नियॉन-जलने की प्रक्रिया: Difference between revisions
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नियॉन-बर्निंग प्रक्रिया परमाणु संलयन प्रतिक्रियाओं का समुच्चय है जो कम से कम 8 सौर द्रव्यमान वाले विकसित विशाल सितारों में होती है। नियॉन बर्निंग के लिए उच्च तापमान और घनत्व (लगभग 1.2×109 केल्विन या 100 keV और 4×109 kg/m3) की आवश्यकता होती है।
इतने उच्च तापमान पर प्रकाश विघटन महत्वपूर्ण प्रभाव बन जाता है, इसलिए कुछ नियॉन परमाणु नाभिक विघटित हो जाते हैं, 4.73 MeV को अवशोषित करते हैं और अल्फा कणों को त्याग देते हैं।[1] यह मुक्त हीलियम नाभिक नियॉन के साथ मिलकर मैग्नीशियम का उत्पादन कर सकता है, जिससे 9.316 MeV निकलता है।[2]
वैकल्पिक रूप से:
जहां पहले चरण में उपभोग किया गया न्यूट्रॉन दूसरे चरण में पुनर्जीवित हो जाता है।
द्वितीयक प्रतिक्रिया के कारण हीलियम मैग्नीशियम के साथ मिलकर सिलिकॉन का उत्पादन करता है:[2]
- 24
12Mg
+ 4
2He
→ 28
14Si
+ γ
कोर के संकुचन से तापमान में वृद्धि होती है, जिससे नियॉन सीधे निम्नानुसार फ्यूज हो जाता है:[2]
- 20
10Ne
+ 20
10Ne
→ 16
8O
+ 24
12Mg
नियॉन दहन तब होता है जब कार्बन-जलने की प्रक्रिया में कोर में सभी कार्बन का उपभोग हो जाता है और नया ऑक्सीजन-नियॉन-सोडियम-मैगनीशियम कोर बन जाता है। कोर संलयन ऊर्जा का उत्पादन संवृत कर देता है और संकुचन हो जाता है। यह संकुचन नियॉन जलने के ज्वलन बिंदु तक घनत्व और तापमान को बढ़ाता है। कोर के चारों ओर बढ़ा हुआ तापमान कार्बन को आवरण में जलने की अनुमति देता है, और बाहर हीलियम और हाइड्रोजन को जलाने वाले गोले होंगे।
नियॉन जलने के समय, ऑक्सीजन और मैग्नीशियम केंद्रीय कोर में एकत्र हो जाते हैं जबकि नियॉन नष्ट हो जाता है। कुछ वर्षों के पश्चात तारा अपने सभी नियॉन का उपभोग कर लेता है और कोर संलयन ऊर्जा का उत्पादन संवृत कर देता है और संकुचन हो जाता है। फिर से, गुरुत्वाकर्षण दबाव केंद्रीय कोर पर आच्छादित हो जाता है और उसे संकुचित कर देता है, जिससे ऑक्सीजन जलने की प्रक्रिया प्रारंभ होने तक इसका घनत्व और तापमान बढ़ जाता है।
संदर्भ
- ↑ Clayton, Donald (1983). तारकीय विकास और न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांत. Bibcode:1983psen.book.....C.
- ↑ 2.0 2.1 2.2 LeBlanc, Francis (2011). तारकीय खगोल भौतिकी का एक परिचय. Wiley. p. 256. ISBN 9781119964971.
बाहरी संबंध
- Arnett, W. D. Advanced evolution of massive stars. V – Neon burning / Astrophysical Journal, vol. 193, Oct. 1, 1974, pt. 1, p. 169–176.
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