Yıldızlardaki stronsiyum bilmecesi: cevap kripton-88'in nötron iştahında
Eski, karbon zengini yıldızlarda modellerin ürettiğinden fazla stronsiyum görünüyordu. Argonne'da ölçülen tek bir nükleer tepkime, açığın büyük bölümünü kapattı.
Bir çekirdeğin ömrü 4,3 saniye. Argonne Ulusal Laboratuvarı'nın CARIBU tesisinde üretilen brom-89 çekirdekleri, dedektörün ortasındaki bir bant üzerine bırakıldıktan sonra bu kadar kısa sürede bozunup kripton-89'a dönüşüyor. Dönüşürken saçtıkları gama ışınları, sekiz parçaya bölünmüş bir sodyum iyodür silindirinin içinde tek tek toplanıyor. Bu titiz sayım işinin amacı, çekirdek fiziğinden çok gökbilimi ilgilendiriyor: evrenin en yaşlı yıldızlarında neden beklenenden fazla stronsiyum bulunduğunu anlamak.
Michigan State Üniversitesi'ndeki Nadir İzotop Demetleri Tesisi'nden (FRIB) Caley M. Harris'in yürüttüğü, ABD, Kanada ve Avrupa'dan 12 kurumun katıldığı çalışma Communications Physics dergisinde yayımlandı. Ekip, yıldız modellerinde yıllardır boşluk bırakan tek bir tepkimeyi — kripton-88'in bir nötron yakalayıp kripton-89'a dönüşmesini — ilk kez deneyle sınırlandırdı. Sonuç, modellerin uzun süredir eksik ürettiği stronsiyum için makul bir çözüm sunuyor.
-
Yemek tarifleri
Malzeme listesi, adım adım yapılış, süre ve porsiyon bilgisiyle. Çorbadan tatlıya kategoriye göre gez ya da aradığını doğrudan ara.
Tariflere bak → -
Nasıl yapılır rehberleri
Telefon ayarlarından resmî işlemlere, hesap güvenliğinden günlük hayattaki küçük sorunlara: numaralı adımlar ve tahmini süreyle anlatılmış rehberler.
Rehberleri gör → -
Program arşivi
Tarayıcılar, güvenlik araçları, ofis ve medya yazılımları. Her kayıtta ne işe yaradığı, sürümü ve indirme bağlantısı.
Programlara göz at → -
Sesli ve görüntülü sohbet
Odalarda grup görüntülü sohbet, birebir sesli arama ve canlı yayın. Tarayıcıdan çalışır — eklenti, uygulama ya da kurulum gerekmez.
Odalara gir →
Neden önemli? Demirden ağır elementlerin yıldızlarda nasıl yapıldığı, 1950'lerden beri astrofiziğin merkezi sorularından biri. Yaşlı yıldızların yüzeyindeki element oranları, o yıldızların doğduğu gazın kimyasını neredeyse dondurulmuş halde saklar; yani erken evrendeki element üretiminin kayıt defteri gibidir. Defteri okumak için ise laboratuvarda ölçülmüş çekirdek tepkimeleri gerekir. Bu ölçüm, defterdeki tutmayan bir satırın nükleer fizikten kaynaklandığını gösteriyor.
Sorun: itriyum ve zirkonyum tamam, stronsiyum eksik
Konu, gökbilimcilerin karbon zengini metal yoksulu (İngilizce kısaltmasıyla CEMP) dediği yıldızlarda ortaya çıkıyor. Gökbilimde “metal” sözcüğü hidrojen ve helyum dışındaki bütün elementleri kapsar; metal yoksulu bir yıldızda demir gibi ağır elementler Güneş'e göre yüzlerce kat az bulunur. Bu yıldızlar galaksinin erken döneminden kalma olduğu için, kendilerinden önceki kuşakların ürettiği malzemenin izini taşıyorlar.
Harris ve ekibinin makalesinde anlattığına göre bu yıldızların bolluk desenini açıklamak için kullanılan modeller itriyum ve zirkonyum için gözlemle çok iyi uyuşuyor, ama hemen yanı başlarındaki stronsiyumu belirgin biçimde az üretiyor. Aynı modelin komşu iki elementi tutturup üçüncüsünü kaçırması, hatanın yıldızın kendisinde değil hesabın girdisinde olduğunu düşündürüyordu. Denissenkov ve arkadaşlarının, ayrıca Martinet ve arkadaşlarının birbirinden bağımsız iki duyarlılık çalışması aynı adresi işaret etti: stronsiyum üretimini en çok etkileyen tepkime kripton-88'in nötron yakalaması.
s, r ve arada kalan i
Demirden ağır elementlerin çoğu, çekirdeklerin nötron yutmasıyla büyümesinden doğar. Klasik tabloda iki yol vardır: yavaş süreç (s), çekirdeğin nötronları seyrek aralıklarla yuttuğu, bozunmaya zaman kalan yol; hızlı süreç (r), nötron yağmurunun çekirdeği bozunmaya fırsat vermeden ağırlaştırdığı yol. 1990'lardaki gözlemler bu iki yolun bazı yıldızları açıklamaya yetmediğini gösterince ara süreç (i) gündeme geldi.
Makaledeki tanıma göre i süreci, nötron yoğunluğu santimetreküpte 10¹³–10¹⁵ aralığında olan ve dakikalar mertebesinde süren koşullara karşılık geliyor — yani s ile r arasında bir yer. Böyle koşullar, hidrojen ve helyum tepkimelerinin aynı taşınım bölgesinde buluştuğu yıldız ortamlarında doğabiliyor. Adaylar arasında ısıl atımlı dev yıldızlar, dev kolunu terk etmiş yıldızlar, komşusundan hızla madde çeken beyaz cüceler ve büyük kütleli yıldızlar var; hangisinin baskın olduğu hâlâ açık.
Ölçülemeyen tepkimeyi dolaylı ölçmek
Kripton-88'in nötron yakalamasını doğrudan ölçmek mümkün değil: bu izotopun yarı ömrü 2,8 saat, yani nötron demetine tutulacak bir hedef hazırlanamıyor. Ekip bunun yerine sonucu tersinden kurdu. Brom-89'un bozunmasıyla tam da ilgilendikleri bileşik çekirdeği, kripton-89'u, yüksek uyarılma enerjilerinde ürettiler ve çekirdeğin gama ışınlarıyla sakinleşmesini izlediler.
Buradan iki büyüklük çıkarılıyor. Birincisi nükleer seviye yoğunluğu: çekirdeğin belirli bir uyarılma enerjisinde kaç ayrı enerji seviyesi sunduğunun ölçüsü, yani gelen nötronun yerleşebileceği basamak sayısı. İkincisi gama ışını güç fonksiyonu: çekirdeğin fazla enerjisini gama ışını olarak yayma eğilimi. Hauser-Feshbach modelinde nötron yakalama kesiti — tepkimenin gerçekleşme olasılığının etkin hedef alanı olarak ifade edilmiş hali — büyük ölçüde bu ikisine ve nötron-çekirdek etkileşmesini tanımlayan optik potansiyele bağlı. Optik potansiyel i süreci için görece iyi biliniyor; belirsizliğin kaynağı diğer ikisiydi. Yöntemin adı β-Oslo; yazarlar analizde, komşu çekirdek kripton-88 için ayrı bir yöntemle ölçülmüş güç fonksiyonunu ölçek referansı olarak kullandılar.
| Ölçülen tepkime | Kripton-88 + nötron → kripton-89 + gama |
|---|---|
| Neden dolaylı | Kripton-88'in yarı ömrü 2,8 saat; doğrudan hedef yapılamıyor |
| Tesis ve demet | Argonne'daki CARIBU; brom-89 demeti (yarı ömür 4,3 saniye) |
| Dedektör | SuN — sekiz parçalı sodyum iyodür toplam soğurma spektrometresi, beta parçacıkları için 32 optik lifli plastik sayaçla eşleşmeli ölçüm |
| Enerji ölçeği | Beta bozunumu Q değeri 8,3 MeV; kripton-89'un nötron ayırma enerjisi 4,9 MeV |
| Eski belirsizlik | Tepkime hızında yaklaşık 8 kat (Denissenkov ve ark., TALYS 1.6 ile) |
| Yeni belirsizlik | Yaklaşık 3 kat; ölçülen hız kütüphane değerinden sistematik olarak düşük |
| Tek bölgeli hesap | 2×10⁸ K, 10⁴ g/cm³, sabit nötron yoğunluğu santimetreküpte 3,16×10¹⁴; 10.000 Monte Carlo koşusu, 1256 tepkime oynatıldı |
| Çok bölgeli hesap | Madde toplayan beyaz cüce modeli “G”, 100 kat artırılmış hidrojen yutulumu, tepe nötron yoğunluğu santimetreküpte 10 üzeri 15,4 |
| Karşılaştırma verisi | JINABase'deki CEMP yıldızları; gözlem belirsizliği yaklaşık 0,5 dex |
Tablodaki değerlerin tamamı Harris ve arkadaşlarının Communications Physics makalesinden. Bir not: “dex” gökbilimde onluk logaritma basamağı demek; 0,5 dex, oranda kabaca üç kat fark anlamına gelir.
Sonuç: tahminlerden düşük bir hız, daha fazla stronsiyum
Deneyin verdiği tepkime hızı, astrofizik hesaplarında yaygın kullanılan REACLIB kütüphanesinin önerdiği değerden sistematik olarak düşük çıktı. Kulağa ters gelse de stronsiyum için iyi haber bu. İzotop zincirinin mantığı şöyle: kripton-88 nötron yutmakta yavaşsa, elinde bozunmaya daha çok zaman kalır ve kütle numarası 88'deki bozunma zinciri rubidyum üzerinden doğrudan kararlı stronsiyum-88'e çıkar. Ekip yeni hızı hesaplara koyduğunda, tek bölgeli modellerde stronsiyum/itriyum oranı gözlemlerin bulunduğu bölgeye kaydı; uyuşma, santimetreküpte 10¹⁴–10¹⁵ nötron aralığında en iyiydi.
Michigan State'in bülteninde FRIB ve fizik-astronomi bölümü profesörü Artemis Spyrou sonucu şöyle özetliyor: “Görünüşe göre evrendeki element bolluklarını açıklamak, önce düşünüldüğünden biraz daha karmaşık.” Modelleme tarafındaki Victoria Üniversitesi profesörü Falk Herwig aynı bültende, “Modellerimiz stronsiyum açığının ardındaki kilit bilinmeyen olarak kripton-88'deki nötron yakalamayı işaret etmişti” diyor ve topu kendine atıyor: “Bu tepkime hızını artık bildiğimize göre, sıradaki adım yine bize, modelcilere düşüyor.”
Bulgunun sınırı nerede
Yazarların kendi uyarıları bu noktada önemli. Tek bölgeli modeller, nötron yoğunluğunu sabit tutarak nükleer girdinin etkisini yalıtmaya yarayan basitleştirmeler; makalede de mutlak bollukları güvenilir biçimde vermedikleri belirtiliyor. Daha gerçekçi çok bölgeli hesapta ise yeni hızın etkisi aynı yönde ama daha ılımlı kaldı. Nedeni, çok bölgeli modelde nötron yoğunluğunun tepe değerinin yalnızca helyum bölgesinin tabanında görülmesi; kütleye göre ortalaması çok daha düşük.
Belirsizlik de sıfırlanmadı: tepkime hızında yaklaşık üç katlık bir aralık sürüyor, hesaplardaki kalan saçılmanın bir bölümü başka tepkimelerin belirsizliğinden geliyor ve karşılaştırılan yıldız gözlemlerinin kendi hata payı 0,5 dex civarında. Üstelik yazarlar, kullandıkları gözlem kümesindeki CEMP alt sınıflarının ayrım ölçütlerinin kaba olduğunu, sınıfların birbirine karıştığını açıkça yazıyor. ATLAS'ın bilim işleri yöneticisi Guy Savard'ın bültendeki değerlendirmesi de yöntemin gücüne dair: SuN gibi bir cihazla ATLAS'ın sağladığı yüksek saflıktaki demetlerin birleşmesi, nükleosentez süreçlerine yeni bir pencere açıyor.
Sıradaki soru artık laboratuvarda değil, hesap tarafında. Eğer nükleer girdinin en büyük belirsizliği kapandıysa, kalan farkı ne kapatacak: i sürecinin beklenenden erken sona ermesi mi, yıldız modelindeki taşınım ve hidrojen yutulumu ayarları mı, yoksa henüz ölçülmemiş başka bir nötron yakalama mı? Makalenin kapanış önerisi de bu: aynı kütle bölgesi için modelleri güncel astrofizik araçlarla yeniden koşturmak.
Fotoğraf: ESO, CC BY 4.0, Wikimedia Commons
