The Sun Is Actually Too Cold to Burn

Bölüm metni

Fifteen million degrees sounds unimaginably hot, yet by the rules of classical physics it is far too cold for two protons to ever touch. By those rules the Sun should not shine at all. It shines because protons slip through a wall they cannot climb over.

1920 yılının Ağustos ayında Galler'in Cardiff kentinde, İngiliz Bilim İlerletme Derneği'nin yıllık toplantısında kürsüye çıkan adam, salondakilerin yıllardır ertelediği bir soruyu ortaya koydu. Arthur Eddington o sırada Cambridge'in en parlak astronomlarından biriydi. Bir yıl önce Güneş tutulması sırasında yıldız ışığının bükülmesini ölçen ekiplerden birini yönetmiş, Einstein'ın genel görelilik kuramını bir gecede dünyaya duyuran adam olmuştu. Şimdi ise çok daha eski bir soruyu soruyordu: Güneş neden hâlâ parlıyor?

Soru masum görünüyor ama 19. yüzyılın sonunda fizikçilerle jeologları karşı karşıya getirmişti. Güneş kömür gibi yansaydı birkaç bin yılda tükenirdi. Kendi ağırlığıyla yavaş yavaş büzülüp ısınıyor olsaydı bile ancak birkaç on milyon yıl dayanabilirdi. Oysa jeologlar kayaların, fosillerin ve aşınmanın çok daha uzun bir zamana işaret ettiğini söylüyordu. Dünya Güneş'ten daha yaşlı olamazdı. Hesaplardan birinin yanlış olması gerekiyordu.

Eddington'ın cevabı cesurdu. Kısa süre önce kimyager Francis Aston, atomların kütlesini o güne kadar görülmemiş bir hassasiyetle ölçmüştü. Bu ölçümlere göre bir helyum çekirdeği, dört hidrojen çekirdeğinin toplamından biraz daha hafifti, aradaki fark yüzde 1'den biraz azdı. Eddington'a göre bu kayıp kütle boşa gitmiyordu. Einstein'ın kütle ile enerjinin aynı şeyin iki yüzü olduğunu söyleyen denklemi doğruysa, Güneş'in derinliklerinde hidrojen helyuma dönüşürken bu küçük fark enerji olarak açığa çıkıyor olmalıydı. Güneş kütlesinin yalnızca küçük bir kısmını bu şekilde harcasa bile milyarlarca yıl boyunca parlayabilirdi. Jeologların istediği zaman birden ortaya çıkmıştı.

Fikir zarifti ama içinde büyük bir sorun vardı ve bu sorun ilk kez tam olarak Eddington'ın kendi hesaplarıyla görünür hâle geldi.

Hidrojen çekirdeği tek bir protondur ve protonlar pozitif yüklüdür. Aynı yüke sahip iki parçacık birbirini iter, yaklaştıkça bu itme de sertleşir. Fizikçiler bu itmeye Coulomb engeli der. İki protonun kaynaşabilmesi için çekirdeklerin içinde işleyen güçlü kuvvetin etkili olduğu mesafeye, yani bir metrenin milyonda birinin milyonda birinden bile küçük bir aralığa kadar yaklaşmaları gerekir. O mesafeye varana kadar ise devasa bir elektriksel duvarı aşmak zorundadırlar.

Eddington yıldızların iç yapısını incelerken Güneş'in merkezindeki sıcaklığı tahmin etmenin bir yolunu buldu. Gazın basıncının, üstteki katmanların ağırlığını taşıması gerekiyordu ve bu denge merkezin ne kadar sıcak olacağını belirliyordu. Bugün bildiğimiz değer yaklaşık 15 milyon derecedir. İnsan ölçeğinde akıl almaz bir sıcaklık bu. Ama protonların ölçeğinde durum başka. 15 milyon derecede bir protonun ortalama hareket enerjisi, Coulomb engelini aşmak için gerekenin yaklaşık binde biri kadardır. Klasik fiziğe göre protonların duvarı düzenli olarak aşabilmesi için Güneş'in merkezinin birkaç milyar derece sıcaklıkta olması gerekirdi. Bu, gerçek değerin yüzlerce katı demek.

Sıcak gazda bütün parçacıklar aynı hızda hareket etmez. Bazıları ortalamadan çok daha hızlıdır. Eddington belki de en hızlı azınlığın işi gördüğünü düşünüyordu. Ama hesap bu ihtimali de neredeyse sıfıra indiriyordu. Engeli aşacak kadar hızlı protonların oranı o kadar küçüktü ki Güneş'in içindeki muazzam sayıda parçacık bile bu açığı kapatamıyordu. Kısacası Güneş, fizik kitaplarının söylediğine bakılırsa, yanamayacak kadar soğuktu.

Eleştirmenler bu noktaya saldırdı. Aralarında İngiliz fizikçi James Jeans'in de bulunduğu bilim insanları, yıldızların hidrojen kaynaştıracak kadar sıcak olmadığını söylüyordu. Eddington geri adım atmadı. 1926'da yayımlanan, yıldızların iç yapısı üzerine yazdığı kitapta bu itiraza bugün hâlâ aktarılan bir cevap verdi. Anlamı kabaca şuydu: Yıldızların bu iş için yeterince sıcak olmadığını söyleyen eleştirmenle tartışmıyoruz, ona daha sıcak bir yer bulmasını söylüyoruz. Bu sözün İngilizcede taşıdığı ima açıktı: Daha sıcak yer, cehennemdi.

Bu iğneli cevabın arkasında bir dayanak vardı. Eddington gözlemlerin hidrojen kaynaşmasını işaret ettiğinden emindi ve hesaptaki eksik parçanın bir gün bulunacağına inanıyordu. Ama 1920'lerin ortasında elinde o eksik parça yoktu. Güneş her gün doğuyordu ve bilinen fizik buna izin vermiyordu. Çözüm astronomiden gelmeyecekti. Atom çekirdeğinin içinde olan bitene bakan yeni ve oldukça tuhaf bir fizik dalından gelecekti.

1928 yazında 24 yaşındaki Sovyet fizikçi George Gamow, Almanya'daki Göttingen Üniversitesi'ne geldi. Burası o yıllarda kuantum mekaniğinin doğduğu merkezlerden biriydi. Gamow'un aklındaki problem ilk bakışta Güneş'le ilgili değildi. Uranyum gibi ağır çekirdeklerin nasıl olup da alfa parçacığı fırlattığını anlamaya çalışıyordu.

Bu da tıpkı Güneş'teki gibi bir duvar bilmecesiydi, yalnızca bu sefer duvar ters yönden aşılıyordu. Alfa parçacığı, iki proton ve iki nötrondan oluşan küçük bir kümedir. Uranyum çekirdeğinin içinde güçlü kuvvetle tutulur ve etrafını Coulomb engelinden bir duvar sarar. Ölçümler gösteriyordu ki uranyumdan kaçan alfa parçacıklarının enerjisi, bu duvarın yüksekliğinin çok altındaydı. Klasik fiziğe göre parçacık o duvarı hiç aşamaz, çekirdeğin içinde sonsuza kadar kalırdı. Ama aşıyordu. Üstelik bazı çekirdekler bunu milyarlarca yılda bir yaparken, bazıları saniyenin milyonda biri içinde yapıyordu.

Gamow'un çözümü, kuantum mekaniğinin parçacıklara bakışından geldi. Bu yeni kurama göre bir parçacık, belli bir noktada duran küçük bir bilye değildir. Nerede bulunabileceğini anlatan bir dalga ile tarif edilir. Bu dalga bir duvara çarptığında hemen sıfırlanmaz. Duvarın içinde hızla zayıflar ama sönmeden önce duvarın öbür tarafına küçük bir kuyruğu sızar. Duvarın ötesinde dalganın sıfır olmaması, parçacığın orada ortaya çıkma olasılığının da sıfır olmadığı anlamına gelir. Yani parçacık, aşmaya yetecek enerjisi olmadan duvarın içinden geçebilir.

Bu olaya kuantum tünelleme denir. Tünel kelimesi biraz yanıltıcı, çünkü ortada kazılmış bir geçit yok. Parçacık duvarın içinde bir yol açmıyor. Sadece duvarın bir tarafında olma ihtimalinden öbür tarafında olma ihtimaline geçiyor. Gündelik hayatta bunu hiç görmememizin sebebi ölçek. Tünelleme olasılığı, parçacığın kütlesi ve duvarın kalınlığı arttıkça baş döndürücü bir hızla düşer. Bir futbol topunun kale direğinin içinden geçmesi için gereken bekleme süresi evrenin yaşını kat kat aşar. Ama alfa parçacığı kadar küçük bir şey ve çekirdek ölçeğinde bir duvar için bu olasılık küçük olsa da gerçek bir sayıdır.

Gamow formülünü kurduğunda alfa bozunmasının neden bu kadar farklı hızlarda gerçekleştiği de açıklandı. Duvarın yüksekliğindeki ya da parçacığın enerjisindeki ufacık farklar, tünelleme olasılığını kat kat değiştiriyordu. Uranyumun milyarlarca yıllık yarı ömrü ile bazı polonyum çekirdeklerinin saniyenin milyonda biri kadar süren ömrü aynı denklemden çıkıyordu. Neredeyse aynı günlerde Amerika'da Ronald Gurney ve Edward Condon da birbirinden bağımsız olarak aynı sonuca ulaştı. Doğa aynı sırrı iki farklı kapıdan iki ayrı ekibe birden açmıştı.

Fikrin Güneş'e yönelmesi uzun sürmedi. Gamow'un hesabı içeriden dışarıya kaçan bir parçacık içindi, ama denklem yön ayırt etmiyordu. Bir alfa parçacığı duvarı içeriden aşabiliyorsa, bir proton da dışarıdan, başka bir protonun duvarını aşarak çekirdeğe sızabilirdi. 1929'da İngiliz astronom Robert Atkinson ile fizikçi Fritz Houtermans, Gamow'un yöntemini yıldızların merkezine uyguladılar. Sonradan sıkça anlatılan bir hikâyeye göre Houtermans, makaleyi bitirdiği günün akşamı bir arkadaşıyla yürürken arkadaşı yıldızların ne kadar güzel parladığını söylemiş. Houtermans da artık onların neden parladığını bildiğini söyleyerek övünmüş.

Atkinson ile Houtermans'ın hesabı, Eddington'ın açmazını çözen o eksik parçaydı. Güneş'in merkezinde hiçbir proton duvarı tırmanacak kadar enerjiye sahip değildi, ama buna gerek de yoktu. Hızlı protonlar duvarın tepesine kadar çıkamasa bile oldukça yükseğe çıkabiliyordu ve geri kalan dar kısmı tünelleyerek geçebiliyordu. Duvarın tepesine yaklaştıkça geçilecek kısım inceliyor, tünelleme olasılığı da hızla artıyordu.

Burada güzel bir denge kurulur. Çok hızlı protonlar tünelleme için daha avantajlıdır ama sayıları o kadar azdır ki toplam katkıları küçük kalır. Yavaş protonlar çok sayıdadır ama onlar için duvar o kadar kalındır ki neredeyse hiç geçemezler. Kaynaşmanın asıl yükünü bu iki uç arasındaki dar bir enerji aralığındaki protonlar taşır. Fizikçiler bu aralığa bugün Gamow tepesi diyor. Güneş'in yandığı yer, istatistikle kuantum mekaniğinin kesiştiği bu dar şerittir.

Eddington haklı çıkmıştı ama bir bakıma kendi beklediği yoldan değil. Daha sıcak bir yere gerek yoktu, ama klasik fiziğin de ötesine geçmek gerekiyordu. Ardından gelen on yıl boyunca nükleer fizik olgunlaştı. 1938 ve 1939'da Alman asıllı Amerikalı fizikçi Hans Bethe, Güneş gibi yıldızlarda hidrojeni helyuma dönüştüren tepkime zincirlerini adım adım ortaya koydu. Güneş'te baskın olan yol, en basit haliyle iki protonun birleşmesiyle başlayan ve sonunda dört protondan bir helyum çekirdeği üreten proton-proton zinciriydi. Bethe bu çalışmasıyla 1967'de Nobel Fizik Ödülü'nü aldı.

Ama zincirin ilk halkasında, tünellemenin bile tek başına açıklayamadığı ikinci bir sürpriz bekliyordu.

İki proton duvarı tünelleyip birbirine değecek kadar yaklaştığında iş bitmiş olmaz. İki protondan oluşan bir çekirdek kararlı değildir, neredeyse anında yeniden dağılır. Kalıcı bir şeyin oluşabilmesi için, o temasın kısacık anında protonlardan birinin nötrona dönüşmesi gerekir. Ancak o zaman bir proton ve bir nötrondan oluşan döteryum, yani ağır hidrojen ortaya çıkar. Bu dönüşüm sırasında bir pozitron ve bir nötrino da dışarı fırlatılır.

Bir protonu nötrona çevirebilen tek şey zayıf nükleer kuvvettir ve adı üstünde, son derece isteksiz çalışır. Tünelleme zaten seyrek bir olaydır. Tünellemenin ardından o kısa temas anında zayıf kuvvetin de devreye girmesi ise neredeyse inanılmaz bir tesadüftür. Sonuç olarak Güneş'in merkezindeki sıradan bir proton, başka bir protonla bu şekilde birleşene kadar ortalama 10 milyar yıl mertebesinde bir süre bekler. Güneş yaklaşık 4.6 milyar yaşında. Yani merkezdeki protonların büyük çoğunluğu, Güneş doğduğundan beri bir kez bile kaynaşmadı.

Güneş'in bu kadar parlak olmasının sebebi, tek bir protonun hızı değil, protonların sayısının çokluğu. Merkezde o kadar çok proton vardır ki son derece nadir gerçekleşen bu olay bile her saniye sayısız kez yaşanır. Güneş her saniye yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma çevirir ve bu sırada 4 milyon tondan fazla kütle doğrudan enerjiye dönüşür. Eddington'ın Cardiff'te sözünü ettiği o küçük kütle farkı, işte bu ölçekte tüm Güneş Sistemi'ni aydınlatıyor.

Bu yavaşlık, ilk duyulduğunda şaşırtan bir sonuca da yol açar. Güneş'in merkezinde birim hacim başına üretilen enerji şaşırtıcı derecede azdır. Merkezin tam ortasında bir metreküplük hacmin ürettiği güç birkaç yüz watt kadardır. Bu kabaca çürümekte olan bir kompost yığınının ya da dinlenmekte olan bir sürüngenin vücut hacmi başına ürettiği ısıya denk düşer. Güneş'i bu kadar güçlü kılan, her bir parçasının çok yoğun yanması değil, merkezinin muazzam büyüklüğüdür. Yavaş ve sabırlı bir ateştir bu.

Bu sabır, bizim varlığımızın da ön koşulu. Protonlar birbirine daha kolay kaynaşsaydı Güneş yakıtını çok daha hızlı tüketir, belki birkaç yüz milyon yılda sönerdi. Dünya'da yaşamın tek hücreli canlılardan karmaşık organizmalara uzanan yolculuğu milyarlarca yıl sürdü. Güneş'in yaklaşık 10 milyar yıllık toplam ömrü, büyük ölçüde zayıf kuvvetin isteksizliğinin bir sonucudur.

Ama bütün bunlar 20. yüzyılın ortasında hâlâ bir hesaptı. Güneş'in merkezini kimse görmemişti. Merkezde üretilen ışık, yoğun gazın içinde sayısız kez soğurulup yeniden yayılarak yüzeye çıkana kadar on binlerce yıl sürebilecek bir yolculuk yapar. Yüzeyden gördüğümüz ışık, merkezde olan bitenin çok eski ve dolaylı bir yankısıdır. Merkezden doğrudan haber getirebilecek tek bir ulak vardı: Zayıf kuvvetin her protonu nötrona çevirdiğinde dışarı fırlattığı nötrino.

Nötrinolar madde ile neredeyse hiç etkileşmez. Güneş'in merkezinden çıktıktan sonra yüzeye ulaşmaları iki saniyeden kısa sürer ve sekiz dakika sonra Dünya'ya varırlar. Şu anda her bir santimetrekare cildinizden saniyede yaklaşık 65 milyar Güneş nötrinosu geçiyor. Gece de geçiyorlar, çünkü Dünya'yı da hiçbir şey yokmuş gibi delip geçerler. Bu onları mükemmel bir ulak yapar ama yakalanmalarını da son derece zorlaştırır.

1960'larda Amerikalı kimyager Raymond Davis, bu ulakları yakalamayı göze aldı. Güney Dakota'daki eski bir altın madeninde, yüzeyin yaklaşık 1500 metre altına, 600 tondan fazla kuru temizleme sıvısıyla dolu dev bir tank yerleştirdi. Bu sıvıdaki klor atomlarından biri, çok nadiren bir nötrinoyu yakaladığında radyoaktif bir argon atomuna dönüşüyordu. Kaya katmanları, yüzeye yağan kozmik ışınları süzüyordu. Davis birkaç haftada bir tankı süzerek içinde biriken birkaç argon atomunu sayıyordu. Yüz binlerce litre sıvının içinden bir avuç atomu çekip çıkarmak, kimyanın sınırlarını zorlayan bir işti.

1968'de ilk sonuçlar geldi ve iki şey birden ortaya çıktı. Birincisi, nötrinolar gerçekten oradaydı. Güneş'in merkezinde nükleer kaynaşma olduğu artık doğrudan gözlenmişti. İkincisi, sayı tutmuyordu. Davis'in yakaladığı nötrinolar, fizikçi John Bahcall'ın Güneş modelinden hesapladığı miktarın yalnızca üçte biri kadardı. Ya Güneş modeli yanlıştı, ya deney, ya da nötrinolar hakkında bilmediğimiz bir şey vardı.

Bu bilmece yaklaşık 30 yıl sürdü ve Güneş nötrino problemi olarak anıldı. Davis deneyini tekrar tekrar sınadı, Bahcall modelini tekrar tekrar gözden geçirdi. İkisi de geri adım atmadı. Sonunda haklı olan ikisi de çıktı. 1990'ların sonunda Japonya'daki dev bir yeraltı su tankı, nötrinoların yolculuk sırasında bir türden başka bir türe dönüşebildiğini gösteren güçlü kanıtlar buldu. 2001 ve 2002'de Kanada'da, bir nikel madeninin 2000 metreden daha derininde, 1000 ton ağır su kullanan Sudbury Nötrino Gözlemevi kesin cevabı verdi. Kanada'daki gözlemevi, nötrinoları türlerinden bağımsız olarak da sayabiliyordu ve toplam sayı Bahcall'ın modeliyle uyuşuyordu. Güneş tam da söylendiği kadar nötrino üretiyordu. Yalnız bu nötrinoların bir kısmı, Dünya'ya ulaşana kadar Davis'in tankının göremediği türlere dönüşüyordu.

Bu sonuç, Güneş'i doğrulamakla kalmadı, parçacık fiziğinin temel kuramını da değiştirdi. Türünü değiştirebilmesi için nötrinonun küçük de olsa bir kütlesi olması gerekiyordu, oysa uzun süre kütlesiz olduğu varsayılmıştı. Davis 2002'de Nobel Fizik Ödülü'nü paylaştı. Nötrino dönüşümlerini gösteren çalışmalar ise 2015'te ayrıca ödüllendirildi.

Davis'in tankı, proton-proton zincirinin ilk ve en temel adımında doğan düşük enerjili nötrinoları göremiyordu. Onun yakaladıkları, zincirin daha ilerisindeki nadir yan dallardan geliyordu. Zincirin en başında, iki protonun tünelleyip zayıf kuvvetle birleştiği o andan gelen nötrinoları doğrudan görmek için 2014'e kadar beklemek gerekti. O yıl İtalya'da, Gran Sasso dağının altındaki laboratuvarda çalışan Borexino adlı dedektör, yani İtalyan dedektörü, bu nötrinoları ölçtüğünü duyurdu.

Bu ölçümün güzel bir sonucu oldu. Bugün Güneş yüzeyinden gelen ışık, merkezde on binlerce yıl önce üretilmiş enerjiyi taşıyor. İtalyan dedektörünün yakaladığı nötrinolar ise merkezden sekiz dakika önce çıkmıştı. Bu iki ölçüm, farklı zamanlardan gelen iki ayrı tanıklık gibiydi ve birbirini tuttu. Güneş'in enerji üretimi, en azından son yüz bin yıl boyunca dikkate değer bir kararlılıkla sürmüştü. Altı yıl sonra aynı dedektör, Bethe'nin öngördüğü ve Güneş'ten daha büyük yıldızlarda baskın olan karbon, azot ve oksijen döngüsünden gelen nötrinoları da ilk kez yakaladı. Bu döngü Güneş'te enerjinin yalnızca yaklaşık yüzde 1'ini üretiyor, ama onun izinin bile ölçülebilmesi, 1930'ların sonundaki kâğıt kalem hesaplarının ne kadar isabetli olduğunu gösterdi.

Bu hikâye bugün Dünya'daki füzyon çalışmalarını da biçimlendiriyor. Bir füzyon reaktörü, Güneş'in lüksüne sahip değil. Milyarlarca yıl bekleyemez, Güneş'in merkezindeki muazzam proton sayısına da sahip değil. Bu yüzden reaktörler, zayıf kuvvetin isteksizliğine takılmamak için sıradan hidrojen yerine, içinde zaten nötron bulunan ağır hidrojen türlerini kullanır. Tünelleme olasılığını artırmak için de yakıtı 100 milyon derecenin üzerine çıkarmaya çalışır. Yani Dünya'daki füzyon, Güneş'in merkezinden yaklaşık on kat daha sıcak olmak zorundadır. Eddington'ın eleştirmenlere önerdiği o daha sıcak yer, sonunda insanların kendi elleriyle kurmaya çalıştığı bir mühendislik hedefine dönüştü.

Güneş ise klasik fiziğin hesaplarına göre hâlâ yanamayacak kadar soğuk. Yine de her saniye, protonların küçük bir kısmı aşamayacakları bir duvarın içinden geçiyor ve milyarlarca yıllık bekleyişin sonunda birbirine kaynaşıyor. Bunu yaptıklarında açığa çıkan küçük kütle farkı, sekiz dakika sonra yüzümüze vuran ışığa dönüşüyor. O anda doğan bir nötrino ise bedenimizin, sonra da gezegenin içinden sessizce geçip gidiyor.

Nöron Science'de bugünkü bölümün sonuna geldik. Yeni bir hikâyede yeniden buluşmak üzere.