşma ya da kısaca füzyon; iki hafif elementin nükleer reaksiyonlar sonucu birleşerek daha ağır bir element oluşturmasıdır. Çekirdek tepkimesi olarak da bilinen bu tepkimenin sonucunda çok büyük miktarda enerji açığa çıkar.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız</span> nükleer füzyon ile karanlık uzayda etrafına ısı ve ışık saçan kozmik cisim, plazma küresi

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.

<span class="mw-page-title-main">Nötron yıldızı</span> dev yıldızların ölümünden sonra arda kalan yoğun nötron topu

Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.

<span class="mw-page-title-main">Nükleer reaksiyon</span>

Nükleer reaksiyon veya çekirdek tepkimesi, iki atom çekirdeğinin veya bir atom çekirdeğiyle atom dışından bir atomaltı parçacığın çarpışarak bir veya daha fazla yeni nüklide dönüşmeleri. Bu gibi reaksiyonlarda yer alan atomaltı parçacıklar proton, nötron veya yüksek enerjili elektron olabilir. Kimyasal reaksiyondan farkı, kimyasal reaksiyonların atomların elektronları arasında gerçekleşmesidir. Çekirdek tepkimesi sonucunda eğer proton sayısı değişiyor ise farklı bir elemente ait bir tanecik oluşmuş olur. Bir reaksiyonun nükleer reaksiyon sayılabilmesi için en az bir nüklidin başka bir nüklide dönüşmesi gerekir; böyle bir dönüşüm gerçekleşmezse yaşanan çarpışma sürecine saçılma adı verilir. Spontane olarak gerçekleşen radyoaktif bozunma, nüklit değişimine yol açsa da nükleer reaksiyon olarak kabul edilmez.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı dev</span> yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.

<span class="mw-page-title-main">Üçlü alfa süreci</span>

Üç alfa süreci, üç helyum çekirdeğinin karbona çevrilme süreci. Yüksek helyum yoğunluğuna sahip yıldızlarda, 100.000.000 K sıcaklıkta, çekirdeksel kaynaşma bağlamında hızlı gerçekleşen bir tepkimedir. Dolayısıyla genelde yakıtının önemli bir kısmını harcayıp, helyum üretmiş olan yaşlı yıldızlarda gözlemlenir:

4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV
<span class="mw-page-title-main">KAO döngüsü</span>

KAO (CNO) Döngüsü (Karbon-Azot-Oksijen), yıldızlarda hidrojeni helyuma çevirmek için gerçekleşen iki çekirdeksel kaynaşma (füzyon) sürecinden biridir. Diğeri ise proton-proton (pp) zinciridir.

<span class="mw-page-title-main">Proton-proton zincirleme reaksiyonu</span> yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biri

proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir. Bilinen diğer reaksiyon CNO döngüsüdür. CNO, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.

Yıldız nükleosentezi, yıldızlarda daha ağır kimyasal elementlerin oluşumuna yol açan tepkimelerin toplu adıdır.

<span class="mw-page-title-main">Nükleer fizik</span> atom çekirdeğinin yapısı ve davranışı ile uğraşan fizik alanı

Nükleer fizik veya çekirdek fiziği, atom çekirdeklerinin etkileşimlerini ve parçalarını inceleyen bir fizik alanıdır. Nükleer enerji üretimi ve nükleer silah teknolojisi nükleer fiziğin en çok bilinen uygulamalarıdır fakat nükleer tıp, manyetik rezonans görüntüleme, malzeme mühendisliğinde iyon implantasyonu, jeoloji ve arkeolojide radyo karbon tarihleme gibi birçok araştırma da nükleer fiziğin uygulama alanıdır.

<span class="mw-page-title-main">Nötrino</span> atom altı ya da temel parçacıklardan biri

Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

<span class="mw-page-title-main">Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık</span>

Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık, egzotik parçacıklardan oluşan karanlık madde adayıdır.

Termonükleer füzyon, çok yüksek sıcaklık kullanılarak nükleer füzyonu başarmanın bir yoludur. Termonükleer füzyonun kontrol edilebilen ve edilemeyen olarak iki formu vardır. Kontrol edilemeyen : kontrol edilemeyecek büyük bir enerjiye sahiptir bunlara termonükleer silahlardan hidrojen bombası örnektir. Kontrol edilebilenler ise yapıcı amaçlar için çevrede bulunan füzyon reaksiyonlarıdır. Bu metin ikincisine odaklı yazılmıştır.

Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir. Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar. Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi demir zirve elementlerinin oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, r-süreci denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, rp-süreci olarak bilinen proton yakalanması ve gamma süreci olarak bilinen ışıl parçalanmadır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.

<span class="mw-page-title-main">Nükleosentez</span> Başta proton ve nötronlar olmak üzere önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdekleri yaratan süreç

Nükleosentez, daha önceden var olan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama'dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.

Nükleer bağlanma enerjisi, atomun çekirdeğini bileşenlerine ayırmak için gereken enerjidir. Bu bileşenler nötron, proton ve nükleondur. Bağ enerjisi genelde pozitif işaretlidir çünkü çoğu çekirdek parçalara ayrılmak için net bir enerjiye ihtiyacı vardır. Bu yüzden, genelde bir atomun çekirdeğinin kütlesi ayrı ayrı ölçüldüğünde daha azdır. Bu fark nükleer bağlanma enerjisidir ki bu enerji birbirini tutan bileşenlerin uyguladığı kuvvet tarafından sağlanır. Çekirdeği bileşenlerine ayırırken, kütlenin bir kısmı büyük bir enerjiye dönüştürülür bu yüzden bir kısım kütle eksilir, eksik kütlede bir fark yaratır çekirdekte. Bu eksik kütle, kütle eksiği diye bilinir ve çekirdek oluşurken çıkan enerjiye takabül eder.

<span class="mw-page-title-main">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

<span class="mw-page-title-main">Yatay kol</span> Hertzsprung-Russell diyagramında kararlı helyum yanması durumundaki orta kütleli yıldızlar

Yatay kol yıldızları yıldız evriminde kırmızı devlerden sonraki aşamaya geçen, Güneş kütlesine yakın kütleye sahip yıldızlardır. Hidrojen füzyonu yapan anakol yıldızları çekirdekteki hidrojenleri bittiğinde kendi içlerine çökerler ve çekirdek etrafındaki kabukta hidrojen füzyonu yapmaya başlarlar. Bu yıldızlara kırmızı dev adı verilir. Zamanla çekirdeğin etrafındaki hidrojen de bittiğinde yıldız tekrar kendi içine çöker ve bu sefer helyum füzyonu yapabilen yatay kol yıldızları meydana gelir. Bu yıldızlar çekirdekte helyumu ve çekirdeğin etrafında da hidrojeni füzyona uğratabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Helyum parlaması</span>

Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın 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.