एस-प्रक्रिया: Difference between revisions

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धीमी न्यूट्रॉन-कैप्चर प्रक्रिया, या ''एस''-प्रक्रिया, [[परमाणु खगोल भौतिकी]] में परमाणु प्रतिक्रियाओं की एक श्रृंखला है जो सितारों, विशेष रूप से स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होती है। ''एस''-प्रक्रिया लगभग आधे [[परमाणु नाभिक]] [[भारी धातु (रासायनिक तत्व)]] के निर्माण ([[न्यूक्लियोसिंथेसिस]]) के लिए जिम्मेदार है।
धीमी न्यूट्रॉन-कैप्चर प्रक्रिया, या ''एस''-प्रक्रिया, [[परमाणु खगोल भौतिकी]] में परमाणु प्रतिक्रियाओं की श्रृंखला है जो सितारों, विशेष रूप से स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होती है। ''एस''-प्रक्रिया लगभग आधे [[परमाणु नाभिक]] [[भारी धातु (रासायनिक तत्व)]] के निर्माण ([[न्यूक्लियोसिंथेसिस]]) के लिए जिम्मेदार है।


''एस''-प्रक्रिया में, एक बीज नाभिक एक उच्च परमाणु द्रव्यमान के साथ एक [[आइसोटोप]] बनाने के लिए [[ न्यूट्रॉन पर कब्जा ]] से गुजरता है। यदि नया आइसोटोप [[स्थिर न्यूक्लाइड]] है, तो द्रव्यमान में वृद्धि की एक श्रृंखला हो सकती है, लेकिन यदि यह [[अस्थिर नाभिक]] है, तो [[बीटा क्षय]] होगा, जिससे अगले उच्च [[परमाणु संख्या]] का एक तत्व उत्पन्न होगा। यह प्रक्रिया ''धीमी'' है (इसलिए नाम) इस अर्थ में कि किसी अन्य न्यूट्रॉन को पकड़ने से पहले इस [[रेडियोधर्मी क्षय]] के लिए पर्याप्त समय होता है। इन प्रतिक्रियाओं की एक श्रृंखला [[न्यूक्लाइड की तालिका]] में [[बीटा-क्षय स्थिर आइसोबार]] की [[स्थिरता की घाटी]] के साथ चलते हुए स्थिर आइसोटोप का उत्पादन करती है।
''एस''-प्रक्रिया में, बीज नाभिक उच्च परमाणु द्रव्यमान के साथ [[आइसोटोप]] बनाने के लिए [[ न्यूट्रॉन पर कब्जा |न्यूट्रॉन पर कब्जा]] से गुजरता है। यदि नया आइसोटोप [[स्थिर न्यूक्लाइड]] है, तो द्रव्यमान में वृद्धि की श्रृंखला हो सकती है, लेकिन यदि यह [[अस्थिर नाभिक]] है, तो [[बीटा क्षय]] होगा, जिससे अगले उच्च [[परमाणु संख्या]] का तत्व उत्पन्न होगा। यह प्रक्रिया ''धीमी'' है (इसलिए नाम) इस अर्थ में कि किसी अन्य न्यूट्रॉन को पकड़ने से पहले इस [[रेडियोधर्मी क्षय]] के लिए पर्याप्त समय होता है। इन प्रतिक्रियाओं की श्रृंखला [[न्यूक्लाइड की तालिका]] में [[बीटा-क्षय स्थिर आइसोबार]] की [[स्थिरता की घाटी]] के साथ चलते हुए स्थिर आइसोटोप का उत्पादन करती है।


प्रतिक्रिया श्रृंखला के साथ [[अल्फा क्षय]] चरणों के हस्तक्षेप के कारण, ''एस''-प्रक्रिया द्वारा तत्वों और आइसोटोप की एक श्रृंखला का उत्पादन किया जा सकता है। उत्पादित तत्वों और आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता न्यूट्रॉन के स्रोत और समय के साथ उनके प्रवाह में परिवर्तन पर निर्भर करती है। ''एस''-प्रक्रिया प्रतिक्रिया श्रृंखला की प्रत्येक शाखा अंततः सीसा, [[विस्मुट]] और [[ एक विशेष तत्त्व जिस का प्रभाव रेडियो पर पड़ता है ]] से जुड़े एक चक्र पर समाप्त होती है।
प्रतिक्रिया श्रृंखला के साथ [[अल्फा क्षय]] चरणों के हस्तक्षेप के कारण, ''एस''-प्रक्रिया द्वारा तत्वों और आइसोटोप की श्रृंखला का उत्पादन किया जा सकता है। उत्पादित तत्वों और आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता न्यूट्रॉन के स्रोत और समय के साथ उनके प्रवाह में परिवर्तन पर निर्भर करती है। ''एस''-प्रक्रिया प्रतिक्रिया श्रृंखला की प्रत्येक शाखा अंततः सीसा, [[विस्मुट]] और [[ एक विशेष तत्त्व जिस का प्रभाव रेडियो पर पड़ता है |विशेष तत्त्व जिस का प्रभाव रेडियो पर पड़ता है]] से जुड़े चक्र पर समाप्त होती है।


''एस''-प्रक्रिया आर-प्रक्रिया|''आर''-प्रक्रिया के विपरीत है, जिसमें क्रमिक न्यूट्रॉन कैप्चर ''तीव्र'' होते हैं: वे बीटा क्षय की तुलना में अधिक तेज़ी से होते हैं। ''आर''-प्रक्रिया [[मुक्त न्यूट्रॉन]] के उच्च प्रवाह वाले वातावरण में हावी होती है; यह ''एस''-प्रक्रिया की तुलना में भारी तत्वों और अधिक न्यूट्रॉन-समृद्ध आइसोटोप का उत्पादन करता है। दोनों प्रक्रियाएं मिलकर लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की अधिकांश सापेक्ष प्रचुरता का कारण बनती हैं।
''एस''-प्रक्रिया आर-प्रक्रिया|''आर''-प्रक्रिया के विपरीत है, जिसमें क्रमिक न्यूट्रॉन कैप्चर ''तीव्र'' होते हैं: वे बीटा क्षय की तुलना में अधिक तेज़ी से होते हैं। ''आर''-प्रक्रिया [[मुक्त न्यूट्रॉन]] के उच्च प्रवाह वाले वातावरण में हावी होती है; यह ''एस''-प्रक्रिया की तुलना में भारी तत्वों और अधिक न्यूट्रॉन-समृद्ध आइसोटोप का उत्पादन करता है। दोनों प्रक्रियाएं मिलकर लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की अधिकांश सापेक्ष प्रचुरता का कारण बनती हैं।


==इतिहास==
==इतिहास==
भारी तत्वों के आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता और 1956 में [[हंस सूस]] और [[हेरोल्ड उरे]] द्वारा [[रासायनिक तत्वों की प्रचुरता]] की एक नई प्रकाशित तालिका से एस-प्रक्रिया की आवश्यकता देखी गई।<ref>{{cite journal |last1=Suess |first1=H. E. |last2=Urey |first2=H. C. |year=1956 |title=तत्वों की प्रचुरता|journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=28 |issue=1 |pages=53–74 |bibcode=1956RvMP...28...53S |doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref> अन्य बातों के अलावा, इन आंकड़ों में [[स्ट्रोंटियम]], [[बेरियम]] और सीसा की प्रचुरता देखी गई, जो [[क्वांटम यांत्रिकी]] और [[परमाणु शेल मॉडल]] के अनुसार, विशेष रूप से स्थिर नाभिक हैं, जैसे कि उत्कृष्ट गैसें रासायनिक रूप से निष्क्रिय गैस होती हैं। इसका तात्पर्य यह था कि कुछ प्रचुर मात्रा में नाभिकों को धीमी न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा बनाया जाना चाहिए, और यह केवल यह निर्धारित करने का मामला था कि ऐसी प्रक्रिया द्वारा अन्य नाभिकों का हिसाब कैसे लगाया जा सकता है। एस-प्रोसेस और आर-प्रोसेस|आर-प्रोसेस के बीच भारी आइसोटोप को विभाजित करने वाली एक तालिका प्रसिद्ध बी2एफएच पेपर|बी में प्रकाशित हुई थी।<sup>2</sup>1957 में एफएच समीक्षा पत्र।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars">
भारी तत्वों के आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता और 1956 में [[हंस सूस]] और [[हेरोल्ड उरे]] द्वारा [[रासायनिक तत्वों की प्रचुरता]] की नई प्रकाशित तालिका से एस-प्रक्रिया की आवश्यकता देखी गई।<ref>{{cite journal |last1=Suess |first1=H. E. |last2=Urey |first2=H. C. |year=1956 |title=तत्वों की प्रचुरता|journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=28 |issue=1 |pages=53–74 |bibcode=1956RvMP...28...53S |doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref> अन्य बातों के अलावा, इन आंकड़ों में [[स्ट्रोंटियम]], [[बेरियम]] और सीसा की प्रचुरता देखी गई, जो [[क्वांटम यांत्रिकी]] और [[परमाणु शेल मॉडल]] के अनुसार, विशेष रूप से स्थिर नाभिक हैं, जैसे कि उत्कृष्ट गैसें रासायनिक रूप से निष्क्रिय गैस होती हैं। इसका तात्पर्य यह था कि कुछ प्रचुर मात्रा में नाभिकों को धीमी न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा बनाया जाना चाहिए, और यह केवल यह निर्धारित करने का मामला था कि ऐसी प्रक्रिया द्वारा अन्य नाभिकों का हिसाब कैसे लगाया जा सकता है। एस-प्रोसेस और आर-प्रोसेस|आर-प्रोसेस के बीच भारी आइसोटोप को विभाजित करने वाली तालिका प्रसिद्ध बी2एफएच पेपर|बी में प्रकाशित हुई थी।<sup>2</sup>1957 में एफएच समीक्षा पत्र।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars">
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[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|500px|प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति दर्शाने वाली आवर्त सारणी। मरने वाले कम द्रव्यमान वाले तारों में लोहे से भारी तत्वों की उत्पत्ति आम तौर पर एस-प्रक्रिया द्वारा उत्पन्न होती है, जो धीमी गति से न्यूट्रॉन प्रसार और ऐसे सितारों में लंबी अवधि तक कब्जा करने की विशेषता है।]]समय-निर्भर तरीके से लौह बीज नाभिक से भारी आइसोटोप बनाने के लिए एक गणना योग्य मॉडल 1961 तक प्रदान नहीं किया गया था।<ref>
[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|500px|प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति दर्शाने वाली आवर्त सारणी। मरने वाले कम द्रव्यमान वाले तारों में लोहे से भारी तत्वों की उत्पत्ति आम तौर पर एस-प्रक्रिया द्वारा उत्पन्न होती है, जो धीमी गति से न्यूट्रॉन प्रसार और ऐसे सितारों में लंबी अवधि तक कब्जा करने की विशेषता है।]]समय-निर्भर तरीके से लौह बीज नाभिक से भारी आइसोटोप बनाने के लिए गणना योग्य मॉडल 1961 तक प्रदान नहीं किया गया था।<ref>
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}}</ref> उस कार्य से पता चला कि खगोलविदों द्वारा कुछ लाल-विशाल तारों में देखी गई बेरियम की बड़ी मात्रा को लौह बीज नाभिक से बनाया जा सकता है यदि कुल न्यूट्रॉन प्रवाह (प्रति इकाई क्षेत्र में न्यूट्रॉन की संख्या) उचित हो। इससे यह भी पता चला कि न्यूट्रॉन प्रवाह के लिए कोई भी एकल मूल्य देखी गई एस-प्रक्रिया बहुतायत के लिए जिम्मेदार नहीं हो सकता है, लेकिन एक विस्तृत श्रृंखला की आवश्यकता है। किसी दिए गए फ्लक्स के संपर्क में आने वाले लौह बीज नाभिकों की संख्या कम होनी चाहिए क्योंकि फ्लक्स मजबूत हो जाता है। इस कार्य से यह भी पता चला कि न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस सेक्शन समय बहुतायत के उत्पाद का वक्र आसानी से गिरने वाला वक्र नहीं है, क्योंकि B2FH|B<sup>2</sup>एफएच ने रेखाचित्र बनाया था, बल्कि इसमें एक कगार-तल संरचना है। कागजात की एक श्रृंखला<ref>
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}}</ref> 1970 के दशक में डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा तेजी से घटते न्यूट्रॉन प्रवाह का उपयोग उजागर लौह बीज की संख्या के एक फ़ंक्शन के रूप में एस-प्रक्रिया का मानक मॉडल बन गया और तब तक बना रहा जब तक कि [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]] | एजीबी-स्टार न्यूक्लियोसिंथेसिस का विवरण पर्याप्त रूप से नहीं बन गया। उन्नत कि वे तारकीय संरचना मॉडल के आधार पर एस-प्रक्रिया तत्व निर्माण के लिए एक मानक मॉडल बन गए। 1965 में ओक रिज नेशनल लैब से न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस सेक्शन के माप की महत्वपूर्ण श्रृंखला की सूचना दी गई थी<ref>
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}}</ref> और इसके बाद, इन्होंने एस-प्रक्रिया को उस दृढ़ मात्रात्मक आधार पर रखा जिसका आज यह आनंद उठा रहा है।


==सितारों में एस-प्रक्रिया==
==सितारों में एस-प्रक्रिया==


ऐसा माना जाता है कि एस-प्रक्रिया ज्यादातर [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]] सितारों में होती है, जो पिछली पीढ़ी के सितारों के दौरान सुपरनोवा द्वारा छोड़े गए लौह नाभिक द्वारा बीजित होती है। आर-प्रक्रिया के विपरीत, जिसके बारे में माना जाता है कि यह विस्फोटक वातावरण में सेकंड के समय के पैमाने पर घटित होती है, एस-प्रक्रिया हजारों वर्षों के समय के पैमाने पर घटित होती है, जो [[न्यूट्रॉन]] कैप्चर के बीच दशकों से गुजरती है। किस हद तक एस-प्रक्रिया आइसोटोप के चार्ट में तत्वों को उच्च द्रव्यमान संख्या तक ले जाती है, यह अनिवार्य रूप से उस डिग्री से निर्धारित होता है जिस तक प्रश्न में तारा न्यूट्रॉन का उत्पादन करने में सक्षम है। मात्रात्मक उपज तारे के प्रारंभिक प्रचुरता वितरण में लोहे की मात्रा के समानुपाती होती है। नए तत्वों को संश्लेषित करने के इस न्यूट्रॉन कैप्चर-बीटा माइनस क्षय अनुक्रम के लिए आयरन प्रारंभिक सामग्री (या बीज) है।{{cn|date=August 2020}}
ऐसा माना जाता है कि एस-प्रक्रिया ज्यादातर [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]] सितारों में होती है, जो पिछली पीढ़ी के सितारों के दौरान सुपरनोवा द्वारा छोड़े गए लौह नाभिक द्वारा बीजित होती है। आर-प्रक्रिया के विपरीत, जिसके बारे में माना जाता है कि यह विस्फोटक वातावरण में सेकंड के समय के पैमाने पर घटित होती है, एस-प्रक्रिया हजारों वर्षों के समय के पैमाने पर घटित होती है, जो [[न्यूट्रॉन]] कैप्चर के बीच दशकों से गुजरती है। किस हद तक एस-प्रक्रिया आइसोटोप के चार्ट में तत्वों को उच्च द्रव्यमान संख्या तक ले जाती है, यह अनिवार्य रूप से उस डिग्री से निर्धारित होता है जिस तक प्रश्न में तारा न्यूट्रॉन का उत्पादन करने में सक्षम है। मात्रात्मक उपज तारे के प्रारंभिक प्रचुरता वितरण में लोहे की मात्रा के समानुपाती होती है। नए तत्वों को संश्लेषित करने के इस न्यूट्रॉन कैप्चर-बीटा माइनस क्षय अनुक्रम के लिए आयरन प्रारंभिक सामग्री (या बीज) है।


मुख्य [[न्यूट्रॉन स्रोत]] प्रतिक्रियाएँ हैं:
मुख्य [[न्यूट्रॉन स्रोत]] प्रतिक्रियाएँ हैं:


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  }}</ref> दूसरी ओर, एस-प्रक्रिया का कमजोर घटक लौह समूह बीज नाभिक से तत्वों के एस-प्रक्रिया तत्व | एस-प्रक्रिया आइसोटोप को संश्लेषित करता है। <sup>58</sup>Fe सीनियर और वाई तक, और [[हीलियम संलयन]]- और कार्बन-जलने की प्रक्रिया के अंत में होता है | बड़े सितारों में कार्बन-जलना। यह मुख्य रूप से कार्यरत है <sup>22</sup>ने न्यूट्रॉन स्रोत। ये तारे अपनी समाप्ति पर सुपरनोवा बन जाएंगे और उन एस-प्रोसेस आइसोटोप को इंटरस्टेलर गैस में बदल देंगे।
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एस-प्रक्रिया को कभी-कभी तथाकथित स्थानीय सन्निकटन का उपयोग करके एक छोटे द्रव्यमान क्षेत्र पर अनुमानित किया जाता है, जिसके द्वारा बहुतायत का अनुपात एस-प्रक्रिया पथ पर आस-पास के आइसोटोप के लिए न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस-सेक्शन के अनुपात के विपरीत आनुपातिक होता है। यह सन्निकटन है - जैसा कि नाम से संकेत मिलता है - केवल स्थानीय रूप से मान्य है, जिसका अर्थ निकटवर्ती द्रव्यमान संख्याओं के समस्थानिकों के लिए है, लेकिन यह जादुई संख्याओं पर अमान्य है जहां कगार-अवक्षेप संरचना हावी है।
एस-प्रक्रिया को कभी-कभी तथाकथित स्थानीय सन्निकटन का उपयोग करके छोटे द्रव्यमान क्षेत्र पर अनुमानित किया जाता है, जिसके द्वारा बहुतायत का अनुपात एस-प्रक्रिया पथ पर आस-पास के आइसोटोप के लिए न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस-सेक्शन के अनुपात के विपरीत आनुपातिक होता है। यह सन्निकटन है - जैसा कि नाम से संकेत मिलता है - केवल स्थानीय रूप से मान्य है, जिसका अर्थ निकटवर्ती द्रव्यमान संख्याओं के समस्थानिकों के लिए है, लेकिन यह जादुई संख्याओं पर अमान्य है जहां कगार-अवक्षेप संरचना हावी है।


[[File:S-R-processes-atomic-mass-201-to-210.svg|thumb|right|250px|एस-प्रक्रिया के अंतिम भाग का प्रतिनिधित्व करने वाला चार्ट। दाहिने सिरे पर एक वृत्त वाली लाल क्षैतिज रेखाएँ न्यूट्रॉन कैप्चर का प्रतिनिधित्व करती हैं; ऊपर-बायीं ओर इंगित करने वाले नीले तीर बीटा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-बायीं ओर इंगित करने वाले हरे तीर अल्फा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-दाईं ओर इंगित करने वाले सियान/हल्के-हरे तीर [[ इलेक्ट्रॉन पर कब्जा ]] का प्रतिनिधित्व करते हैं।]]एस-प्रक्रिया के दौरान होने वाले अपेक्षाकृत कम [[ न्यूट्रॉन प्रवाह ]] के कारण (10 के क्रम पर)<sup>5</sup>से 10<sup>11</sup>न्यूट्रॉन प्रति सेमी<sup>2</sup>प्रति सेकंड), इस प्रक्रिया में [[थोरियम]] या [[यूरेनियम]] जैसे किसी भी भारी रेडियोधर्मी आइसोटोप का उत्पादन करने की क्षमता नहीं है। एस-प्रक्रिया को समाप्त करने वाला चक्र है:
[[File:S-R-processes-atomic-mass-201-to-210.svg|thumb|right|250px|एस-प्रक्रिया के अंतिम भाग का प्रतिनिधित्व करने वाला चार्ट। दाहिने सिरे पर वृत्त वाली लाल क्षैतिज रेखाएँ न्यूट्रॉन कैप्चर का प्रतिनिधित्व करती हैं; ऊपर-बायीं ओर इंगित करने वाले नीले तीर बीटा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-बायीं ओर इंगित करने वाले हरे तीर अल्फा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-दाईं ओर इंगित करने वाले सियान/हल्के-हरे तीर [[ इलेक्ट्रॉन पर कब्जा |इलेक्ट्रॉन पर कब्जा]] का प्रतिनिधित्व करते हैं।]]एस-प्रक्रिया के दौरान होने वाले अपेक्षाकृत कम [[ न्यूट्रॉन प्रवाह |न्यूट्रॉन प्रवाह]] के कारण (10 के क्रम पर)<sup>5</sup>से 10<sup>11</sup>न्यूट्रॉन प्रति सेमी<sup>2</sup>प्रति सेकंड), इस प्रक्रिया में [[थोरियम]] या [[यूरेनियम]] जैसे किसी भी भारी रेडियोधर्मी आइसोटोप का उत्पादन करने की क्षमता नहीं है। एस-प्रक्रिया को समाप्त करने वाला चक्र है:


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इस प्रकार प्रक्रिया बिस्मथ, सबसे भारी स्थिर तत्व, और पोलोनियम, बिस्मथ के बाद पहला गैर-प्राथमिक तत्व, में समाप्त होती है। बिस्मथ वास्तव में थोड़ा रेडियोधर्मी है, लेकिन इसका आधा जीवन इतना लंबा है - ब्रह्मांड की वर्तमान आयु का एक अरब गुना - कि यह किसी भी मौजूदा तारे के जीवनकाल में प्रभावी रूप से स्थिर है। हालाँकि, [[पोलोनियम-210]] आधे जीवन के साथ क्षय हो जाता है {{val|138|ul=days}}स्थिर बढ़त-206 तक।
इस प्रकार प्रक्रिया बिस्मथ, सबसे भारी स्थिर तत्व, और पोलोनियम, बिस्मथ के बाद पहला गैर-प्राथमिक तत्व, में समाप्त होती है। बिस्मथ वास्तव में थोड़ा रेडियोधर्मी है, लेकिन इसका आधा जीवन इतना लंबा है - ब्रह्मांड की वर्तमान आयु का अरब गुना - कि यह किसी भी मौजूदा तारे के जीवनकाल में प्रभावी रूप से स्थिर है। हालाँकि, [[पोलोनियम-210]] आधे जीवन के साथ क्षय हो जाता है {{val|138|ul=days}}स्थिर बढ़त-206 तक।


==एस-प्रक्रिया को स्टारडस्ट में मापा जाता है==
==एस-प्रक्रिया को स्टारडस्ट में मापा जाता है==


स्टारडस्ट [[ब्रह्मांडीय धूल]] का एक घटक है। स्टारडस्ट व्यक्तिगत ठोस कण हैं जो विभिन्न लंबे समय से मृत सितारों से बड़े पैमाने पर नुकसान के दौरान संघनित होते हैं। सौर मंडल के जन्म से पहले स्टारडस्ट पूरे इंटरस्टेलर गैस में मौजूद था और उल्कापिंडों में फंस गया था जब वे प्रारंभिक सौर मंडल में ग्रहीय अभिवृद्धि डिस्क में निहित इंटरस्टेलर पदार्थ से इकट्ठे हुए थे। आज वे उल्कापिंडों में पाए जाते हैं, जहां उन्हें संरक्षित किया गया है। मौसम वैज्ञानिक इन्हें आदतन [[प्रीसोलर ग्रेन]] कहते हैं। एस-प्रक्रिया से समृद्ध अनाज अधिकतर [[ सिलिकन कार्बाइड ]] (SiC) होते हैं। इन अनाजों की उत्पत्ति अनाज के भीतर बेहद असामान्य समस्थानिक बहुतायत अनुपात के प्रयोगशाला माप द्वारा प्रदर्शित की जाती है। एस-प्रोसेस क्सीनन आइसोटोप का पहला प्रयोगात्मक पता 1978 में लगाया गया था,<ref>
स्टारडस्ट [[ब्रह्मांडीय धूल]] का घटक है। स्टारडस्ट व्यक्तिगत ठोस कण हैं जो विभिन्न लंबे समय से मृत सितारों से बड़े पैमाने पर नुकसान के दौरान संघनित होते हैं। सौर मंडल के जन्म से पहले स्टारडस्ट पूरे इंटरस्टेलर गैस में मौजूद था और उल्कापिंडों में फंस गया था जब वे प्रारंभिक सौर मंडल में ग्रहीय अभिवृद्धि डिस्क में निहित इंटरस्टेलर पदार्थ से इकट्ठे हुए थे। आज वे उल्कापिंडों में पाए जाते हैं, जहां उन्हें संरक्षित किया गया है। मौसम वैज्ञानिक इन्हें आदतन [[प्रीसोलर ग्रेन]] कहते हैं। एस-प्रक्रिया से समृद्ध अनाज अधिकतर [[ सिलिकन कार्बाइड |सिलिकन कार्बाइड]] (SiC) होते हैं। इन अनाजों की उत्पत्ति अनाज के भीतर बेहद असामान्य समस्थानिक बहुतायत अनुपात के प्रयोगशाला माप द्वारा प्रदर्शित की जाती है। एस-प्रोसेस क्सीनन आइसोटोप का पहला प्रयोगात्मक पता 1978 में लगाया गया था,<ref>
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==संदर्भ==
==संदर्भ==

Revision as of 12:44, 23 September 2023

धीमी न्यूट्रॉन-कैप्चर प्रक्रिया, या एस-प्रक्रिया, परमाणु खगोल भौतिकी में परमाणु प्रतिक्रियाओं की श्रृंखला है जो सितारों, विशेष रूप से स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होती है। एस-प्रक्रिया लगभग आधे परमाणु नाभिक भारी धातु (रासायनिक तत्व) के निर्माण (न्यूक्लियोसिंथेसिस) के लिए जिम्मेदार है।

एस-प्रक्रिया में, बीज नाभिक उच्च परमाणु द्रव्यमान के साथ आइसोटोप बनाने के लिए न्यूट्रॉन पर कब्जा से गुजरता है। यदि नया आइसोटोप स्थिर न्यूक्लाइड है, तो द्रव्यमान में वृद्धि की श्रृंखला हो सकती है, लेकिन यदि यह अस्थिर नाभिक है, तो बीटा क्षय होगा, जिससे अगले उच्च परमाणु संख्या का तत्व उत्पन्न होगा। यह प्रक्रिया धीमी है (इसलिए नाम) इस अर्थ में कि किसी अन्य न्यूट्रॉन को पकड़ने से पहले इस रेडियोधर्मी क्षय के लिए पर्याप्त समय होता है। इन प्रतिक्रियाओं की श्रृंखला न्यूक्लाइड की तालिका में बीटा-क्षय स्थिर आइसोबार की स्थिरता की घाटी के साथ चलते हुए स्थिर आइसोटोप का उत्पादन करती है।

प्रतिक्रिया श्रृंखला के साथ अल्फा क्षय चरणों के हस्तक्षेप के कारण, एस-प्रक्रिया द्वारा तत्वों और आइसोटोप की श्रृंखला का उत्पादन किया जा सकता है। उत्पादित तत्वों और आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता न्यूट्रॉन के स्रोत और समय के साथ उनके प्रवाह में परिवर्तन पर निर्भर करती है। एस-प्रक्रिया प्रतिक्रिया श्रृंखला की प्रत्येक शाखा अंततः सीसा, विस्मुट और विशेष तत्त्व जिस का प्रभाव रेडियो पर पड़ता है से जुड़े चक्र पर समाप्त होती है।

एस-प्रक्रिया आर-प्रक्रिया|आर-प्रक्रिया के विपरीत है, जिसमें क्रमिक न्यूट्रॉन कैप्चर तीव्र होते हैं: वे बीटा क्षय की तुलना में अधिक तेज़ी से होते हैं। आर-प्रक्रिया मुक्त न्यूट्रॉन के उच्च प्रवाह वाले वातावरण में हावी होती है; यह एस-प्रक्रिया की तुलना में भारी तत्वों और अधिक न्यूट्रॉन-समृद्ध आइसोटोप का उत्पादन करता है। दोनों प्रक्रियाएं मिलकर लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की अधिकांश सापेक्ष प्रचुरता का कारण बनती हैं।

इतिहास

भारी तत्वों के आइसोटोप की सापेक्ष प्रचुरता और 1956 में हंस सूस और हेरोल्ड उरे द्वारा रासायनिक तत्वों की प्रचुरता की नई प्रकाशित तालिका से एस-प्रक्रिया की आवश्यकता देखी गई।[1] अन्य बातों के अलावा, इन आंकड़ों में स्ट्रोंटियम, बेरियम और सीसा की प्रचुरता देखी गई, जो क्वांटम यांत्रिकी और परमाणु शेल मॉडल के अनुसार, विशेष रूप से स्थिर नाभिक हैं, जैसे कि उत्कृष्ट गैसें रासायनिक रूप से निष्क्रिय गैस होती हैं। इसका तात्पर्य यह था कि कुछ प्रचुर मात्रा में नाभिकों को धीमी न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा बनाया जाना चाहिए, और यह केवल यह निर्धारित करने का मामला था कि ऐसी प्रक्रिया द्वारा अन्य नाभिकों का हिसाब कैसे लगाया जा सकता है। एस-प्रोसेस और आर-प्रोसेस|आर-प्रोसेस के बीच भारी आइसोटोप को विभाजित करने वाली तालिका प्रसिद्ध बी2एफएच पेपर|बी में प्रकाशित हुई थी।21957 में एफएच समीक्षा पत्र।[2] वहां यह भी तर्क दिया गया कि एस-प्रक्रिया लाल विशाल तारों में होती है। विशेष रूप से उदाहरणात्मक मामले में, तत्व टेक्नेटियम, जिसका सबसे लंबा आधा जीवन 4.2 मिलियन वर्ष है, 1952 में एस-, एम- और एन-प्रकार के सितारों में खोजा गया था।[3][4] पॉल डब्ल्यू मेरिल द्वारा।[5][6] चूँकि इन तारों को अरबों वर्ष पुराना माना जाता था, इसलिए उनके बाहरी वायुमंडल में टेक्नेटियम की उपस्थिति को इसके हाल के निर्माण के प्रमाण के रूप में लिया गया था, जो संभवतः तारे के गहरे आंतरिक भाग में परमाणु संलयन से असंबद्ध था जो इसे शक्ति प्रदान करता है।

प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति दर्शाने वाली आवर्त सारणी। मरने वाले कम द्रव्यमान वाले तारों में लोहे से भारी तत्वों की उत्पत्ति आम तौर पर एस-प्रक्रिया द्वारा उत्पन्न होती है, जो धीमी गति से न्यूट्रॉन प्रसार और ऐसे सितारों में लंबी अवधि तक कब्जा करने की विशेषता है।

समय-निर्भर तरीके से लौह बीज नाभिक से भारी आइसोटोप बनाने के लिए गणना योग्य मॉडल 1961 तक प्रदान नहीं किया गया था।[7] उस कार्य से पता चला कि खगोलविदों द्वारा कुछ लाल-विशाल तारों में देखी गई बेरियम की बड़ी मात्रा को लौह बीज नाभिक से बनाया जा सकता है यदि कुल न्यूट्रॉन प्रवाह (प्रति इकाई क्षेत्र में न्यूट्रॉन की संख्या) उचित हो। इससे यह भी पता चला कि न्यूट्रॉन प्रवाह के लिए कोई भी एकल मूल्य देखी गई एस-प्रक्रिया बहुतायत के लिए जिम्मेदार नहीं हो सकता है, लेकिन विस्तृत श्रृंखला की आवश्यकता है। किसी दिए गए फ्लक्स के संपर्क में आने वाले लौह बीज नाभिकों की संख्या कम होनी चाहिए क्योंकि फ्लक्स मजबूत हो जाता है। इस कार्य से यह भी पता चला कि न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस सेक्शन समय बहुतायत के उत्पाद का वक्र आसानी से गिरने वाला वक्र नहीं है, क्योंकि B2FH|B2एफएच ने रेखाचित्र बनाया था, बल्कि इसमें कगार-तल संरचना है। कागजात की श्रृंखला[8][9][10][11][12][13] 1970 के दशक में डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा तेजी से घटते न्यूट्रॉन प्रवाह का उपयोग उजागर लौह बीज की संख्या के फ़ंक्शन के रूप में एस-प्रक्रिया का मानक मॉडल बन गया और तब तक बना रहा जब तक कि स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा | एजीबी-स्टार न्यूक्लियोसिंथेसिस का विवरण पर्याप्त रूप से नहीं बन गया। उन्नत कि वे तारकीय संरचना मॉडल के आधार पर एस-प्रक्रिया तत्व निर्माण के लिए मानक मॉडल बन गए। 1965 में ओक रिज नेशनल लैब से न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस सेक्शन के माप की महत्वपूर्ण श्रृंखला की सूचना दी गई थी[14] और 1982 में कार्लज़ूए परमाणु भौतिकी केंद्र द्वारा[15] और इसके बाद, इन्होंने एस-प्रक्रिया को उस दृढ़ मात्रात्मक आधार पर रखा जिसका आज यह आनंद उठा रहा है।

सितारों में एस-प्रक्रिया

ऐसा माना जाता है कि एस-प्रक्रिया ज्यादातर स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होती है, जो पिछली पीढ़ी के सितारों के दौरान सुपरनोवा द्वारा छोड़े गए लौह नाभिक द्वारा बीजित होती है। आर-प्रक्रिया के विपरीत, जिसके बारे में माना जाता है कि यह विस्फोटक वातावरण में सेकंड के समय के पैमाने पर घटित होती है, एस-प्रक्रिया हजारों वर्षों के समय के पैमाने पर घटित होती है, जो न्यूट्रॉन कैप्चर के बीच दशकों से गुजरती है। किस हद तक एस-प्रक्रिया आइसोटोप के चार्ट में तत्वों को उच्च द्रव्यमान संख्या तक ले जाती है, यह अनिवार्य रूप से उस डिग्री से निर्धारित होता है जिस तक प्रश्न में तारा न्यूट्रॉन का उत्पादन करने में सक्षम है। मात्रात्मक उपज तारे के प्रारंभिक प्रचुरता वितरण में लोहे की मात्रा के समानुपाती होती है। नए तत्वों को संश्लेषित करने के इस न्यूट्रॉन कैप्चर-बीटा माइनस क्षय अनुक्रम के लिए आयरन प्रारंभिक सामग्री (या बीज) है।

मुख्य न्यूट्रॉन स्रोत प्रतिक्रियाएँ हैं:

13
6C
 		 +  4
2He
 		 →  16
8O
 		 + 
n
22
10Ne
 		 +  4
2He
 		 →  25
12Mg
 		 + 
n
एस-प्रक्रिया चांदी से लेकर सुरमा तक की सीमा में कार्य करती है।

एक मुख्य और कमजोर एस-प्रक्रिया घटक को अलग करता है। मुख्य घटक स्ट्रोंटियम और yttrium से परे और सबसे कम धात्विक सितारों में सीसा तक भारी तत्वों का उत्पादन करता है। मुख्य घटक के उत्पादन स्थल कम द्रव्यमान वाले स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा तारे हैं।[16] मुख्य घटक पर निर्भर करता है 13C न्यूट्रॉन स्रोत ऊपर।[17] दूसरी ओर, एस-प्रक्रिया का कमजोर घटक लौह समूह बीज नाभिक से तत्वों के एस-प्रक्रिया तत्व | एस-प्रक्रिया आइसोटोप को संश्लेषित करता है। 58Fe सीनियर और वाई तक, और हीलियम संलयन- और कार्बन-जलने की प्रक्रिया के अंत में होता है | बड़े सितारों में कार्बन-जलना। यह मुख्य रूप से कार्यरत है 22ने न्यूट्रॉन स्रोत। ये तारे अपनी समाप्ति पर सुपरनोवा बन जाएंगे और उन एस-प्रोसेस आइसोटोप को इंटरस्टेलर गैस में बदल देंगे।

एस-प्रक्रिया को कभी-कभी तथाकथित स्थानीय सन्निकटन का उपयोग करके छोटे द्रव्यमान क्षेत्र पर अनुमानित किया जाता है, जिसके द्वारा बहुतायत का अनुपात एस-प्रक्रिया पथ पर आस-पास के आइसोटोप के लिए न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस-सेक्शन के अनुपात के विपरीत आनुपातिक होता है। यह सन्निकटन है - जैसा कि नाम से संकेत मिलता है - केवल स्थानीय रूप से मान्य है, जिसका अर्थ निकटवर्ती द्रव्यमान संख्याओं के समस्थानिकों के लिए है, लेकिन यह जादुई संख्याओं पर अमान्य है जहां कगार-अवक्षेप संरचना हावी है।

एस-प्रक्रिया के अंतिम भाग का प्रतिनिधित्व करने वाला चार्ट। दाहिने सिरे पर वृत्त वाली लाल क्षैतिज रेखाएँ न्यूट्रॉन कैप्चर का प्रतिनिधित्व करती हैं; ऊपर-बायीं ओर इंगित करने वाले नीले तीर बीटा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-बायीं ओर इंगित करने वाले हरे तीर अल्फा क्षय का प्रतिनिधित्व करते हैं; नीचे-दाईं ओर इंगित करने वाले सियान/हल्के-हरे तीर इलेक्ट्रॉन पर कब्जा का प्रतिनिधित्व करते हैं।

एस-प्रक्रिया के दौरान होने वाले अपेक्षाकृत कम न्यूट्रॉन प्रवाह के कारण (10 के क्रम पर)5से 1011न्यूट्रॉन प्रति सेमी2प्रति सेकंड), इस प्रक्रिया में थोरियम या यूरेनियम जैसे किसी भी भारी रेडियोधर्मी आइसोटोप का उत्पादन करने की क्षमता नहीं है। एस-प्रक्रिया को समाप्त करने वाला चक्र है:

209
Bi
 न्यूट्रॉन को पकड़कर उत्पादन करता है 210
Bi
, जो क्षय हो जाता है 210
Po
बीटा क्षय द्वारा|β−क्षय. 210
Po
 बदले में क्षय हो जाता है 206
Pb
अल्फा क्षय द्वारा|α क्षय:

209
83Bi
 		 + 
n
 		 →  210
83Bi
 		 + 
γ
210
83Bi
 		     →  210
84Po
 		 + 
e−
 		 + 
ν
e
210
84Po
 		     →  206
82Pb
 		 +  4
2He

206
Pb
 फिर तीन न्यूट्रॉन ग्रहण करता है, उत्पादन करता है 209
Pb
, जो क्षय हो जाता है 209
Bi
 β द्वारा−क्षय, चक्र को पुनः आरंभ करना:

206
82Pb
 		 +  3 
n
 		 →  209
82Pb
209
82Pb
 		     →  209
83Bi
 		 +   
e−
 		 +   
ν
e

इस चक्र का शुद्ध परिणाम यह है कि 4 न्यूट्रॉन अल्फा कण, दो इलेक्ट्रॉन, दो एंटी-इलेक्ट्रॉन न्युट्रीनो और गामा किरण में परिवर्तित हो जाते हैं:

    4 
n
 		 →  4
2He
 		 +  2 
e−
 		 +  2 
ν
e 		 + 
γ

इस प्रकार प्रक्रिया बिस्मथ, सबसे भारी स्थिर तत्व, और पोलोनियम, बिस्मथ के बाद पहला गैर-प्राथमिक तत्व, में समाप्त होती है। बिस्मथ वास्तव में थोड़ा रेडियोधर्मी है, लेकिन इसका आधा जीवन इतना लंबा है - ब्रह्मांड की वर्तमान आयु का अरब गुना - कि यह किसी भी मौजूदा तारे के जीवनकाल में प्रभावी रूप से स्थिर है। हालाँकि, पोलोनियम-210 आधे जीवन के साथ क्षय हो जाता है 138 dस्थिर बढ़त-206 तक।

एस-प्रक्रिया को स्टारडस्ट में मापा जाता है

स्टारडस्ट ब्रह्मांडीय धूल का घटक है। स्टारडस्ट व्यक्तिगत ठोस कण हैं जो विभिन्न लंबे समय से मृत सितारों से बड़े पैमाने पर नुकसान के दौरान संघनित होते हैं। सौर मंडल के जन्म से पहले स्टारडस्ट पूरे इंटरस्टेलर गैस में मौजूद था और उल्कापिंडों में फंस गया था जब वे प्रारंभिक सौर मंडल में ग्रहीय अभिवृद्धि डिस्क में निहित इंटरस्टेलर पदार्थ से इकट्ठे हुए थे। आज वे उल्कापिंडों में पाए जाते हैं, जहां उन्हें संरक्षित किया गया है। मौसम वैज्ञानिक इन्हें आदतन प्रीसोलर ग्रेन कहते हैं। एस-प्रक्रिया से समृद्ध अनाज अधिकतर सिलिकन कार्बाइड (SiC) होते हैं। इन अनाजों की उत्पत्ति अनाज के भीतर बेहद असामान्य समस्थानिक बहुतायत अनुपात के प्रयोगशाला माप द्वारा प्रदर्शित की जाती है। एस-प्रोसेस क्सीनन आइसोटोप का पहला प्रयोगात्मक पता 1978 में लगाया गया था,[18] पहले की भविष्यवाणियों की पुष्टि करते हुए कि एस-प्रक्रिया आइसोटोप लाल विशाल सितारों से स्टारडस्ट में समृद्ध, लगभग शुद्ध होंगे।[19] इन खोजों ने खगोल भौतिकी और सौर मंडल में उल्कापिंडों की उत्पत्ति के बारे में नई अंतर्दृष्टि प्रदान की।[20] सिलिकॉन कार्बाइड (SiC) के कण एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा के वायुमंडल में संघनित होते हैं और इस प्रकार समस्थानिक बहुतायत अनुपात को फँसाते हैं क्योंकि वे उस तारे में मौजूद थे। चूँकि AGB तारे आकाशगंगा में s-प्रक्रिया का मुख्य स्थल हैं, SiC अनाज में भारी तत्वों में लोहे से भारी तत्वों में लगभग शुद्ध s-प्रक्रिया आइसोटोप होते हैं। इस तथ्य को इन स्टारडस्ट प्रीसोलर अनाजों के स्पटरिंग-आयन मास स्पेक्ट्रोमीटर अध्ययनों द्वारा बार-बार प्रदर्शित किया गया है।[20] कई आश्चर्यजनक परिणामों से पता चला है कि उनके भीतर एस-प्रोसेस और आर-प्रोसेस प्रचुरता का अनुपात पहले से अनुमानित अनुपात से कुछ अलग है। क्रीप्टोण और क्सीनन के फंसे हुए आइसोटोप के साथ यह भी दिखाया गया है कि एजीबी-स्टार वायुमंडल में एस-प्रक्रिया बहुतायत समय के साथ या स्टार से स्टार में बदल गई, संभवतः उस तारे में न्यूट्रॉन प्रवाह की ताकत या शायद तापमान के साथ। यह 2000 के दशक में एस-प्रक्रिया अध्ययन की सीमा है।

संदर्भ

  1. ↑ Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). "तत्वों की प्रचुरता". Reviews of Modern Physics. 28 (1): 53–74. Bibcode:1956RvMP...28...53S. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
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