Güneş teki Fizik
Güneş in Kimlik Kartı: Doğum Yeri: Evren Annesi: Büyük Patlama (Big Bang) Kütlesi:,99 x 0 30 kg Yarıçapı: 6.96x0 8 m Yaşı: 4.5 x 0 9 yıl Açısal Hızı: 2,87 x0 6 radyan/saniye Çekim İvmesi: 274 m/s 2 Yeryüzüne Ortalama Uzaklığı:49,5 milyon km (,495 x 0 26 m) Yüzey Sıcaklığı: 5778 K Çekirdeğinin Sıcaklığı:,57x0 7 K Yüzeyinden yayınladığı enerji: 4,5 x 0 26 W (W=J/s)
Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70 000 km hızla döner. Güneşin kendi ekseni etrafında tam bir turu yaklaşık 25 gündür. Güneş ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda i yeryüzüne ulaşır ve geriye kalan enerji uzayda kaybolur. Güneş in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya daki tüm petrol, ağaç, doğal gaz v.b. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları yaklaşık 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Bu süre doğru mu? Bu süreyi hesaplayalım.
Dünya Güneş X=,495 x 0 m X = c t, c=3x 0 8 m/s (Işık hızı) t= X/c =,495x0 /3x0 8 = 498,333 saniye = 8,3 dakika
Uzun yıllar öncesinde de insanoğlu bu gerçeği benimsemiş olsa gerek ki çok sayıda uygarlık Güneş i tek ya da en büyük Tanrı olarak kabul etmiş, güneş tutulmasını bir felaket olarak görmüş, Güneş e kurbanlar ve armağanlar adayarak Güneş ile aralarını hoş tutmaya çalışmışlardır. Güneşin bu muazzam kütle ve boyutlarına karşın evrendeki önemsiz sayılabilecek orta boyutlardaki yıldızlardan biridir.
Güneş yoğun toz ve gaz bulutlarından oluşur. Güneş, Güneş sisteminin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Güneş, tek başına Güneş sistemi kütlesinin %99,8 ni oluşturur. Geri kalan kütle Güneşin çevresinde dönen gezegenler, asteroitler(gök cisimleri), gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur. Güneş:
Güneş in nasıl oluştuğu ve zamanla ne olacağı kozmolojinin uzun yıllardır yanıtlamaya çalıştığı ve aslında evrenin doğuşu ve ne olacağı ile yakından ilgili olan iki temel sorudur. Kozmolojinin diğer konularda olduğu gibi Güneş in doğuşu ve olası ölümü ile ilgili bir dizi teori vardır. Güneş in doğuşu ile ilgili teoriler bu olayın günümüzden yaklaşık 4 ya da 5 milyar yıl önce olduğunu ve Büyük Patlama dan arda kalan büyük bir toz ve buhar bulutunun herhangi bir şekilde sıkışmaya başlamasından kaynaklandığını kabul eder.
Binlerce yıl süren sürekli bir sıkışma sonucunda bulutu oluşturan parçacıkların arasındaki mesafenin azalması, dolayısıyla parçacıklar arası çekim kuvvetlerinin artmasıyla ve dolayısıyla basıncın artması sonucunda sıcaklık artmaya başlamıştır. Artan sıcaklık merkezdeki kütleyi buharlaştırınca, oluşan buhar basıncı, merkeze doğru olan ve çekimden kaynaklanan çöküşü dengelemeye başlamıştır. Böylece Güneş in ilk yılları tamamlanmıştır. Doğal olarak bu ilk yıllarda Güneş in çapı, bugünkünden çok daha büyüktü ve buna bağlı olarak da ortalama yoğunluğu daha azdı. Aslında çok yoğun olan
merkez dışındaki toz ve buhar tabakası bugünkü Güneş Sistemi nin çok ötesine uzanıyordu. Öne sürülen teorilere göre, Güneş in çöküşü sonucu daha küçük boyutlara inmesi milyonlarca yıl sürdü. Bu arada sürekli olarak iç basınçla, dış tabakaların merkeze yaptığı çekim basıncı birbirini dengelemeye devam etti. Bu teorilerde güneş enerjisinin kaynağı olan nükleer reaksiyonların başlaması için gerekli olan 0 milyon santigrat derece sıcaklığa erişilmesinin on milyon yıl kadar sürdüğü savunulmaktadır. Nükleer reaksiyon başladıktan sonra bu reaksiyonun oluşturduğu ve merkezden yüzeye doğru olan muazzam basınç,
çekim kuvvetlerinden doğan dış basıncı dengelemeye başlamış ve Güneş gerçek anlamda kararlı bir yıldız olmuştur. Güneşin doğuşundan bu yana, yani 4-5 milyon yıldır nükleer reaksiyonlarının sürdürebilmesi için gerekli yakıtın ne olduğu ve bunun hangi reaksiyonlarla enerjiye dönüştürüldüğü sorularının yanıtları, 930 lu yıllarda C.F. Von Weizacker ve H. Bethe nin Güneş in nükleer füzyon ile hidrojeni sürekli olarak helyuma çevirdiğini kanıtlamalarına dek bekledi. saniyede 700 milyon ton hidrojen helyuma ve 4,9 milyon tonluk bir kütle Einstein ın ünlü
E = mc 2 eşitliğine göre enerjiye dönüşür. m : Kütle, c : Işığın boşluktaki hızı Her geçen saniye Güneş 4,9 milyon tonluk kütle kaybından dolayı hafiflemektedir. Güneşteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 5-20 bin km yükselir ve Güneş fırtınası meydana gelir.
Füzyon, iki çekirdeğin büyük bir güçle bir araya getirilip birleşmesi ile oluşan ekzotermik bir nükleer reaksiyondur. Ekzotermik reaksiyonlarda ısı açığa çıkar. Füzyon olayında küçük kütleli iki atom çekirdeği, çekirdekleri artı(+) yüklü protonların birbirlerini itmelerini yok edecek dış bir enerji verilerek (ısı enerjisi) birbirlerine öylesine yaklaştırılırlar ki (x0-5 m) bu küçük mesafelerde etkin olan çekici nükleer kuvvetler itici elektriksel kuvvetleri tamamen yenerler ve iki atom çekirdeği birbirlerine kaynayarak yeni bir çekirdek oluştururlar. Yeni çekirdeğin kütlesi, Einstein ın yukarıda verilen eşitliğiyle enerjiye dönüşür. Bu
hidrojen bombası dediğimiz Termonükleer bombanın çalışma ilkesidir. Güneş teki enerji kaynağı da bir dizi nükleer füzyon olayından kaynaklanmaktadır. Güneş te süregelen füzyon reaksiyonun şematik gösterimi:
ve füzyon reaksiyonu: 2 3 2 H H H H 3 2 H H 2 3 2 H 4 2 He 0 He 2,9MeV Tüm bu proton-proton çevriminin net etkisi dört protonun bir helyuma dönüşmesidir: 4 e H 5,5MeV (İki pozitron hemen iki elektronu bulup yok olurken 2,0 MeV enerji daha açığa çıkarır, böylece toplam enerji 27 MeV olur.) 4 0 2 H 0,4MeV H He 2 e 2 24, 7MeV
İlk aşamada iki hidrojen atomu çekirdeği yani iki proton birleşerek hidrojenin ağır bir formu olan bir proton bir nötrona sahip döteryum ( 2 H) oluştururlar. Döteryumun oluşum sürecinde, protonlardan birisi pozitronunu yani artı yüklü elektronunu kaybederek, yüksüz nötrona dönüşmüştür. Bu pozitron, çekirdeğin çevresinde dolaşan elektronlardan birisiyle birleşerek gamma ışını yayar. İkinci aşamada bir başka proton ilk aşamada oluşan döteryumla birleşir ve hafif helyum olarak bilinen 3 He u oluşturur. Bu reaksiyon sırasında da bir gamma ışını salınımı olur. Daha sonra, iki tane hafif helyum çekirdeği
birleşerek, iki proton ve iki nötrondan oluşan normal 4 He u oluştururlar. Reaksiyondan çıkan iki proton aynı reaksiyonu yeniden başlatmak üzere serbest kalırlar. Reaksiyon sırasında enerjiye dönüşen kütle, helyum çekirdeğinin kütlesinin binde 7 si kadardır. Bu reaksiyonlar sonucu, çekirdeğin 20 milyon Kelvin mertebesinde yüksek sıcaklık meydana gelir. Bu sıcaklıkta madde, atom ve molekül halinde kalamaz. Elektron salan atomlar iyon haline gelirler. İyon ve elektronlardan meydana gelen maddenin dördüncü hali olarak bilinen, çok yüksek sıcaklıktaki bu gaz ortamına Plazma denir.
Güneşin katmanları:
Güneş çekirdeğinden çıkan ısı radyasyonu(ışıması), Güneş yüzeyine yakın bölgelerindeki hidrojen iyonları tarafından soğrulur. Güneşin parlak, beyazımsı görünür diskine ışık küre(fotosfer) denir. İyon tabakası tarafından soğurulan ısı ışık küresi tabakası tarafından yayılır. Işık küre tabakası 6000 K sıcaklıkta devamlı elektromanyetik dalgalar şeklinde enerji yayarlar. Güneş te saniyede 657 milyon ton Hidrojenin, 653 milyon ton Helyum a dönüşmektedir. Bu yolla Güneş yaklaşık 4x0 29 MW güç üretilirken bir günde 50 trilyon hidrojen helyuma dönüştürür. Güneş ten yayılan bu enerji Dünya ya yaklaşık 8,44 dakikada ulaşır.
Güneş, bugünkü gibi ışık yaymasını ileri sürülen bir teoriye göre 5x0 9 yıl daha sürdürülecektir. Sonra dünya yörüngesini aşacak kadar büyüyerek dev bir kırmızı (kırmızı dev) dönüşecektir. Daha sonra ise, dünyadan büyük beyaz bir yıldız (beyaz cüce) haline gelecektir. Daha sonra da tamamen sönerek siyah, soğuk bir cisim haline gelecektir.
Dünya ya ulaşan enerjinin büyük bir bölümü atmosfer tarafından yansıtılırken bir bölümü süzülerek yeryüzüne ulaşır. Yeryüzüne ulaşan güneş ışınları atmosfer alt tabakalarının ısınmasını sağlar. Buna bağlı olarak ısınan atmosfer tabakasında hareket oluşur. Isınan hava molekülleri yükselir. Yükseldikçe soğuyan hava molekülleri alçalır. Hava moleküllerinin hareket etmesiyle oluşan rüzgar ise ısının Dünya ya dağılmasına yardımcı olur. Güneş, Dünya nın aynı bölgesine eşit miktarda ısı gönderdiği halde denizler karalara oranla geç
ısınıp soğumaktadır. Bunun sonucunda denizlerin sıcaklıkları karalara oranla farklılık gösterir. Güneş ten gelen ısı Dünya ya birim alana aynı miktarda ulaşır. Ancak Dünya nın ekseninin 23 o 27 eğik oluşu farklı sıcaklık değerinin ortaya çıkmasını sağlar. Ayrıca Dünya nın kendi etrafında dönüşü, yeryüzündeki jeolojik yapı, denizler, Güneş e olan uzaklık vb. faktörler sıcaklık farkı oluşumuna yardımcı olur.
Güneş'ten yayılan enerji Dünya ya nasıl ulaşır?
Isı geçişi üç farklı biçimde gerçekleştirilebilir:. İletim(kondüksiyon): Bir maddenin, enerjisi daha fazla olan moleküllerinden yakınındaki diğer moleküllere, moleküller arasındaki etkileşim sonucunda enerji geçişidir. İletim katı, sıvı veya gaz ortamlarında gerçekleşebilir. Sıvılarda ve gazlarda iletim, moleküllerin rastgele hareketleri sırasında birbirleriyle çarpışmaları sonucu oluşur. Katılarda ise moleküllerin sabit düzen içindeki titreşimleri ve serbest elektronların hareketleri sonucunda gerçekleşir.
2. Taşınım (konveksiyon): Katı bir yüzeyle onun temas ettiği akışkan bir ortam arasında gerçekleşen ısı geçişidir. İletimin ve akışkan (gaz veya sıvı) hareketinin ortak sonucu olarak gerçekleşir.
3. Işınım(radyasyon): Maddenin atom veya moleküllerinin elektron düzeninde olan değişimler sonucunda yayılan elektromanyetik dalgalar veya fotonlar aracılığıyla gerçekleşen enerji aktarımıdır. İletim ve taşınımdan farklı olarak, ışınımla ısı geçişi cisimler arası boşluk olması durumunda da gerçekleşir. Işınımla ısı geçişi ışık hızında gerçekleşir. Sorunun cevabı: Güneş enerjisinin yeryüzüne ulaşması ışınımla olmaktadır.
Maddenin yapısına yönelik ilk çalışmalar MÖ 460 lı yıllara rastlar. O yıllardan günümüze kadar pek çok bilim insanı atom ve atomun yapısı hakkında birçok çalışma yapılmıştır. Bunun sonucunda atomun yapısına dair farklı modeller geliştirilmiştir.
Yirminci yüzyılın başlarında yapılan deneysel çalışmalar sonucunda, maddenin yapı taşı sayılan atomun daha küçük parçalardan oluştuğu anlaşılmıştır. Alman Fizikçi Otto Hahn ile Avusturyalı Fizikçi Lise Meither çekirdek bölünmesini keşfetmiştir. Fransız Fizikçi Henri Becquerel tarafından keşfedilen nükleer enerji, çekirdek bölünmesi (fisyon) ya da çekirdek kaynaşması (füzyon) reaksiyonlarıyla oluşur. Bunların her ikisi de çekirdek tepkimesidir.
Fisyon: Ağır bir atom çekirdeğine yüksek hızlı parçacık yollanarak çekirdeğin parçalanması olayıdır. 235 236 48 85 92U 0n 92U 57La 35Br 3 0 n enerji
Füzyon: Hafif iki çekirdeğin yüksek sıcaklık ve basınç altında ağır çekirdek oluşturulmasıdır. Bunun sonucunda büyük bir enerji açığa çıkar. Füzyon olayının gerçekleşmesi için 0 8 K gibi yüksek sıcaklığa ihtiyaç duyulur. Fisyon dan farklı olarak, geride bir radyoaktif ürün kalmaz. 2 H 3 H 4 2 He 0 n enerji
Kritik kütle: Bir bölünebilir madde içinde bir zincirleme tepkimeyi sürdürebilmek için gerekli plan en küçük kütle. Nükleer yakıtlar, kritik altı kütlede olacak şekilde saklanır. Fisyon bombası(atom bombası): Kritik altı kütlede bulunan iki maddeyi bir tetikleyici patlama aracılığıyla bir araya getirip, kritik kütlenin üstünde çıkaran bir bomba. Sonuçta oluşan zincirleme tepkime muazzam miktarda bir enerji açığa çıkar.
Füzyon bombası (Hidrojen bombası): Bir döteryum ve trityum karışımında, kontrolsüz çekirdek kaynaşması oluşturan bir bomba. Tetikleyici bir fisyon bombası gerekli olan yüksek sıcaklığı sağlar. Açığa çıkan enerji, aynı büyüklükteki bir fisyon bombasında açığa çıkan enerjiden 30 kat daha büyüktür.
Bir nükleer reaktör, çekirdek tepkimeleri aracılığıyla çok büyük miktarda ısı üretilen bir yapıdır. İki tür reaktör vardır: Fisyon reaktörleri ve füzyon reaktörleri. Ancak, ikincisi şu an hala araştırma aşamasındadır. Günümüzdeki nükleer güç santralleri, bir fisyon reaktörü etrafında kurulur ve her biri, kullanılan yakıtın birim kütlesi başına, diğer bütün güç santrallerinde elde edilen daha büyük miktarda enerji (elektrik) üretilir. kg kömür kg petrol kg uranyum 30 MJ 45 MJ 450 GJ
İlk nükleer reaktör, 942 yılında İtalyan Fizikçi Enrico Fermi tarafından Amerika nın Chicago eyaletinde kurulmuştur. Nükleer enerji santralleri en fazla Amerika da bulunmakla birlikte, gelişmiş ülkelerin birçoğu enerjilerinin büyük bir kısmını nükleer enerjiden karşılamaktadır.
Fisyon Rektörü: Fisyon reaktörünün şematik görünüşü ve güç santrali kompleksi.
Nükleer enerji akla geldiğinde en çok korkulan risklerden biri de nükleer sızıntıdır. Bir reaktörden yayılan ve reaktörün sebep olduğu radyasyon miktarına nükleer sızıntı denir. Sızıntı çevreye büyük zarar verir. Tarihteki nükleer santral kazaları: 967 de İngiltere deki Windscale reaktöründe, 979 da ABD nin Three Mile Island reaktörü, 986 da Ukrayna daki Çernobil reaktöründe, 999 da Japonya daki Tokaimura reaktörü, 20 de Japonya daki Fukuşima reaktörü.