NÜKLEER ENERJİ GÜNEŞİ NASIL GÜÇLENDİRİR?
Nükleer enerjinin güneşi güçlendirdiğine karar vermek kolaydır. Ancak, bu işlemin nasıl gerçekleştiğini düşünmek pek de kolay olamaz. Ondan önce soralım: Nükleer enerji nereden gelmektedir?
1911 yılında İngiliz fizikçisi Ernst Rutherford (1831-1937) ince altın tabakalarına enerji dolu radyoaktif ışınım bombardımanı uygularken sanki arada hiçbir engel yokmuş gibi ışınımın büyük bölümünün altın tabakadan geçtiğini ve küçük bir kesiminin ise tabakadan sektiğini gözlemledi. Bilim adamı, buradan
atomun hiçbir özelliği bulunmayan bir top değil, belli yapıdak bir şey olduğunu düşündü. Atomun merkezinde onun yüz binde biri büyüklüğünde bir atom çekirdeği bulunuyordu. Atomun hemen hemen tüm kütlesi merkezindeydi. Ve çekirdeğin çevresinde, yukarda değindiğim gibi bir ya da birden çok sayıda pek hafif kütleli elektron bulunuyordu. Radyoaktif ışınımda orada yokmuş gibi bir yana itilseler de, atomun hacminin büyük kesimini elektronlar oluşturuyordu.
Sıradan kimyasal tepkimeler (Sözgelişi, kümürün yamşı ya da TNT veya nitrogliserin gibi maddelerin patlayışı) dıştaki elektronların bir atomdan ötekine yer değiştirmesinin sonucudur. Böyle yer değiştirmeler, daha az enerji içeriği olan molekülleri meydana getirme eğilimindedir. (Tepeden aşağı yuvarlanan toplarda, daha aşağıda olanın yukarda bulunan topa göre az enerji içermesi olayı gibi). Bir kimyasal tepkime meydana gelir ve fazla enerjili madde az enerjili ürün haline dönerken onda kalan fazla enerji ışık, ısı ya da patlama gücü şeklinde görülür.
Atom çekirdeği aynı zamanda diğer küçük parçacıklardan meydana gelir. Bu parçacıklara proton ve nötron denilmektedir. Onlar da, eneıjileri azalırken kendilerini yeniden düzenleyecek yapıdadır. Burada açığa çıkan fazla enerji ışınımı (radyasyonu) ısı ya da benzeri şekillerde görülür.
Yeryüzünde nükleer tepkimeler, kimyasal tepkimelere göre daha seyrektir. Ve onların başlatılması, durdurulması ya da değiştirilmesi daha güçtür. İşte bu yüzden 1800’li yılların sonlarına kadar dikkati çekmediler. Durum özellikle doğrudur. Çünkü, radyoaktivite ile bağıntılı olarak gerçekleşen doğal nükleer tepkimeler öyle yavaş gelişir ki, belli zaman diliminde ortaya çıkan enerji toplamı dikkati çekmeyecek kadar az olur.
Belirli tutardaki maddenin nükleer tepkimesi sonucu ortaya çıkan enerji toplamı, aynı tutardaki maddenin kimyasal tepkimesi sonucu ortaya çıkan enerji ile kıyas edilemeyecek kadar dev
büyüklüktedir. Bu nedenle, kimyasal tepkimeler ve güneşin ağır ağır büzülmesi sonucu oluşan kinetik enerjinin bulunmasına karşın, bunlar güneşin ömür boyu ayakta durmasına yeterli olamazdı. Burada yalmzca işin içine hangi tepkimelerin karıştığı bilim adamları tarafından bilinse, onlar bu işi nükleer enerjinin yaptığını görebilirlerdi.
Dünya üzerinde uranyum ve toryum atomları ile ilgili olarak kendiliğinden nükleer tepkimeler meydana gelmektedir. Radyoaktif bölünme sırasında bu atomların parçaları yontulur ve ortaya enerjinin çıktığı Fisyoıı diye bilinen bu işlemde uranyum ve toryum atomları aşağı yukarı ikiye bölünürken kimyasal tepkimelere göre daha çok enerji meydana gelir. Ancak bu kadar enerji tutarı bile, özellikle güneş yalnızca bu ağır atomların varlığım gösteren küçük oranda izleri taşıdığından, güneşi güçlendirmeye yeterli olamaz.
Oysa ki, orta büyüklükteki atomları güneşte en az enerjiyi içerirler. Sıradan radyoaktivite ya da fisyon işleminde büyük atomlar küçüklere bölünürken atomlar “yokuş aşağı” kayarmış gibi olur ve enerji ortaya çıkarırlar. Aynı durum çok küçük olan atomlar daha büyük atomları oluşturmak üzere birleştiğinde de gerçekleşir. En küçük olan hidrojen atomlarının araya gelip ikinci küçük atom olan helyumu oluşturmak üzere füzyon işlemiyle birleştiklerini düşünelim. Bu durumda belirli ağırlıkta hidrojen atomu tarafından füzyon işleminde oluşturulan enerji, aym tutarda uranyumun fisyon olayıyla bölünmesinde ortaya çıkan enerjiden çok daha fazla olacaktır.
Günümüzde güneşin ağırlık yönünden dörtte üçünün hidrojen ve dörtte birinin de helyum olduğu bilindiğine göre, güneşin enerjisinin hidrojen füzyonu sonucu olayıyla meydana geldiğini ve daha milyarlarca yıl sürecek kadar hidrojenin güneşte bulunduğunu düşünmemiz için bizi teşvik eden pek çok neden bulunmaktadır.
Ancak, olayda bir de bityeniği vardır. Ağır atomların çekirdeği oldukça kararsızdır. Sanki onlar bir bayırın kenarında duruyor gibidirler. Bu yüzden bazen ufak bir itiş olsa ya da olmasa onlar yokuştan aşağı kayacakmış gibi olur. İşte bu nedenle fisyon olayımn uygun koşullar altında başlaması kolaydır. Öte yandan, hidrojen atomları çekirdekleri birbirinin çok yakınına gelmedikçe birleşmek üzere doğal eğilim göstermezler. Ve bu durum sıradan koşullarda gerçekleşmez. Çünkü her hidrojen çekirdeğinin dışında tampon rolü oynayan bir elektron bulunur. İki hidrojen atomu birbirine çarpınca dış atomları yüzünden birbirlerinden seker ve atomların merkezindeki iki çekirdek, bir daha birbirinin yakımna gelmezler.
Ancak bu durum dünya koşullan altındaki tek doğal olan eğilimdir. Güneşin merkezinde sıcaklıklar o denli yüksektir ki, hidrojenin atomları çözülür ve hidrojen çekirdeği kendi başma buyruk olarak uçmaya başlar. Hidrojen çekirdeği üzerindeki atmosferik basınç da o denli dev orandadır ki, çekirdekler birbirinin üzerine itilirler. Ve yüksek sıcaklıkta bulunan ortam nedeniyle dünyadakine göre çekirdekler o kadar fazla hızla hareket ederler ki, sonuçta birbirlerine korkunç bir güçle çarparlar. Ve füzyon olayı meydana gelir.
Alman Amerikalı fizikçi Hans Albrecht Bethe (1906) bir laboratuvarda yapılabilecek nükleer tepkimeleri inceleyerek ve güneşin içinde gerçekleştirilebilecek sıcaklık ile basınçları hesaplayarak hidrojen füzyonu işlemi üzerinde çalıştı. 1938 yılına gelindiğinde Bethe, güneşin güçlendirilmesine yeterli olabilecek nükleer tepkime düzenini tasarlamış bulunuyordu. O günden bu yana, Bethe’nin kuramı bu konuda temel olarak benimsenmektedir. Böylece ilk kez Helmholtz tarafından sorulmuş olan soru, yaklaşık yüz yıl soma yanıtlandırılmış olmaktadır.