नियॉन-जलने की प्रक्रिया: Difference between revisions
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जहां पहले चरण में उपभोग किया गया न्यूट्रॉन दूसरे चरण में पुनर्जीवित हो जाता है। | जहां पहले चरण में उपभोग किया गया न्यूट्रॉन दूसरे चरण में पुनर्जीवित हो जाता है। | ||
Revision as of 17:49, 4 August 2023
नियॉन-बर्निंग प्रक्रिया परमाणु संलयन प्रतिक्रियाओं का एक सेट है जो कम से कम 8 सौर द्रव्यमान वाले तारकीय विकास वाले विशाल सितारों में होती है। नियॉन जलाने के लिए उच्च तापमान और घनत्व (लगभग 1.2×10) की आवश्यकता होती है9केल्विन या 100 कीव ी और 4×109किग्रा/मीटर3).
इतने उच्च तापमान पर प्रकाश विघटन एक 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 छोड़ते 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।
एक द्वितीयक प्रतिक्रिया के कारण हीलियम मैग्नीशियम के साथ मिलकर सिलिकॉन का उत्पादन करता है:[2]
- 24
12Mg
+ 4
2He
→ सिलिकॉन|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
नियोन दहन तब होता है जब कार्बन-जलने की प्रक्रिया में कोर में सभी कार्बन का उपभोग हो जाता है और एक नया ऑक्सीजन-नियॉन-सोडियम-मैगनीशियम कोर बन जाता है। कोर संलयन ऊर्जा का उत्पादन बंद कर देता है और सिकुड़ 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 एक आवरण में जलने की अनुमति देता है, और बाहर हीलियम और हाइड्रोजन को जलाने वाले गोले होंगे।
नियॉन जलने के दौरान, ऑक्सीजन और मैग्नीशियम केंद्रीय कोर में जमा हो जाते हैं जबकि नियॉन भस्म हो जाता है। कुछ वर्षों के बाद तारा अपने सभी नियॉन का उपभोग कर लेता है और कोर संलयन ऊर्जा का उत्पादन बंद कर देता है और सिकुड़ जाता है। फिर से, गुरुत्वाकर्षण दबाव केंद्रीय कोर पर हावी हो जाता है और उसे संकुचित कर देता है, जिससे ऑक्सीजन जलने की प्रक्रिया शुरू 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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