Soru (Soruyu soran : melike – zuzum_1981@……com):

Güneş Enerjisini Nereden Alır ?

Cevap :
Güneş, çekirdeğinde meydana gelen termonükleer tepkimeler sayesinde parlar. Güneş, büyük oranda hidrojenden oluşur. Çekirdekteki hidrojen atomları, basınç ve sıcaklığın etkisiyle tepkimeye girer. Dört hidrojen atomu çekirdeği birleştiğinde, bir helyum atomu çekirdeği ve bir miktar enerji ortaya çıkar. Ortaya çıkan bu enerji, Güneş’in yaydığı ısı enerjisidir. Güneş, bu şekilde yaklaşık 4,5 milyar yıl daha parlayacak..

Bir an için kütle çekiminin Güneş’in tek güç kaynağı olduğunu düşünelim.

Oluşum sürecindeki ilkel Güneş’in dağınık yıldızlar arası gaz bulutu halinden başlayarak çökmesi sırasında merkezdeki sıkışma arttıkça sıcaklık da artar. Güneş’in sahip olduğu toplam kütle çekimi enerjisi E=GM-/R olarak gösterilebilir. Burada G Newton’un kütle çekim sabiti, M Güneş’in kütlesi, R ise yarıçapıdır. M=2x 1033 gram ve R=7xlOH) cm alınırsa Güneş’in sahip olduğu toplam kütle çekimi enerjisi 4xl048 erg olarak bulunur.

L ile gösterilen Güneş’in ışıma gücü -yani enerjisini yayma hızı- ise saniyede 4xl033 erg civarındadır. Dolayısıyla gücünü yalnızca kütle çekimi enerjisinden alsaydı, Güneş’in E/L oranından hesaplanabilecek yaşam süresinin yaklaşık 30 milyon yıl olması gerekirdi. Bu ise Güneş sistemindeki en eski kayaların yaşı olan beş milyar yıldan çok daha kısa bir süredir. Bu çok açık çelişkinin çözümü, nükleer enerjidedir.

Modern simya olarak adlandırabileceğimiz nükleer füzyon yoluyla elementlerin birbirine dönüşmesi yıldızlara gücünü veren enerji kaynağıdır.

Evrende en bol bulunan element olan hidrojen, Güneş’in merkezindeki yoğun sıcaklık ve basınç altında yavaş yavaş helyuma dönüşmektedir. Bir helyum atomunun kütlesi, dört hidrojen atomunun toplam kütlesinden yüzde 0.7 daha küçüktür. Bu kütle farkı hemen hemen saf enerji biçiminde gama ışınları, nötrino, pozitron ve bu parçacıkların kinetik enerjileri olarak ortaya çıkar. Güneş’in merkezinde serbest kalan bu radyoaktif enerji yüzeye yaklaşırken yumuşar ve Güneş atmosferini terk ederken hemen hemen tümüyle zararsız sarı ışığa dönüşür. Bununla birlikte, yıldızların nükleer yakıtları eninde sonunda tükenir.

Güneşimizin yaşam süresini hesaplayabilmek amacıyla, tüm çekirdeğini (ki bu, kütlesinin yaklaşık olarak %10′udur) nükleer yakıt olarak kullanabileceğini varsayalım.

Einstein’ın meşhur formülüne göre, ilke olarak madde, gram başına c2 erg enerjiye dönüştürülebilir. Burada c ışık hızıdır. Bu mantık, ancak madde-karşı madde yok olması sırasında sağlanabilecek yüzde yüz dönüşüm verimliliği varsaymaktadır. Yıldızlarda ise kesinlikle karşı-madde bulunmaz. Yıldızların enerji kaynağı, verimliliği yalnızca yüzde 0.7 olan nükleer füzyondur.

Bu da yıldızların enerji deposunun, eğer tümüyle helyuma dönüşebilirse, çekirdeklerinin kütlesinin yüzde 0.7′si kadar olduğu anlamına gelir. Nükleer reaksiyonların oluşabileceği ölçüde sıcak olan Güneş’in çekirdeği, toplam kütlesinin onda biri kadardır. Bu nedenle de Güneş’in enerji deposunun 0.0007 Mc2 olduğu söylenebilir. Burada 0.1 MQ =2×1032 gram, çekirdeğin kütlesi olup, eşdeğer enerjiyi hesaplayabilmek için bu sayıyı 0.007c2 ile çarpıyoruz. Bu hesap bize Güneş’in enerji deposunun 1.4×1051 erg olduğunu söylüyor. Bu yakıl, saniyede 4xl033 erg oranında tüketildiğinde yaklaşık 10 milyar yıl yetecek ölçüde çoktur. Buradan da Güneş’in, hidrojen yakıtının henüz, yalnızca yansını tüketmiş olduğu sonucuna varıyoruz.

Güneş’in çekirdeğinde sürüp giden nükleer reaksiyonların sonuçlarından biri de nötrino adı verilen zayıf etkileşimli parçacıkların üretilmesidir. Bütün termonükleer reaktörler nötrino üretirler. Nötrinolar bu reaksiyonların kaçınılamaz ürünleridir. Güneş’in enerjisini nükleer füzyonla açıklayan teori, nötrinoların Güneş’in merkezinde çok büyük miktarlarda üretildiğini öngörür. Çevresiyle etkileşimi son derece zayıf olan bu parçacıklar ışık hızıyla hareket eder ve Güneş’in yüzeyinden doğrudan doğruya dışarıya kaçarlar.

Kısaca Güneş Enerjisini Nereden Alır ? ;
Güneş enerjisini merkezindeki nükleer tepkimelerden yani her saniye birkaç milyar ton kütlesinde hidrojenin yüksek ısı (15 milyon derece) ve muazzam basınç altında birleşerek helyuma dönüşmesiyle alır…

Konuyla ilgili google aramaları için tıklayın.

Güneş ile ilgili diğer yazılarımız için tıklayın.