बी2एफएच पेपर: Difference between revisions
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बी<sup>2</sup> | बी<sup>2</sup>एफएच पेपर ने [[तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस]] सिद्धांत की समीक्षा की और [[Index.php?title=खगोलीय|खगोलीय]] और प्रयोगशाला डेटा के साथ इसका समर्थन किया। इसने न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रियाओं की पहचान की जो लोहे से भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी हैं और रासायनिक तत्वों की उनकी प्रचुरता को समझाया। कागज खगोल विज्ञान और [[परमाणु भौतिकी]] दोनों में अत्यधिक प्रभावशाली बन गया। | ||
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बी | बी<sup>2</sup>एफएच के प्रकाशन से पहले पेपर, [[ जॉर्ज गैमोव ]] ने ब्रह्मांड के एक सिद्धांत की वकालत की जिसमें [[महा विस्फोट]] के दौरान लगभग सभी [[Index.php?title=रासायनिक तत्वों|रासायनिक तत्वों]], या समकक्ष [[परमाणु नाभिक]] को संश्लेषित किया गया था। गैमो का सिद्धांत (जो आज के [[बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस]] सिद्धांत से भिन्न है) का अर्थ होगा कि रासायनिक तत्वों की प्रचुरता समय के साथ ज्यादातर स्थिर रहेगी। [[हंस बेथे]] और चार्ल्स एल. क्रिचफील्ड ने दिखाया था कि [[परमाणु संलयन]] द्वारा [[हाइड्रोजन]] का [[हीलियम]] में रूपांतरण 1938 में [[प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला]] (पीपी-चेन) प्राप्त करके बिजली सितारों को आवश्यक ऊर्जा प्रदान कर सकता है।<ref> | ||
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फ्रेड हॉयल ने भारी तत्वों की उत्पत्ति के लिए परिकल्पना प्रस्तुत की। 1946 में एक पेपर के साथ शुरुआत हुई और 1954 में इसका विस्तार हुआ,<ref name=hoyle54/>हॉयल ने प्रस्तावित किया कि [[लिथियम]] से भारी सभी परमाणु नाभिक तारों में संश्लेषित होते हैं। दोनों सिद्धांत सहमत थे कि कुछ हल्के नाभिक (हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम की एक छोटी मात्रा) सितारों में उत्पन्न नहीं होते थे, जो | फ्रेड हॉयल ने भारी तत्वों की उत्पत्ति के लिए परिकल्पना प्रस्तुत की। 1946 में एक पेपर के साथ शुरुआत हुई और 1954 में इसका विस्तार हुआ,<ref name=hoyle54/>हॉयल ने प्रस्तावित किया कि [[लिथियम]] से भारी सभी परमाणु नाभिक तारों में संश्लेषित होते हैं। दोनों सिद्धांत सहमत थे कि कुछ हल्के नाभिक (हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम की एक छोटी मात्रा) सितारों में उत्पन्न नहीं होते थे, जो H, He और Li के बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस का अब स्वीकृत सिद्धांत बन गया। | ||
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बी<sup>2</sup> | बी<sup>2</sup>एफएच पेपर प्रकट रूप से तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांत में नवीन प्रगति का सारांश देने वाला एक [[समीक्षा लेख]] था।<ref> | ||
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सिद्धांत ने भविष्यवाणी की कि तत्वों की प्रचुरता ब्रह्माण्ड संबंधी समय में विकसित होगी, एक विचार जो [[खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी]] द्वारा परीक्षण योग्य है। प्रत्येक तत्व में वर्णक्रमीय रेखाओं का एक विशिष्ट सेट होता है, इसलिए [[तारकीय स्पेक्ट्रोस्कोपी]] का उपयोग अलग-अलग सितारों की वायुमंडलीय संरचना का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है। अवलोकन एक तारे की प्रारंभिक भारी तत्व सामग्री ([[धात्विकता]] के रूप में जाना जाता है) और उसकी उम्र के बीच एक मजबूत [[नकारात्मक संबंध]] का संकेत देते हैं। हाल ही में बने सितारों में उच्च धात्विकता होती है। | सिद्धांत ने भविष्यवाणी की कि तत्वों की प्रचुरता ब्रह्माण्ड संबंधी समय में विकसित होगी, एक विचार जो [[खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी]] द्वारा परीक्षण योग्य है। प्रत्येक तत्व में वर्णक्रमीय रेखाओं का एक विशिष्ट सेट होता है, इसलिए [[तारकीय स्पेक्ट्रोस्कोपी]] का उपयोग अलग-अलग सितारों की वायुमंडलीय संरचना का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है। अवलोकन एक तारे की प्रारंभिक भारी तत्व सामग्री ([[धात्विकता]] के रूप में जाना जाता है) और उसकी उम्र के बीच एक मजबूत [[नकारात्मक संबंध]] का संकेत देते हैं। हाल ही में बने सितारों में उच्च धात्विकता होती है। | ||
The B<sup>2</sup>FH paper was ostensibly a review article summarising recent advances in the theory of stellar nucleosynthesis. However, it went beyond simply reviewing Hoyle's work, by incorporating observational measurements of elemental abundances published by the Burbidges, and Fowler's laboratory experiments on nuclear reactions. The result was a synthesis of theory and observation, which provided convincing evidence for Hoyle's hypothesis. | |||
The theory predicted that the abundances of the elements would evolve over cosmological time, an idea which is testable by astronomical spectroscopy. Each element has a characteristic set of spectral lines, so stellar spectroscopy can be used to infer the atmospheric composition of individual stars. Observations indicate a strong negative correlation between a star's initial heavy element content (known as the metallicity) and its age. More recently formed stars tend to have higher metallicity. | |||
शुरुआती ब्रह्मांड में बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान बनने वाले केवल प्रकाश तत्व शामिल थे। [[तारकीय संरचना]] और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख इंगित करते हैं कि एक तारे के जीवनकाल की लंबाई उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर बहुत अधिक निर्भर करती है, जिसमें सबसे बड़े तारे बहुत कम रहते हैं, और कम भारी तारे लंबे समय तक जीवित रहते हैं। बी<sup>2</sup>FH पेपर ने तर्क दिया कि जब कोई तारा मरता है, तो यह [[इंटरस्टेलर माध्यम]] को 'भारी तत्वों' (इस मामले में सभी तत्व लिथियम से भारी होते हैं) से समृद्ध करेगा, जिससे नए सितारे बनते हैं। | शुरुआती ब्रह्मांड में बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान बनने वाले केवल प्रकाश तत्व शामिल थे। [[तारकीय संरचना]] और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख इंगित करते हैं कि एक तारे के जीवनकाल की लंबाई उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर बहुत अधिक निर्भर करती है, जिसमें सबसे बड़े तारे बहुत कम रहते हैं, और कम भारी तारे लंबे समय तक जीवित रहते हैं। बी<sup>2</sup>FH पेपर ने तर्क दिया कि जब कोई तारा मरता है, तो यह [[इंटरस्टेलर माध्यम]] को 'भारी तत्वों' (इस मामले में सभी तत्व लिथियम से भारी होते हैं) से समृद्ध करेगा, जिससे नए सितारे बनते हैं। | ||
बी<sup>2</sup>एफएच पेपर में परमाणु भौतिकी और [[खगोल भौतिकी]] के प्रमुख पहलुओं का वर्णन किया गया है, जिसमें तारे इन भारी तत्वों का उत्पादन करते हैं। [[न्यूक्लाइड्स की तालिका]] की छानबीन करके, लेखकों ने विभिन्न तारकीय वातावरणों की पहचान की जो रासायनिक तत्वों और उनके लिए | बी<sup>2</sup>एफएच पेपर में परमाणु भौतिकी और [[खगोल भौतिकी]] के प्रमुख पहलुओं का वर्णन किया गया है, जिसमें तारे इन भारी तत्वों का उत्पादन करते हैं। [[न्यूक्लाइड्स की तालिका]] की छानबीन करके, लेखकों ने विभिन्न तारकीय वातावरणों की पहचान की जो रासायनिक तत्वों और उनके लिए उत्तरदायी होने वाली परमाणु प्रक्रियाओं की प्रचुरता का उत्पादन कर सकते हैं। लेखक लोहे से भारी तत्वों के लिए परमाणु भौतिकी प्रक्रियाओं का आह्वान करते हैं, जिन्हें अब [[पी-प्रक्रिया]], [[ आर-प्रक्रिया ]] और [[ एस-प्रक्रिया ]] के रूप में जाना जाता है। इन भारी तत्वों और उनके समस्थानिकों की प्रचुरता उन प्रमुख तत्वों की तुलना में लगभग 100,000 गुना कम है, जो हॉयल की 1954 की विशाल सितारों के जलते गोले के भीतर परमाणु संलयन की परिकल्पना का समर्थन करते थे।<ref name=hoyle54/> | ||
B<sup>2</sup>FH ने मुक्त न्यूट्रॉन के तारों के भीतर कैद करके लोहे से भारी तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को व्यापक रूप से रेखांकित और विश्लेषण किया। इसने सिलिकॉन से निकल तक बहुत प्रचुर मात्रा में तत्वों के संश्लेषण की समझ को बहुत कम उन्नत किया। कागज में [[कार्बन जलाने की प्रक्रिया]], [[ऑक्सीजन जलाने की प्रक्रिया]] और [[सिलिकॉन जलने की प्रक्रिया]] शामिल नहीं थी, जिनमें से प्रत्येक मैग्नीशियम से निकल तक के तत्वों में योगदान करती है। हॉयल ने अपने 1954 के पेपर में पहले ही सुझाव दे दिया था कि [[सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस]] इनके लिए | B<sup>2</sup>FH ने मुक्त न्यूट्रॉन के तारों के भीतर कैद करके लोहे से भारी तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को व्यापक रूप से रेखांकित और विश्लेषण किया। इसने सिलिकॉन से निकल तक बहुत प्रचुर मात्रा में तत्वों के संश्लेषण की समझ को बहुत कम उन्नत किया। कागज में [[कार्बन जलाने की प्रक्रिया]], [[ऑक्सीजन जलाने की प्रक्रिया]] और [[सिलिकॉन जलने की प्रक्रिया]] शामिल नहीं थी, जिनमें से प्रत्येक मैग्नीशियम से निकल तक के तत्वों में योगदान करती है। हॉयल ने अपने 1954 के पेपर में पहले ही सुझाव दे दिया था कि [[सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस]] इनके लिए उत्तरदायी हो सकता है।<ref name=hoyle54/>डोनाल्ड डी। क्लेटन ने बी की तुलना में हॉयल के 1954 के पेपर के [[उद्धरण]]ों की कम संख्या को उत्तरदायी ठहराया है।<sup>2</sup>एफएच कारकों के संयोजन के रूप में: हॉयल के 1954 के पेपर को उसके बी के लिए भी पचाने में कठिनाई<sup>2</sup>FH सह-लेखक, और आम तौर पर खगोलविदों के बीच; हॉयल ने इसके प्रमुख समीकरण को केवल शब्दों में वर्णित किया है<ref> | ||
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कैल्टेक परमाणु भौतिक विज्ञानी [[विलियम अल्फ्रेड फाउलर]] ने 1954 से 1955 तक कैम्ब्रिज में हॉयल की यात्रा के लिए अपने विश्राम अवकाश का उपयोग किया। इस जोड़ी ने मार्गरेट बर्बिज और जेफ्री बर्बिज को कैम्ब्रिज में शामिल होने के लिए आमंत्रित किया, क्योंकि युगल ने हाल ही में तारकीय बहुतायत पर व्यापक काम प्रकाशित किया था जिसकी आवश्यकता होगी हॉयल की परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए। कैम्ब्रिज में चौकड़ी ने कई परियोजनाओं पर सहयोग किया; फाउलर और हॉयल ने एक समीक्षा पर काम करना शुरू किया जो बाद में बी बन जाएगी<sup>2</sup>एफएच. फाउलर काम पूरा होने से बहुत दूर कैलटेक लौट आया, और उसने बर्बिज को कैलिफोर्निया में शामिल होने के लिए प्रोत्साहित किया। इस उद्देश्य के लिए फाउलर द्वारा 1956 में कैलटेक में दोनों बर्बिज के लिए अस्थायी पद सृजित किए गए थे।{{cn|date=April 2020}}<!-- contradicts the articles on the Burbidges --> सिद्धांत का समर्थन करने के लिए व्यापक खगोलीय टिप्पणियों और प्रयोगात्मक डेटा को जोड़ने के बाद, पहला पूरा मसौदा 1956 में कैलटेक में बर्बिज द्वारा पूरा किया गया था। पेपर के [[पहले लेखक]] मार्गरेट बर्बिज ने गर्भवती होने पर अधिकांश काम पूरा किया।<ref>{{cite news |last1=Skuse |first1=Ben |title=Celebrating Astronomer Margaret Burbidge, 1919–2020 |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/happy-birthday-margaret-burbidge/ |accessdate=6 April 2020 |work=[[Sky & Telescope]] |date=6 April 2020}}</ref> अंतिम पेपर 104 पेज लंबा है<!-- the PDF has 108 pages, because the photographic plates are repeated on four unnumbered pages -->34 [[ साजिश (ग्राफिक्स) ]], 4 [[फोटो]]ग्राफिक प्लेट्स और 22 टेबल (सूचना) के साथ; इस लंबाई के बावजूद, इसमें [[सार (सारांश)]] नहीं है।<ref name=b2fh/> | कैल्टेक परमाणु भौतिक विज्ञानी [[विलियम अल्फ्रेड फाउलर]] ने 1954 से 1955 तक कैम्ब्रिज में हॉयल की यात्रा के लिए अपने विश्राम अवकाश का उपयोग किया। इस जोड़ी ने मार्गरेट बर्बिज और जेफ्री बर्बिज को कैम्ब्रिज में शामिल होने के लिए आमंत्रित किया, क्योंकि युगल ने हाल ही में तारकीय बहुतायत पर व्यापक काम प्रकाशित किया था जिसकी आवश्यकता होगी हॉयल की परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए। कैम्ब्रिज में चौकड़ी ने कई परियोजनाओं पर सहयोग किया; फाउलर और हॉयल ने एक समीक्षा पर काम करना शुरू किया जो बाद में बी बन जाएगी<sup>2</sup>एफएच. फाउलर काम पूरा होने से बहुत दूर कैलटेक लौट आया, और उसने बर्बिज को कैलिफोर्निया में शामिल होने के लिए प्रोत्साहित किया। इस उद्देश्य के लिए फाउलर द्वारा 1956 में कैलटेक में दोनों बर्बिज के लिए अस्थायी पद सृजित किए गए थे।{{cn|date=April 2020}}<!-- contradicts the articles on the Burbidges --> सिद्धांत का समर्थन करने के लिए व्यापक खगोलीय टिप्पणियों और प्रयोगात्मक डेटा को जोड़ने के बाद, पहला पूरा मसौदा 1956 में कैलटेक में बर्बिज द्वारा पूरा किया गया था। पेपर के [[पहले लेखक]] मार्गरेट बर्बिज ने गर्भवती होने पर अधिकांश काम पूरा किया।<ref>{{cite news |last1=Skuse |first1=Ben |title=Celebrating Astronomer Margaret Burbidge, 1919–2020 |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/happy-birthday-margaret-burbidge/ |accessdate=6 April 2020 |work=[[Sky & Telescope]] |date=6 April 2020}}</ref> अंतिम पेपर 104 पेज लंबा है<!-- the PDF has 108 pages, because the photographic plates are repeated on four unnumbered pages -->34 [[ साजिश (ग्राफिक्स) ]], 4 [[फोटो]]ग्राफिक प्लेट्स और 22 टेबल (सूचना) के साथ; इस लंबाई के बावजूद, इसमें [[सार (सारांश)]] नहीं है।<ref name=b2fh/> | ||
कुछ लोगों ने माना है कि फाउलर समूह के नेता थे क्योंकि 1956 में कैलटेक में लेखन और प्रकाशन के लिए प्रस्तुत किया गया था, लेकिन जेफ्री बर्बिज ने कहा है कि यह एक गलत धारणा है। फाउलर, | कुछ लोगों ने माना है कि फाउलर समूह के नेता थे क्योंकि 1956 में कैलटेक में लेखन और प्रकाशन के लिए प्रस्तुत किया गया था, लेकिन जेफ्री बर्बिज ने कहा है कि यह एक गलत धारणा है। फाउलर, यद्यपि एक निपुण परमाणु भौतिक विज्ञानी, अभी भी 1955 में हॉयल के सिद्धांत को सीख रहे थे और बाद में कहा कि हॉयल बौद्धिक नेता थे।<ref>"William A. Fowler – Nobel Lecture: Experimental and Theoretical Nuclear Astrophysics; the Quest for the Origin of the Elements". Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 29 Mar 2018. http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-lecture.html (see Biographical)</ref> द बर्बिजेज ने 1954-55 के दौरान कैम्ब्रिज में हॉयल के सिद्धांत को भी सीखा। समूह में कोई नेता नहीं था, जी. बर्बिज ने 2008 में लिखा, हम सभी ने पर्याप्त योगदान दिया।<ref name=hoylesrole> | ||
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Revision as of 13:46, 10 June 2023
बी2एफएच पेपर[1] रासायनिक तत्वों की उत्पत्ति पर एक ऐतिहासिक वैज्ञानिक पत्र था। पेपर का शीर्षक सितारों में तत्वों का संश्लेषण है, लेकिन इसे बी2एफएच के रूप में जाना जाने लगा अपने लेखकों के आद्याक्षर से: मार्गरेट बर्बिज, जेफ्री बर्बिज, विलियम ए. फाउलर, और फ्रेड हॉयल। यह 1955 से 1956 तक कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय और कैलटेक में लिखा गया था, फिर 1957 में आधुनिक भौतिकी की समीक्षा में प्रकाशित हुआ।
बी2एफएच पेपर ने तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस सिद्धांत की समीक्षा की और खगोलीय और प्रयोगशाला डेटा के साथ इसका समर्थन किया। इसने न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रियाओं की पहचान की जो लोहे से भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी हैं और रासायनिक तत्वों की उनकी प्रचुरता को समझाया। कागज खगोल विज्ञान और परमाणु भौतिकी दोनों में अत्यधिक प्रभावशाली बन गया।
न्यूक्लियोसिंथेसिस 1957 से पहले
बी2एफएच के प्रकाशन से पहले पेपर, जॉर्ज गैमोव ने ब्रह्मांड के एक सिद्धांत की वकालत की जिसमें महा विस्फोट के दौरान लगभग सभी रासायनिक तत्वों, या समकक्ष परमाणु नाभिक को संश्लेषित किया गया था। गैमो का सिद्धांत (जो आज के बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस सिद्धांत से भिन्न है) का अर्थ होगा कि रासायनिक तत्वों की प्रचुरता समय के साथ ज्यादातर स्थिर रहेगी। हंस बेथे और चार्ल्स एल. क्रिचफील्ड ने दिखाया था कि परमाणु संलयन द्वारा हाइड्रोजन का हीलियम में रूपांतरण 1938 में प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला (पीपी-चेन) प्राप्त करके बिजली सितारों को आवश्यक ऊर्जा प्रदान कर सकता है।[2] कार्ल वॉन वीज़सैकर[3] और हंस बेथे[4]ने क्रमशः 1938 और 1939 में CNO चक्र को स्वतंत्र रूप से व्युत्पन्न किया था। इस प्रकार, गामो और अन्य लोगों द्वारा यह ज्ञात था कि हाइड्रोजन और हीलियम की प्रचुरता पूरी तरह से स्थिर नहीं थी। उनके विचार के अनुसार, सितारों में संलयन छोटी मात्रा में हीलियम का उत्पादन करेगा, जो बिग बैंग से इसकी प्रचुरता में थोड़ा सा ही जोड़ देगा। इस तारकीय परमाणु शक्ति को पर्याप्त तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस की आवश्यकता नहीं थी। कार्बन से ऊपर की ओर जाने वाले तत्व एक रहस्य बने रहे।
फ्रेड हॉयल ने भारी तत्वों की उत्पत्ति के लिए परिकल्पना प्रस्तुत की। 1946 में एक पेपर के साथ शुरुआत हुई और 1954 में इसका विस्तार हुआ,[5]हॉयल ने प्रस्तावित किया कि लिथियम से भारी सभी परमाणु नाभिक तारों में संश्लेषित होते हैं। दोनों सिद्धांत सहमत थे कि कुछ हल्के नाभिक (हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम की एक छोटी मात्रा) सितारों में उत्पन्न नहीं होते थे, जो H, He और Li के बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस का अब स्वीकृत सिद्धांत बन गया।
कागज में भौतिकी
बी2एफएच पेपर प्रकट रूप से तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांत में नवीन प्रगति का सारांश देने वाला एक समीक्षा लेख था।[6] यद्यपि, यह केवल हॉयल के काम की समीक्षा करने से परे चला गया, जिसमें बर्बिज द्वारा प्रकाशित तात्विक प्रचुरता के अवलोकन संबंधी माप और परमाणु प्रतिक्रियाओं पर फाउलर के प्रयोगशाला प्रयोग शामिल थे। परिणाम सिद्धांत और अवलोकन का एक संश्लेषण था, जिसने हॉयल की परिकल्पना के लिए ठोस सबूत प्रदान किया।
सिद्धांत ने भविष्यवाणी की कि तत्वों की प्रचुरता ब्रह्माण्ड संबंधी समय में विकसित होगी, एक विचार जो खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा परीक्षण योग्य है। प्रत्येक तत्व में वर्णक्रमीय रेखाओं का एक विशिष्ट सेट होता है, इसलिए तारकीय स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग अलग-अलग सितारों की वायुमंडलीय संरचना का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है। अवलोकन एक तारे की प्रारंभिक भारी तत्व सामग्री (धात्विकता के रूप में जाना जाता है) और उसकी उम्र के बीच एक मजबूत नकारात्मक संबंध का संकेत देते हैं। हाल ही में बने सितारों में उच्च धात्विकता होती है।
The B2FH paper was ostensibly a review article summarising recent advances in the theory of stellar nucleosynthesis. However, it went beyond simply reviewing Hoyle's work, by incorporating observational measurements of elemental abundances published by the Burbidges, and Fowler's laboratory experiments on nuclear reactions. The result was a synthesis of theory and observation, which provided convincing evidence for Hoyle's hypothesis.
The theory predicted that the abundances of the elements would evolve over cosmological time, an idea which is testable by astronomical spectroscopy. Each element has a characteristic set of spectral lines, so stellar spectroscopy can be used to infer the atmospheric composition of individual stars. Observations indicate a strong negative correlation between a star's initial heavy element content (known as the metallicity) and its age. More recently formed stars tend to have higher metallicity.
शुरुआती ब्रह्मांड में बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान बनने वाले केवल प्रकाश तत्व शामिल थे। तारकीय संरचना और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख इंगित करते हैं कि एक तारे के जीवनकाल की लंबाई उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर बहुत अधिक निर्भर करती है, जिसमें सबसे बड़े तारे बहुत कम रहते हैं, और कम भारी तारे लंबे समय तक जीवित रहते हैं। बी2FH पेपर ने तर्क दिया कि जब कोई तारा मरता है, तो यह इंटरस्टेलर माध्यम को 'भारी तत्वों' (इस मामले में सभी तत्व लिथियम से भारी होते हैं) से समृद्ध करेगा, जिससे नए सितारे बनते हैं।
बी2एफएच पेपर में परमाणु भौतिकी और खगोल भौतिकी के प्रमुख पहलुओं का वर्णन किया गया है, जिसमें तारे इन भारी तत्वों का उत्पादन करते हैं। न्यूक्लाइड्स की तालिका की छानबीन करके, लेखकों ने विभिन्न तारकीय वातावरणों की पहचान की जो रासायनिक तत्वों और उनके लिए उत्तरदायी होने वाली परमाणु प्रक्रियाओं की प्रचुरता का उत्पादन कर सकते हैं। लेखक लोहे से भारी तत्वों के लिए परमाणु भौतिकी प्रक्रियाओं का आह्वान करते हैं, जिन्हें अब पी-प्रक्रिया, आर-प्रक्रिया और एस-प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है। इन भारी तत्वों और उनके समस्थानिकों की प्रचुरता उन प्रमुख तत्वों की तुलना में लगभग 100,000 गुना कम है, जो हॉयल की 1954 की विशाल सितारों के जलते गोले के भीतर परमाणु संलयन की परिकल्पना का समर्थन करते थे।[5]
B2FH ने मुक्त न्यूट्रॉन के तारों के भीतर कैद करके लोहे से भारी तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को व्यापक रूप से रेखांकित और विश्लेषण किया। इसने सिलिकॉन से निकल तक बहुत प्रचुर मात्रा में तत्वों के संश्लेषण की समझ को बहुत कम उन्नत किया। कागज में कार्बन जलाने की प्रक्रिया, ऑक्सीजन जलाने की प्रक्रिया और सिलिकॉन जलने की प्रक्रिया शामिल नहीं थी, जिनमें से प्रत्येक मैग्नीशियम से निकल तक के तत्वों में योगदान करती है। हॉयल ने अपने 1954 के पेपर में पहले ही सुझाव दे दिया था कि सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस इनके लिए उत्तरदायी हो सकता है।[5]डोनाल्ड डी। क्लेटन ने बी की तुलना में हॉयल के 1954 के पेपर के उद्धरणों की कम संख्या को उत्तरदायी ठहराया है।2एफएच कारकों के संयोजन के रूप में: हॉयल के 1954 के पेपर को उसके बी के लिए भी पचाने में कठिनाई2FH सह-लेखक, और आम तौर पर खगोलविदों के बीच; हॉयल ने इसके प्रमुख समीकरण को केवल शब्दों में वर्णित किया है[7] अपने पेपर में इसे प्रमुखता से लिखने के बजाय; और हॉयल की बी की अधूरी समीक्षा के लिए2एफएच ड्राफ्ट।[8]
कागज का लेखन
कैल्टेक परमाणु भौतिक विज्ञानी विलियम अल्फ्रेड फाउलर ने 1954 से 1955 तक कैम्ब्रिज में हॉयल की यात्रा के लिए अपने विश्राम अवकाश का उपयोग किया। इस जोड़ी ने मार्गरेट बर्बिज और जेफ्री बर्बिज को कैम्ब्रिज में शामिल होने के लिए आमंत्रित किया, क्योंकि युगल ने हाल ही में तारकीय बहुतायत पर व्यापक काम प्रकाशित किया था जिसकी आवश्यकता होगी हॉयल की परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए। कैम्ब्रिज में चौकड़ी ने कई परियोजनाओं पर सहयोग किया; फाउलर और हॉयल ने एक समीक्षा पर काम करना शुरू किया जो बाद में बी बन जाएगी2एफएच. फाउलर काम पूरा होने से बहुत दूर कैलटेक लौट आया, और उसने बर्बिज को कैलिफोर्निया में शामिल होने के लिए प्रोत्साहित किया। इस उद्देश्य के लिए फाउलर द्वारा 1956 में कैलटेक में दोनों बर्बिज के लिए अस्थायी पद सृजित किए गए थे।[citation needed] सिद्धांत का समर्थन करने के लिए व्यापक खगोलीय टिप्पणियों और प्रयोगात्मक डेटा को जोड़ने के बाद, पहला पूरा मसौदा 1956 में कैलटेक में बर्बिज द्वारा पूरा किया गया था। पेपर के पहले लेखक मार्गरेट बर्बिज ने गर्भवती होने पर अधिकांश काम पूरा किया।[9] अंतिम पेपर 104 पेज लंबा है34 साजिश (ग्राफिक्स) , 4 फोटोग्राफिक प्लेट्स और 22 टेबल (सूचना) के साथ; इस लंबाई के बावजूद, इसमें सार (सारांश) नहीं है।[1]
कुछ लोगों ने माना है कि फाउलर समूह के नेता थे क्योंकि 1956 में कैलटेक में लेखन और प्रकाशन के लिए प्रस्तुत किया गया था, लेकिन जेफ्री बर्बिज ने कहा है कि यह एक गलत धारणा है। फाउलर, यद्यपि एक निपुण परमाणु भौतिक विज्ञानी, अभी भी 1955 में हॉयल के सिद्धांत को सीख रहे थे और बाद में कहा कि हॉयल बौद्धिक नेता थे।[10] द बर्बिजेज ने 1954-55 के दौरान कैम्ब्रिज में हॉयल के सिद्धांत को भी सीखा। समूह में कोई नेता नहीं था, जी. बर्बिज ने 2008 में लिखा, हम सभी ने पर्याप्त योगदान दिया।[11]
मान्यता
बी2FH ने परमाणु खगोल भौतिकी के क्षेत्र में वैज्ञानिक ध्यान आकर्षित किया। तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांत की समीक्षा करके और अवलोकन संबंधी साक्ष्य के साथ इसका समर्थन करके, बी2एफएच ने खगोलविदों के बीच सिद्धांत को मजबूती से स्थापित किया।
फाउलर को 1983 के भौतिकी के नोबेल पुरस्कार के आधे हिस्से से सम्मानित किया गया था, जिसे कभी-कभी गलत तरीके से बी में उनके योगदान के लिए कहा गया था।2एफएच। नोबेल समिति ने कहा कि पुरस्कार तारकीय कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की दरों पर फाउलर के दशकों के प्रायोगिक कार्य के लिए था।[12] फाउलर का योगदान बी2FH में s-प्रक्रिया|s-प्रक्रिया और r-प्रक्रिया|r-प्रक्रिया की परमाणु भौतिकी शामिल थी। कुछ[who?] ने तर्क दिया है कि फ्रेड हॉयल विषय पर सैद्धांतिक काम के लिए इसी तरह की मान्यता के हकदार थे, और तर्क देते हैं कि बिग बैंग के बारे में उनके अपरंपरागत विचारों ने उन्हें नोबेल पुरस्कार का हिस्सा देने से रोक दिया।[13] ज्योफ्री बर्बिज ने 2008 में लिखा, हॉयल को इस और अन्य काम के लिए नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया जाना चाहिए था। मेरे निजी पत्राचार के आधार पर, मेरा मानना है कि उनके बहिष्कार का एक प्रमुख कारण यह था कि डब्ल्यू ए फाउलर को समूह का नेता माना जाता था।[11]बर्बिज ने कहा कि यह धारणा सच नहीं है और हॉयल के 1946 के पहले के कागजात की ओर इशारा किया[14] और 1954।[5] बर्बिज ने कहा कि हॉयल के काम को कुछ हद तक कम करके आंका गया है क्योंकि यह एक एस्ट्रोफिजिकल जर्नल में प्रकाशित हुआ था,[5]और उस पर एक नया (वास्तव में पहला खंड), जबकि बी2FH एक अच्छी तरह से स्थापित भौतिकी पत्रिका, आधुनिक भौतिकी की समीक्षा में प्रकाशित हुआ था। जब बी2FH पहले लिखा गया था, परमाणु भौतिकी समुदाय को व्यापक रूप से प्रीप्रिंट वितरित किए गए थे। विली फाउलर उस समुदाय में एक नेता के रूप में बहुत प्रसिद्ध थे, और कैलिफोर्निया प्रौद्योगिकी संस्थान के पास पहले से ही एक समाचार ब्यूरो था जो जानता था कि शब्द को कैसे फैलाना है।
2007 में बी के प्रकाशन की 50वीं वर्षगांठ मनाने के लिए कैलिफोर्निया के पासाडेना में कैलटेक में एक सम्मेलन आयोजित किया गया था।2एफएच,[15] जहां ज्योफ्री बर्बिज ने बी. के लेखन पर टिप्पणी प्रस्तुत की2एफएच.
यह भी देखें
- अल्फर-बेथे-गामो पेपर
अग्रिम पठन
- Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
संदर्भ
- ↑ 1.0 1.1 E. M. Burbidge; G. R. Burbidge; W. A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars" (PDF). Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
- ↑ H. A. Bethe; C. L. Critchfield (1938). "The Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review. 54 (4): 248. Bibcode:1938PhRv...54..248B. doi:10.1103/PhysRev.54.248.
- ↑ C. F. von Weizsäcker (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II". Physikalische Zeitschrift. 39: 633.
- ↑ H. A. Bethe (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. 55 (5): 434. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434.
- ↑ 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 F. Hoyle (1954). "On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot Stars. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel". Astrophysical Journal Supplement. 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. doi:10.1086/190005.
- ↑ G. Wallerstein; et al. (1997). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. hdl:2152/61093. Archived from the original (PDF) on 9 September 2011.
- ↑ Donald D. Clayton (2007). "Hoyle's Equation". Science. 318 (5858): 1876–1877. doi:10.1126/science.1151167. PMID 18096793. S2CID 118423007.
- ↑ See footnote 1 in Donald D. Clayton (2008). "Fred Hoyle, primary nucleosynthesis and radioactivity". New Astronomy Reviews. 32 (7–10): 360–363. Bibcode:2008NewAR..52..360C. doi:10.1016/j.newar.2008.05.007.
- ↑ Skuse, Ben (6 April 2020). "Celebrating Astronomer Margaret Burbidge, 1919–2020". Sky & Telescope. Retrieved 6 April 2020.
- ↑ "William A. Fowler – Nobel Lecture: Experimental and Theoretical Nuclear Astrophysics; the Quest for the Origin of the Elements". Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 29 Mar 2018. http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-lecture.html (see Biographical)
- ↑ 11.0 11.1 G. Burbidge (2008). "Hoyle's Role in B2FH". Science. 319 (5869): 1484. doi:10.1126/science.319.5869.1484b. PMID 18339922. S2CID 206579529.
- ↑ "William A. Fowler – Facts". Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 28 Mar 2018. http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-facts.html "William A. Fowler – Nobel Lecture: Experimental and Theoretical Nuclear Astrophysics; the Quest for the Origin of the Elements". Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 29 Mar 2018. http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/fowler-lecture.html
- ↑ R. McKie (2 October 2010). "Fred Hoyle: the scientist whose rudeness cost him a Nobel prize". The Guardian. Retrieved 3 March 2013.
- ↑ F. Hoyle (1946). "The Synthesis of the Elements from Hydrogen" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5): 343. Bibcode:1946MNRAS.106..343H. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
- ↑ "Nuclear Astrophysics: 1957–2007 – Beyond the first 50 years". California Institute of Technology. July 2007. Archived from the original on 2011-05-07. Retrieved 2011-04-14.
