एस-प्रक्रिया: Difference between revisions

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

इस प्रकार से एस-प्रक्रिया में, बीज नाभिक उच्च परमाणु द्रव्यमान के साथ आइसोटोप बनाने के लिए न्यूट्रॉन पर अधिकृत से निकलते है। यदि नया आइसोटोप स्थिर न्यूक्लाइड है, तो द्रव्यमान में वृद्धि की श्रृंखला हो सकती है, किन्तु यदि यह अस्थिर नाभिक है, तो बीटा क्षय होगा, जिससे अगले उच्च परमाणु संख्या का तत्व उत्पन्न होगा। यह प्रक्रिया निष्क्रिय 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। जिससे एस-प्रक्रिया प्रतिक्रिया श्रृंखला की प्रत्येक शाखा अंततः लेड, विस्मुट और पोलोनियम से जुड़े चक्र पर समाप्त होती है।

इस प्रकार से एस-प्रक्रिया आर-प्रक्रिया के विपरीत है, जिसमें क्रमिक न्यूट्रॉन कैप्चर तीव्र होते हैं: वे बीटा क्षय की तुलना में अधिक तीव्रता से होते हैं। और आर-प्रक्रिया मुक्त न्यूट्रॉन के उच्च प्रवाह वाले वातावरण में प्रभुत्व होती है; यह एस-प्रक्रिया की तुलना में भारी तत्वों और अधिक न्यूट्रॉन-समृद्ध आइसोटोप का उत्पादन करता है। जिससे दोनों प्रक्रियाएं मिलकर आयरन 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 है।[1] और अन्य वस्तुओ के अतिरिक्त, इन आंकड़ों में स्ट्रोंटियम, बेरियम और लेड की प्रचुरता देखी गई, जो की 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 निष्क्रिय न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा बनाया जाना चाहिए, और यह केवल यह निर्धारित करने की स्तिथि थी कि ऐसी प्रक्रिया द्वारा अन्य नाभिकों का पता कैसे लगाया जा सकता है। एस-प्रक्रिया और आर-प्रक्रिया के मध्य भारी आइसोटोप को विभाजित करने वाली एक तालिका 1957 में प्रसिद्ध B2FH समीक्षा पत्र में प्रकाशित की गई थी।[2] वहां यह भी तर्क दिया गया कि एस-प्रक्रिया लाल विशाल सितारों में होती है। विशेष रूप से उदाहरणात्मक स्तिथि में, तत्व टेक्नेटियम, जिसका अधिक दीर्घ अर्ध जीवन 4.2 मिलियन वर्ष है, चूंकि 1952 में s-, M- और N-प्रकार के सितारों में पॉल डब्ल्यू मेरिल द्वारा खोजा गया था।[3][4] [5][6] चूँकि इन सितारों को अरबों वर्ष प्राचीन माना जाता था, इसलिए उनके बाहरी वायुमंडल में टेक्नेटियम की उपस्थिति को इसके वर्तमान के निर्माण के प्रमाण के रूप में लिया गया था, जो की संभवतः स्टार 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 सितारों में आयरन से भारी तत्वों की उत्पत्ति सामान्यतः एस-प्रक्रिया द्वारा उत्पन्न होती है, जो निष्क्रिय गति से न्यूट्रॉन प्रसार और ऐसे सितारों में दीर्घ अवधि तक अधिकृत करने की विशेषता है।

इस प्रकार से समय-निर्भर विधि से आयरन बीज नाभिक से भारी आइसोटोप बनाने के लिए गणना योग्य मॉडल 1961 तक प्रदान नहीं किया गया था।[7] और उस कार्य से पता चला कि खगोलविदों द्वारा कुछ लाल-विशाल सितारों में देखी गई बेरियम की उच्च मात्रा को आयरन 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 उत्तरदायी नहीं हो सकता है, किन्तु विस्तृत श्रृंखला की आवश्यकता है। किसी दिए गए फ्लक्स के संपर्क में आने वाले आयरन बीज नाभिकों की संख्या कम होनी चाहिए क्योंकि फ्लक्स सशक्त हो जाता है। इस कार्य से यह भी पता चला कि न्यूट्रॉन-कैप्चर क्रॉस सेक्शन समय बहुतायत के उत्पाद का वक्र सरलता से गिरने वाला वक्र नहीं है, क्योंकि B2FH ने रेखाचित्र बनाया था, किन्तु इसमें कगार-तल संरचना है। कागजों की एक श्रृंखला[8][9][10][11][12][13] 1970 के दशक में डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा तीव्रता से घटते न्यूट्रॉन प्रवाह का उपयोग प्रकाशित आयरन 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 उन्नत नहीं बन गया कि वे तारकीय संरचना मॉडल के आधार पर एस-प्रक्रिया तत्व निर्माण के लिए मानक मॉडल बन गए। इस प्रकार से 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 पश्चात्, इन्होंने एस-प्रक्रिया को उस दृढ़ मात्रात्मक आधार पर रखा जिसका वर्तमान यह आनंद उठा रहा है।

सितारों में एस-प्रक्रिया

ऐसा माना जाता है कि एस-प्रक्रिया अधिकतर स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होती है, जो पिछली पीढ़ी के सितारों के समय सुपरनोवा द्वारा छोड़े गए आयरन नाभिक द्वारा बीजित होती है। इस प्रकार से आर-प्रक्रिया के विपरीत, जिसके बारे में माना जाता है कि यह विस्फोटक वातावरण में सेकंड के समय के माप पर घटित होती है, एस-प्रक्रिया हजारों वर्षों के समय के माप पर घटित होती है, जो की न्यूट्रॉन कैप्चर के मध्य दशकों से निकलती है। और किस सीमा 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। किन्तु मात्रात्मक उपज स्टार के प्रारंभिक प्रचुरता वितरण में आयरन की मात्रा के समानुपाती होती है। नवीन तत्वों को संश्लेषित करने के इस न्यूट्रॉन कैप्चर-बीटा माइनस क्षय अनुक्रम के लिए आयरन प्रारंभिक सामग्री (या बीज) है।

इस प्रकार से मुख्य न्यूट्रॉन स्रोत प्रतिक्रियाएँ हैं:

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

एक मुख्य और निर्बल एस-प्रक्रिया घटक को अलग करता है। मुख्य घटक Sr और Y, से परे और सबसे कम धात्विक सितारों में Pb तक भारी तत्वों का उत्पादन करता है। मुख्य घटक के उत्पादन स्थल कम द्रव्यमान वाले स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा स्टार हैं। मुख्य घटक उपरोक्त 13C न्यूट्रॉन स्रोत पर निर्भर करता है। दूसरी ओर, एस-प्रक्रिया का निर्बल घटक, आयरन समूह बीज नाभिक से 58Fe तक के तत्वों के एस-प्रक्रिया आइसोटोप को Sr और Y, तक संश्लेषित करता है, और हीलियम संलयन- और कार्बन-जलने के अंत में स्टार उच्च माप पर होता है। इस प्रकार से यह मुख्य रूप से 22Ne न्यूट्रॉन स्रोत का उपयोग करता है। ये स्टार अपनी समाप्ति पर सुपरनोवा बन जाएंगे और उन एस-प्रोसेस आइसोटोप को इंटरस्टेलर गैस में परिवर्तन कर देता है।[16][17]

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 चारो-ओर 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, किन्तु यह मैजिक संख्याओं पर अमान्य है जहां कगार-अवक्षेप संरचना प्रभुत्व 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 अधिकृत का प्रतिनिधित्व करते हैं।

इस प्रकार से एस-प्रक्रिया के समय होने वाले अपेक्षाकृत कम न्यूट्रॉन प्रवाह के कारण(105 से 1011 न्यूट्रॉन प्रति cm2 प्रति सेकंड के क्रम पर), इस प्रक्रिया में थोरियम या यूरेनियम जैसे किसी भी भारी रेडियोधर्मी आइसोटोप का उत्पादन करने की क्षमता नहीं है। अतः 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
 परिवर्तने 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, अधिक भारी स्थिर तत्व, और पोलोनियम, बिस्मथ के पश्चात प्रथम गैर-प्राथमिक तत्व, में समाप्त होती है। बिस्मथ वास्तव में थोड़ा रेडियोधर्मी है, किन्तु इसका अर्ध जीवन इतना लंबा है - ब्रह्मांड की वर्तमान आयु का अरब गुना - कि यह किसी भी उपस्तिथ स्टार के जीवनकाल में प्रभावी रूप से स्थिर है। चूंकि, पोलोनियम-210,138 d अर्ध जीवन के साथ स्थिर लेड-206 तक क्षय हो जाता है।

एस-प्रक्रिया को स्टारडस्ट में मापा जाता है

इस प्रकार से स्टारडस्ट ब्रह्मांडीय धूल का घटक है। और स्टारडस्ट व्यक्तिगत ठोस कण हैं जो की विभिन्न लंबे समय से मृत सितारों से उच्च माप पर हानि के समय संघनित होते हैं। जिससे सौर मंडल के उत्पत्ति से पूर्व स्टारडस्ट पूरे इंटरस्टेलर गैस में उपस्तिथ था और उल्कापिंडों में फंस गया था जब वे प्रारंभिक सौर मंडल में ग्रहीय अभिवृद्धि डिस्क में निहित इंटरस्टेलर पदार्थ से संग्रह हुए थे। और वर्तमान में उल्कापिंडों में पाए जाते हैं, जहां उन्हें संरक्षित किया गया है। मौसम वैज्ञानिक इन्हें आदतन प्रीसोलर ग्रेन कहते हैं। इस प्रकार से एस-प्रक्रिया से समृद्ध अनाज अधिकतर सिलिकन कार्बाइड (SiC) होते हैं। इन अनाजों की उत्पत्ति अनाज के अन्दर बेसीमा असामान्य समस्थानिक बहुतायत अनुपात के प्रयोगशाला माप द्वारा प्रदर्शित की जाती है। एस-प्रोसेस क्सीनन आइसोटोप का प्रथम प्रयोगात्मक पता 1978 में लगाया गया था,[18] इस प्रकार से 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 नवीन अंतर्दृष्टि प्रदान की है।[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 स्टार में उपस्तिथ थे। चूँकि एजीबी स्टार आकाशगंगा में एस-प्रक्रिया का मुख्य स्थल हैं, SiC अनाज में भारी तत्वों में आयरन से भारी तत्वों में लगभग शुद्ध एस-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] अतः अनेक आश्चर्यजनक परिणामों से पता चला है कि उनके अन्दर एस-प्रोसेस और आर-प्रोसेस प्रचुरता का अनुपात पहले से अनुमानित अनुपात से कुछ अलग है। इसलिए 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 परिवर्तन हो गई है, संभवतः उस स्टार में न्यूट्रॉन प्रवाह की शक्ति या कदाचित् तापमान के साथ। और 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.
  2. ↑ Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. 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.
  3. ↑ Hammond, C. R. (2004). "The Elements". Handbook of Chemistry and Physics (81st ed.). CRC Press. ISBN 978-0-8493-0485-9.
  4. ↑ Moore, C. E. (1951). "Technetium in the Sun". Science. 114 (2951): 59–61. Bibcode:1951Sci...114...59M. doi:10.1126/science.114.2951.59. PMID 17782983.
  5. ↑ Merrill, P. W. (1952). "सितारों में टेक्नेटियम". Science. 115 (2992): 484.
  6. ↑ George Sivulka (8 March 2017). "तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के साक्ष्य का एक परिचय". Stanford University. Retrieved 3 May 2018.
  7. ↑ Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). "Neutron capture chains in heavy element synthesis". Annals of Physics. 12 (3): 331–408. Bibcode:1961AnPhy..12..331C. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7.
  8. ↑ Clayton, D. D.; Rassbach, M. E. (1967). "Termination of the s-process". The Astrophysical Journal. 148: 69. Bibcode:1967ApJ...148...69C. doi:10.1086/149128.
  9. ↑ Clayton, D. D. (1968). "Distribution of neutron-source strengths for the s-process". In Arnett, W. D.; Hansen, C. J.; Truran, J. W.; Cameron, A. G. W. (eds.). Nucleosynthesis. Gordon and Breach. pp. 225–240.
  10. ↑ Peters, J. G.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1972). "Weak s-process Irradiations". The Astrophysical Journal. 173: 637. Bibcode:1972ApJ...173..637P. doi:10.1086/151450.
  11. ↑ Clayton, D. D.; Newman, M. J. (1974). "s-process Studies: Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross-Section Values". The Astrophysical Journal. 192: 501. Bibcode:1974ApJ...192..501C. doi:10.1086/153082.
  12. ↑ Clayton, D. D.; Ward, R. A. (1974). "s-process Studies: Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures". The Astrophysical Journal. 193: 397. Bibcode:1974ApJ...193..397C. doi:10.1086/153175.
  13. ↑ Ward, R. A.; Newman, M. J.; Clayton, D. D. (1976). "s-process Studies: Branching and the Time Scale". The Astrophysical Journal Supplement Series. 31: 33. Bibcode:1976ApJS...31...33W. doi:10.1086/190373.
  14. ↑ Macklin, R. L.; Gibbons, J. H. (1965). "Neutron Capture Data at Stellar Temperatures". Reviews of Modern Physics. 37 (1): 166–176. Bibcode:1965RvMP...37..166M. doi:10.1103/RevModPhys.37.166.
  15. ↑ Kaeppeler, F.; Beer, H.; Wisshak, K.; Clayton, D. D.; Macklin, R. L.; Ward, R. A. (1982). "s-process studies in the light of new experimental cross sections". The Astrophysical Journal. 257: 821–846. Bibcode:1982ApJ...257..821K. doi:10.1086/160033.
  16. ↑ Busso, M.; Gallino, R.; Wasserburg, G. J. (1999). "Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 37 (1): 239–309. Bibcode:1999ARA&A..37..239B. doi:10.1146/annurev.astro.37.1.239.
  17. ↑ Boothroyd, A. I. (2006). "Heavy elements in stars". Science. 314 (5806): 1690–1691. doi:10.1126/science.1136842. PMID 17170281. S2CID 116938510.
  18. ↑ Srinivasan, B.; Anders, E. (1978). "Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of s-process Nucleosynthesis". Science. 201 (4350): 51–56. Bibcode:1978Sci...201...51S. doi:10.1126/science.201.4350.51. PMID 17777755. S2CID 21175338.
  19. ↑ Clayton, D. D.; Ward, R. A. (1978). "s-process studies: Xenon and krypton isotopic abundances". The Astrophysical Journal. 224: 1000. Bibcode:1978ApJ...224.1000C. doi:10.1086/156449.
  20. ↑ 20.0 20.1 Clayton, D. D.; Nittler, L. R. (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. S2CID 96456868. Archived from the original (PDF) on 2020-02-19.
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