Nükleer Astrofizikte Reaksiyonların ve Reaksiyon Mekanizmalarının otomatik Formüllendirilmesi
Şakir Kocabaş (uckoca@itu.edu.tr)
Uzay Mühendisliği BölümüİTÜ, 80626 Maslak, İstanbul
Özet
Bu çalışmamızda, nükleer astrofizikte çekirdek reaksiyonlarının ve mekanizmalarının otomatik olarak formüle edilmesi için geliştirdiğimiz ASTRA programının yeni sonuçlarını incelemekteyiz. Program, elementlerin geçerli füzyon ve bozunma reaksiyonlarını kuantum teorisi bilgilerinden formüle edebilmekte ve bu reaksiyonlardan da bütün mümkün reaksiyon zincirlerini kurabilmektedir. ASTRA daha önceki uygulamalarında hidrojenden oksijene kadar elementlerin ve izotoplarının reaksiyonlarını formüle etmiş ve proton, elektron ve nötron yakalama ile ilgili yeni reaksiyonlar ve hidrojen yanmasıyla ilgili yeni reaksiyon zincirlerini bulmuştu. Son olarak sistemin bilgi tabanına oksijenden kükürte kadar elementlerle ilgili bilgileri ekledik. ASTRA’nın bu yeni bilgiler üzerindeki uygulamaları, fluor, neon, sodyum, magnezyum, aluminyum, silisyum ve kükürt gibi elementlerin - bazılarını astrofizik metinlerinde görmediğimiz - reaksiyonlarını ve mekanizmalarını formüle etmiştir. Program aynı zamanda karbon, azot ve oksijen yanması reaksiyonlarının tam bir serisini de çıkartmıştır, ki bunların astrofizikçilerin ilgisini çekeceğini düşünüyoruz.
1 Giriş
Kimyasal ve nükleer proseslerin bilgisayarla formüle edilmesi son yıllarda bilgisayar destekli bilimsel buluşlar alanında faal bir araştırma konusu haline gelmiştir. Bu tür çalışmalardan ilk örnek Hendrickson’un (1995) SYNGEN programıdır. Bu program, başlangıç ve ara kademe bileşiklerinden bazı organik bileşiklerin sentezini kurabilmektedir. İkincisi, Valdes-Perez’in (1995) MECHEM sistemidir. Bu sistem katalitik kimyada yeni reaksiyon yolları bulmuştur (bakınız, Zeigarnik ve diğerleri, 1997). Üçüncüsü, Kocabaş ve Langley (1998; 2000) tarafından geliştirilmiş olan ASTRA sistemidir. Bu sistem ise, nükleer astrofizikte yeni reaksiyonlar ve reaksiyon yolları bulmuştur. Sistem, çeşitli füzyon reaksiyonlarını, elementlerin nükleosentezlerini ve yıldızlardaki bolluk oranlarını açıklamada bilim adamlarına yardımcı bir program olarak geliştirilmiştir.
ASTRA’nı önceki sistemlerden başlıca farkı astrofizik çalışmaları için geliştirilmiş olması ve elementlerin temel reaksiyonlarını kuantum fiziğinin bazı kurallarının kullanarak formüle edebilmesidir. Program bu açıdan, parçacık fiziğinde teori yenilemeyi modellendiren BR-4 (Kocabaş ve Langley, 1995) ve BR-3 (Kocabaş, 1991) sistemlerinin devamıdır. BR-3 ise klasik kimyada kalitatif buluşları modellendiren STAHL (Zytkow ve Simon, 1986) ve STAHLp (Rose ve Langley, 1986) sistemlerinin bazı tekniklerini kullanmaktadır.
ASTRA sisteminin yapısı ve özellikleri daha önceki yayınlarımızda anlatıldığı için (bakınız, Kocabaş ve Langley, 1998; 1999) burada sadece sistemin bulduğu yeni sonuçlar ve sistemin astrofizikte bir araştırma aracı olarak kullanılabilirliği üzerinde durulacaktır.
2 Uygulama Alanı: Nükleer Astrofizik
Nükleer astrofizik başlıca, yıldızlarda bir dizi füzyon ve bozunma reaksiyon süreçleri içinde, hidrojen (H) ve helyumdan (4He), daha ağır elementler olan karbon (12C), azot (14N) ve oksijen (16O) gibi elementlerin oluşumunu inceleyen bir bilim alanıdır. Oksijenden (16O) demire (56Fe) kadar ve daha ağır elementlerin yer aldığı süreçler de bu araştırma alanının önemli konularındandır.
Mevcut astrofizik teorileri yıldızların, kozmik bulut ve hidrojen gazının yoğunlaşmasıyla oluşumundan sonra hayatlarında birkaç safhadan geçtiklerini söylemektedir. Bu safhalardan ilki “hidrojen yanması”dır. Bu safhadaki bir yıldız, hidrojenin helyuma dönüştüğü bir dizi eksotermik füzyon reaksiyonundan ortaya çıkan enerjiyi etrafına yayar. Astrofizikçiler yıldızlarda hidrojen yanmasını açıklamak için birkaç değişik mekanizma önermişlerdir (Audouze & Vauclair, 1980, s. 52; Williams, 1991, s. 351). Daha sonraki safhalarda ise, yıldızın büyüklüğüne bağlı olarak helyum yanması, karbon yanması, azot ve oksijen yanması gibi reaksiyon süreçleri söz konusudur.
Astrofizikçiler çekirdek sentezlerini açıklamak için, yıldızın kütlesi, sıcaklığı, yoğunluğu ve içindeki elementlerin dağılımı hakkında bazı kabullerin yapıldığı, ısı dengesi halindeki bir yıldız modeli seçerler. Daha sonra da kuantum fiziğindeki bazı kısıtları kullanarak, seçilen modeldeki elementlerin çekirdek reaksiyonlarını fomüllendirirler. Ayrıca, reaksiyon tesir kesitleri ve reaksiyona giren element konsantrasyonları hakkındaki deneysel ve teorik bilgileri kullanarak bu reaksiyonların hızlarını hesaplarlar. Teorik olarak, az sayıda değişik elementin bulunduğu bir ortamda bile birçok mümkün reaksiyon ve çok daha fazla sayıda reaksiyon yolu formüle edilebilir. Astrofizikçiler bu zorluğu, daha az muhtemel reaksiyonları bırakıp, dikkatlerini hızları yüksek reaksiyonlar üzerinde toplayarak aşarlar.
ASTRA sistemi (Kocabaş & Langley, 1998; 1999; 2000) ile daha önce yaptığımız çalışmalarda, programın sonuçlarını astrofizikteki birkaç araştırma konusunu inceledik. Bunlar: 1) Hidrojen yanması süreçleri, 2) Helyum yanması süreçleri, 3) Karbon, azot ve oksijen gibi daha ağır elementlerin oluşumu ve diğer bazı füzyon zincirleri, 4) Bu süreçlerde nötronların rolü, 5) Hafif elementlerin bolluk oranlarındaki dengesizlik.
ASTRA’nın sonuçlarını değerlendirirken nükleer astrofizikle ilgili incelediğimiz kitaplardan bazıları şunlardır: Audouze & Vauclair (1980); Clayton (1983); Fowler (1986); Fowler, et al., 1967; Fowler et al., 1975; Harris & Fowler, et al., 1983; Cujec & Fowler, 1980; Kippenhahn & Weigert (1994); Lang (1974); Williams (1991); and Adelberger, E.G., et al. (1998). Ayrıca, sistemin sonuçlarını konunun uzmanı astrofizikçilerle de tartıştık.
Bir sonraki bölümde ASTRA girdileri, çıktıları ve operasyonları açısından anlatılmaktadır. Bölüm 4’te ASTRA’nın sonuçları anlatılmakta ve Bölüm 5’te bu sonuçlar değerlendirilmektedir. Makale, sonuçların bir özetiyle son bulmaktadır.
3 ASTRA Sistemi
Sistemin nükleer astrofiziğe uygulamalarından ve daha önceki ve yeni sonuçlarından önce ASTRA’yı girdileri, çıktıları ve operasyonları açısından kısaca anlatacağız. Sistemle ilgili daha ayrıntılı bilgi Kocabaş ve Langley (1998)’de bulunmaktadır. Program iki kademe halinde çalışmaktadır: Birincisinde teorik olarak mümkün bütün reaksiyonları formüle etmekte, ikincisinde ise elementlerin çekirdek sentezleri için proses açıklamaları olarak reaksiyon zincirlerini kurmaktadır.
3.1 Reaksiyonların Formüle edilmesi
ASTRA’nın bilgi tabanı bir dizi parçacık, element ve bunların izotoplarıyla ilgili bilgileri ihtiva eder. Sistemin son versiyonunda böyle 68 entite bulunmaktadır. Her bir entite için beş kuantum özelliği verilmektedir: Durgun kütle (MeV/c2 olarak), elektrik yükü, spin, lepton ve baryon sayısı. ASTRA, aynı zamanda parçacıklar, elementler ve izotoplar arasında vuku bulan reaksiyonlarda geçerli olan kuantum değerlerinin sakınım kurallarıyla ilgili teorik bilgiye de sahiptir. Tipik olarak, yıldızlardaki çekirdek sentezlerinde eksotermik reaksiyonlar baş rolü oynar, fakat program daha ayrıntılı çalışmalara yardımcı olmak için istenen enerji bandındaki reaksiyonları da formüle edebilmektedir.
Bu bilgiler üzerinde ASTRA sistematik bir şekilde elementler arasında sakınım kurallarını sağlayan bütün çarpışma ve bozunma reaksiyonlarını formüle eder ve bu reaksiyonlarda çıkan enerjiyi (reaksiyonların Q-değerlerini) mega elektron volt (MeV) cinsinden hesaplar. Program tarafından verilen reaksiyonlar şu formdadır: Rm -> Pn , m = 1,2,3; n = 1,2,3 ki burada Rm ve Pn sırasıyla, reaksiyona giren ve reaksiyon sonucu çıkan element kümeleri, m ve n ise bu kümelerdeki element sayısıdır. (Burada m=1 için bozunma; m=2 ve m=3 için ise ikili ve üçlü çarpışma reaksiyonlarını göstermektedir.) Programın formüle ettiği hidrojenden oksijene kadar elementlerin reaksiyonlarından örnekler Kocabaş & Langley (1998)’de bulunmaktadır.
Burada ise ASTRA’nın, hidrojenden kükürte kadar elementler, bunların izotopları ve elektron, proton, nötron ve nötrino gibi parçacıklar ve bunların anti parçacıkları olmak üzere toplam 68 entite hakkındaki bilgiler verildiğinde çıkarttığı sonuçlar ele alınacaktır. Sistem bunlardan 600’den fazla sayıda reaksiyon formüle etmiştir. Bunların bir kısmı birbirinden çok az farklı olduğu için çıkartılmış ve geriye 472 reaksiyon kalmıştır, ki bunların 344’ü füzyon, 28’i de bozunma reaksiyonlarıdır.
3.2 Reaksiyon Zincirlerinin Oluşturulması
Reaksiyon zincirlerini kurmak için ASTRA’nın ikinci kısmı, birinci kısım tarafından formüle edilen reaksiyonları, sentezi istenen bir E elementinin adını ve başlangıç elementini (mesela hidrojen veya helyum) girdi olarak alır. Program, E elementinden başlangıç elementlerine kadar bütün reaksiyon zincirlerini kurar. ASTRA’nın reaksiyon zincirlerini nasıl kurduğu (Kocabaş & Langley, 1998)’de ayrıntılı olarak anlatılmıştır.
Program çok sayıda reaksiyon zincirleri oluşturur, fakat bunların çoğu reaksiyon hızlarının düşük olması dolayısıyla fizikçiler tarafından dikkate alınmayan reaksiyonlardır. Ancak, bir araştırma yardımcı aracı olarak ASTRA astrofizikçilere kendi araştırma alanlarında tam ve eksiksiz bir analiz yapabilmelerini sağlayacak bütün mümkün reaksiyon mekanizmalarını vermektedir.
4 ASTRA’nın Yeni Sonuçları
Bu bölümde ASTRA ile yaptığımız ve oksijen, fluor, neon, sodyum, magnezyum, alüminyum, silisyum ve fosfor gibi daha ağır elementlerin yer aldığı hidrojen yanması reaksiyonları üzerine yaptığımız yeni çalışma sonuçlarını veriyoruz. Önce, yıldızlardaki çekirdek sentezlerinde önemli rol oynadıkları kabul edilen üç reaksiyon sınıfı - proton, elektron ve nötron yakalama - ile başlıyoruz. Daha sonra, daha ağır elementlerin oluşumunu açıklayan helyum, karbon, azot ve oksijen yanması reaksiyonlarına geçiyoruz.
4.1 Proton, Elektron ve Nötron Yakalama
Elementlerin yıldız sistemlerinde sentezlenmesiyle ilgili üç temel proses proton, elektron ve nötron yakalamadır ki, element çekirdeği bunlarla reaksiyona girerek daha ağır elementleri veya izotopları meydana getirir.
Proton yalakama önemli bir eksotermik (ısı veren) reaksiyon sınıfını meydana getirir. Astrofizik yayınlarında hidrojenden oksijene (16O) kadar 33, oksijenden kükürte (32S) kadar da 20 proton yakalama reaksiyonu tesbit ettik (bakınız: Fowler, et al 1967; 1975; 1983).
ASTRA’nın birinci kısmı hidrojenden kükürte (32S) kadar, helyum (4He) hariç olmak üzere bütün elementlerin eksotermik proton yakalama reaksiyonuna girdiğini öngörmektedir. Program hidrojenden oksijene kadar 46 proton yakalama reaksiyonu vemiştir ki bunlar incelediğimiz astrofizik literatüründeki 33 reaksiyonun hepsini de içermektedir. Program ayrıca, oksijenden (16O) kükürte (32S) kadar literatürdeki 20 reaksiyon dahil 72 proton yakalama reaksiyonu bulmuştur.
Elektron yakalama reaksiyonlarında bir elektron, atom çekirdeği tarafından tutulur. Bilindiği gibi bu reaksiyon o çekirdeği daha küçük bir atom numarasına sahip bir izotop haline dönüştürür. ASTRA’nın birinci kısmı hidrojenden oksijene kadar 6 elektron yakalama reaksiyonu vermektedir ki bunlardan sadece biri astrofizik metinlerinde yer almaktadır. Program ayrıca oksijenden kükürte kadar 8 elektron yakalama reaksiyonu bulmuştur. Bunların hicbiri incelediğimiz astrofizik metinlerinde yer almamaktadır.
Nötron yakalamada bir element çekirdeği bir nötronla birleştiğinde o elementin daha ağır bir izotopunu meydana getirir. Literatürde hidrojenden oksijene kadar 17 nötron yakalama reaksiyonu görünmektedir, ASTRA aynı elementler için teorik olarak mümkün bu tür 59 reaksiyon bulmuştur. Bu reaksiyonlardan bazıları (Kocabaş & Langley, 1998)’de verilmiştir. Programın son versiyonu oksijenden kükürte kadar elementler için 76 nötron yakalama reaksiyonu vermektedir ki bunların hiçbiri incelediğimiz astrofizik yayınlarında görünmemektedir.
4.2 Hyrogen Yanması Süreçleri
Ana Kol yıldızlarında hidrojen atomları, “hidrojen yanması” adı verilen bir dizi çekirdek reaksiyon zinciri içinde helyuma dönüşmektedir. Bu prosesler bu sınıftaki yıldızların ana enerji kaynağıdır. Hidrojen yanmasıyla astrofizik metinlerinde verilen (örn. Audouze & Vauclair, 1980, s. 52; Williams, 1991, s. 351) standart proseslere proton-proton zincirleri veya kısacapp-zincirleri denilmektedir. Öteki hidrojen yanması reaksiyonlarında karbon, azot ve oksijen gibi daha ağır elementler rol alır, bunlar ise CNO-zincirleri olarak adlandırılmaktadır.
ASTRA’dan, hirdrojenden helyuma giden reaksiyon zincirlerini çıkartması istenildiğinde program CNO zincirleri de dahil bilinen bütün reaksiyon zincirlerini çıkarmaktadır. Ancak ASTRA, CNO zincirinin 13N’ün elektron yakalaması üzerinden geçerli bir alternatifini de bulmuştur (bakınız: Kocabaş & Langley, 1998).
Daha sonraki çalışmalarımızda ASTRA’yı oksijenden daha ağır elementlerin yer aldığı hidrojen yanması reaksiyonları ile çalıştırdık. Bu tür reaksiyonların güneşten daha büyük yıldızlarda vuku bulduğu kabul edilmektedir. Programın, fluor, neon, sodyum, magnezyum, silisyum, fosfor ve kükürt gibi elementlerin yer aldığı hidrojen yanması zincirlerinden bazıları şunlardır:
H + 16O -> 17O + nu
H + 17O-> 18F
H + 18F -> 19Ne
19Ne + e -> 19F + e + nu (e-yakalama)
H + 19F -> 16O + 4He
------------------------------
Toplam: 4 H -> 4He + 2 nu
H + 23Na -> 24Mg
H + 24Mg -> 25Mg + nu
H + 25Mg -> 26Al
H + 26Al -> 27Si
27Si + e -> 27Al + e + nu
H + 27Al -> 24Mg + 4He
---------------------------------
H + 28Si -> 29Si + nu
H + 29Si -> 30P
H + 30P -> 31S
31S -> 31P + nu
H + 31P -> 28Si + 4He
----------------------------
ASTRA bu alandaki araştırıcıların incelemesi için tam bir çerçeve sunmak üzere bu reaksiyonların birçok alternatifini de vermektedir.
4.3 Helyum Yanması Prosesleri
Astrofizikte en çok ilgi çeken konulardan biri de karbon ve oksijenin orijini ve diğer elementlere göre bolluk oranlarıdır. Bunların oluşumu için öne sürülen standart mekanizma (örn. Fowler, 1986, s. 5-6) helyum çekirdeklerinin birleşerek karbon ve oksijeni oluşturmasıdır. ASTRA’nın önceki versiyonu, 12C’ye gidenson adımı farklı 24 ayrı mekanizma bulmuştur. Bunlar arasında nötron yakalamaya dayanan
n + 8Be --> 9Be
4He + 9Be --> 12C + n ,
reaksiyonları da bulunmaktadır. Konuştuğumuz nükleer astrofizikçiler bu süreçlerin, fazla miktarda nötron çıkartan patlamalı yıldızlarda öne geçebileceğini söylemişlerdir. ASTRA’nın karbon ve oksijen çekirdek sentezlerini ve bunlarla ilgili helyum yanması süreçlerini başka bir çalışmamızda tafsilatlı olarak anlatmıştık (bakınız: Kocabaş & Langley, 1998; Kocabaş & Langley, 2000). Şimdi programın bu konuyla ilgili yeni sonuçlarına geçiyoruz.
ASTRA helyum yanması için oksijenden silisyuma kadar literatürdeki 16 reaksiyon da dahil olmak üzere 24 reaksiyon bulmuştur. Bunlardan bazıları şöyledir:
4He + 16O -> 20Ne + 5.16
4He + 20Ne -> 24Mg + 9.3
4He + 23Na -> 27Al + 10.2
4He + 24Mg -> 28Si + 10.1
4He + 28Si -> 32S + 6.9
ki burada sağda verilen rakamlar MeV cinsinden reaksiyonda açığa çıkan enerji miktarını göstermektedir.
ASTRA tarafından bulunan helyum yanması reaksiyonları, CRC Handbook’ta verilen (Weast & Astle, 1981) oksijenden kükürte kadar elementlerin kendi izotopları arasındaki bolluk oranları ile karşılaştırıldığında çok dikkat çekici bir sonuç ortaya çıkmaktadır: Güneş sistemindeki fluor, neon, sodyum, magnezyum, silisyum ve fosfor elementleri nötron yakalama ile değil, helyum yanması süreçlerinde meydana gelmiş olmalıdır. Çünkü bu elementlerin dayanıklı izotoplarının bolluk oranları, bu serideki elementlerin en hafifinden başlayan adımlarda alfa yakalama (helyum yanması) süreci ile bir parallellik meydana getirmektedir. Bu konunun daha dikkatli bir şekilde incelemeye değer olduğu sonucuna vardık.
4.4 Karbon, Azot ve Oksijen Yanması
Karbon yanması, bir yıldızda helyum yanması safhasından sonra meydana gelebilir. ASTRA, sonuçta neon, sodyum ve magnezyum meydana getiren dört karbon yanması reaksiyonu bulmuştur. Bunlardan üçü şöyledir:
12C + 12C -> 24Mg + 14.4
12C + 12C -> H + 23Na + 2.72
12C + 12C -> 4He + 20Ne + 5.1
Azot yanmasında ise iki azot atomu birleşerek oksijenden sisliyuma kadar değişen elementler meydana getirir. ASTRA azot yanmasıyla ilgili 10 reaksiyon bulmuştur. Bunlardan ikisi şöyledir:
14N + 14N -> 28Si + 27.82
14N + 14N -> 12C + 16O + 10.46
Son olarak ASTRA, oksijen yanması için 6 reaksiyon bulmuştur ki bunlarda magnezyum, silisyum, fosfor ve kükürt meydana gelmektedir. Bu reaksiyonlardan üçü şöyledir:
16O + 16O -> 32S + 17.12
16O + 16O -> n + 31S + 2.05
16O + 16O -> 8Be + 24Mg + 0.02
Karbon, azot ve oksijen yanması, bu proseslerin başlaması için fazla enerji gerektirdiğinden ancak büyük yıldızlarda meydana gelir. İncelediğimiz astrofizik metinleri bu reaksiyonlardan sadece birkaçından ( 12C + 12C -> 24Mg, 14N + 14N -> 28Si, ve 16O + 16O -> 32S), bahsetmektedir, ASTRA ise bu tür reaksiyonların tam bir listesini vermektedir.
5. Tartışma
ASTRA’nın sonuçlarını, incelediğimiz astrofizik metinleriyle (Clayton, 1983: Audouze & Vauclair, 1980; Kippenhahn & Weigert, 1994; Fowler et al., 1967, 1975, 1983; Cujec & Fowler, 1980; Adelberger, E.G., et al., 1998) dikkatli bir şekilde karşılaştırdık ve bazı sonuçlarını daha sonra uzman astrofizikçilerin değerlendirmesine sunduk. Uzmanlardan programın sonuçları hakkında cesaret verici yorumlar aldık, fakat sonuçlarda orijinallik iddiası için daha ayrıntılı analiz gerektiğini düşünüyoruz.
Daha önce ASTRA’yı sadece eksotermik reaksiyonlar için çalıştırmıştık. Bu bilgi alanının uzmanlarıyla konuşmalardan sonra sistemi, istenilen enerji aralığında reaksiyonları formüle edebilecek şekilde geliştirdik. Bilinen yıldız modellerinde bazı endotermik reaksiyonların belirli nükleer prosesleri hızlandırdığı kabul edilmektedir.
ASTRA’nın şimdiki versiyonu, astrofizikçiler tarafından bir reaksiyon zincirinde hangi reaksiyonların daha hakim olduğunun tayininde kullanılan reaksiyon hızlarını hesaplayamamaktadır. Astrofizikçiler böyle bir özelliğin ASTRA gibi bir araştırma aracında çok faydalı olacağını söylemişlerdir. Ancak şimdiki versiyon her reaksiyon için reaksiyon hızlarını veri olarak alıp zayıf reaksiyonları iptal edebilmekte ve bu şekilde reaksiyon zincirlerini çok daha az sayıda reaksiyon üzerinden kurabilmektedir. Sistemin ilerki versiyonlarında, bu alanda çalışan uzmanların da yardımıyla reaksiyon hızlarını hesaplama özelliğini tam olarak uygulamayı düşünüyoruz.
Öte yandan, ASTRA gibi yardımcı bir program olmadan astrofizikçilerin teorik olarak mümkün bütün reaksiyonları formüle edebilmelerinin imkansız olduğunu düşünüyoruz. Program reaksiyon zincirlerini oluştururken çok fazla miktarda veri kullanabilmektedir. Hernekadar hidrojen ve helyum yanması süreçleri mevcut astrofizik literatüründe oldukça geniş bir şekilde incelenmişse de, daha ağır elementlerin oluşum süreçlerinin araştırılmasında hala büyük bir boş alan bulunmaktadır. Mümkün reaksiyonların ve reaksiyon zincirlerinin tam analizinin ancak geliştirdiğimiz program gibi bir araştırma aracıyla yapılabileceğini düşünüyoruz.
ASTRA sistemini halen hidrojenden kükürte (32S) kadar elementlerin reaksiyonları için çalıştırdık, fakat program yıldızlarda ve yıldızlar arası ortamda kükürtten demire (56Fe) kadar elementlerin, hatta daha ağır elementlerin reaksiyonlarını araştırmak için de kullanılabilir.
Bir yandan sistemin yeni sonuçlarını değerlendirirken, öte yandan da daha muhtemel reaksiyon mekanizmalarını ayırabilmesi için programa reaksiyon hızlarını kullanma özelliği kazandırmaya çalışıyoruz. Ayrıca, sistemi astrofizikçiler için daha kullanışlı hale getirmek için kullanıcı arabirimini de geliştirmeye çalışıyoruz.
6. Sonuç
Bu çalışmamızda nükleer astrofizik araştırmaları için yardımcı bir araç olarak geliştirdiğimiz ASTRA programının yeni bazı sonuçlarını anlattık. Sistemin daha önceki sonuçları hakkında ve özelliklerinin nasıl geliştirilebileceği hakkında astrofizikçilerden olumlu görüşler aldık. Bu alandaki uzmanlarla birlikte çalışıp mevcut sistemin davranışını ve sonuçlarını orijinallik ve kabul edilebilirlik açısından değerlendirmeye ve ASTRA’yı astrofizikçiler için daha faydalı bir araç haline getirmek için sistemin kabiliyetlerini geliştirmeye devam ediyoruz
Referanslar
Adelberger, E.G., et al. (1998). Solar fusion cross sections. Reviews of Modern Physics, vol. 70, No. 4. 1266-1291.
Audouze, J., & Vauclair, S. (1980). An introduction to nuclear astrophysics. Holland: D. Riedel.
Clayton, D.D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Chicago: The University of Chicago Press.
Cujec, B. & Fowler, W.A. (1980). Neglect of D, T, and 3He in advanced stellar evolution. The Astropysical Journal, 236: 658-660.
Fowler, W.A. (1986). The synthesis of the chemical elements carbon and oxygen. In S.L. Shapiro & S.A. Teukolsky (Eds.), Highlights of modern astrophysics. New York: John Wiley & Sons.
Fowler, W.A., Caughlan, G.R., and Zimmermann, B.A. (1967). Thermonuclear Reaction Rates. Ann. Rev. Astron. Astrphysics, 5, 525-570.
Fowler, W.A., Caughlan, G.R., and Zimmermann, B.A. (1975). Thermonuclear Reaction Rates. Ann. Rev. Astron. Astrphysics, 13, 69-112.
Harris, M.J., Fowler, W.A. Caughlan, G.R., and Zimmermann, B. (1983). Thermonuclear reaction rates. Ann. Rev. Astron. Astrophysics, 21: 165-176.
Hendrickson, J.B. (1995). Systematic synthesis design: The SYNGEN program. Working Notes of the AAAI Spring Symposium on Systematic Methods of Scientific Discovery (s. 13-17). Stanford, CA: AAAI Press.
Kippenhahn, R. and Weigert, A. (1994). Stellar Structure and Evolution. London: Springer-Verlag.
Kocabas, S. (1991). Conflict resolution as discovery in particle physics. Machine Learning, 6, 277-309.
Kocabas, S., & Langley, P. (1995). Integration of research tasks for modeling discoveries in particle physics. Working notes of the AAAI Spring Symposium on Systematic Methods of Scientific Discovery (s. 87-92). Stanford, CA: AAAI Press.
Kocabas, S. & Langley, P. (1998). Generating process explanations in nuclear astrophysics. Proceedings of the ECAI-98 Workshop on Machine Discovery (s. 4-9), Brighton, UK.
Kocabas, S. & Langley, P. (1999). Automated formulation of Reactions and reaction chains in nuclear astrophysics. Proceedings of the 8th Turkish Symposium of Artificial Intelligence and Neural Networks. Boğaziçi University. s. 247-256.
Kocabas, S. & Langley, P. (2000). Computer generation of process explanations in nuclear astrophysics. International Journal of Human-Computer Studies. 53, 1149-1164.
Lang, K.R. (1974). Astrophysical formulae: A compendium for physicists and astrophysicists. New York: Springer-Verlag.
Rose, D., & Langley, P. (1986). Chemical discovery as belief revision. Machine Learning, 1, 423-451.
Valdes-Perez, R.E. (1995). Machine discovery in chemistry: New results. Artificial Intelligence, 74, 191-201.
Weast, R.C. & Astle, M.J. (Eds.). (1981). CRC handbook of chemistry and physics (62dn ed.). Florida: CRC Press.
Williams, W.S.C. (1991). Nuclear and Particle Physics. Oxford: Clarendon Press.
Zeigarnik, A.V., Valdes-Perez, R.E., Temkin, O.N., Bruk, L.G. & Shalgunov, S.I. (1997). Computer-aided mechanism elucidation of acetylene hydrocarboxylation to acrylic acid based on a novel union of empirical and formal methods. Organometallics, 16(14): 3114-3127.
Zytkow, J.M., & Simon, H.A. (1986). A theory of historical discovery: The construction of componential models. Machine Learning, 1, 107-137.
Kaynaklar
[1] www.sakirkocabas.com/files/astron_t.rtf
Site Kurucusu
0Awesome Comments!