न्यूक्लियोसिंथेसिस

न्यूक्लियोसिंथेसिस वह प्रक्रिया है जो पहले से मौजूद न्यूक्लियंस (प्रोटॉन और न्यूट्रॉन) और न्यूक्लियॉन से नए परमाणु नाभिक बनाती है। वर्तमान सिद्धांतों के अनुसार, महा विस्फोट के कुछ मिनट बाद, बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस नामक प्रक्रिया में परमाणु प्रतिक्रियाओं के माध्यम से पहले नाभिक का गठन किया गया था।^[1] लगभग 20 मिनट के बाद, ब्रह्मांड का विस्तार हुआ और उस बिंदु तक ठंडा हो गया, जिस पर न्यूक्लियंस के बीच ये उच्च-ऊर्जा टकराव समाप्त हो गए, इसलिए केवल सबसे तेज और सरल प्रतिक्रियाएं हुईं, जिससे हमारे ब्रह्मांड में हाइड्रोजन और हीलियम शामिल हो गए। बाकी अन्य तत्वों जैसे लिथियम और हाइड्रोजन आइसोटोप ड्यूटेरियम के निशान हैं। तारों और उनके विस्फोटों में न्यूक्लियोसिंथेसिस ने बाद में विभिन्न प्रकार के तत्वों और समस्थानिकों का उत्पादन किया जो आज हमारे पास हैं, इस प्रक्रिया को ब्रह्मांडीय रासायनिक विकास कहा जाता है। हाइड्रोजन और हीलियम (खगोल विज्ञानियों द्वारा 'धातु' कहा जाता है) की तुलना में भारी तत्वों में कुल द्रव्यमान की मात्रा छोटी (कुछ प्रतिशत) रहती है, जिससे ब्रह्मांड में अभी भी लगभग समान संरचना है।

तारे तारकीय संलयन प्रकाश तत्वों को उनके तारकीय कोर में भारी करने के लिए, तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस नामक प्रक्रिया में ऊर्जा प्रदान करते हैं। नाभिकीय संलयन अभिक्रियाओं में बहुत से हल्के तत्व बनते हैं, जिनमें लोहे और निकेल तक शामिल हैं और सबसे बड़े सितारों में। तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के उत्पाद तारकीय कोर और अवशेषों में फंसे रहते हैं सिवाय तारकीय हवाओं और विस्फोटों के बाहर निकल ने के। आर-प्रोसेस और एस-प्रक्रिया की न्यूट्रॉन कैप्चर प्रतिक्रियाएं लोहे से ऊपर की ओर भारी तत्व बनाती हैं।

विस्फोट करने वाले सितारों के भीतर सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस ऑक्सीजन और रूबिडीयाम के बीच के तत्वों के लिए काफी हद तक जिम्मेदार है: तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान उत्पन्न तत्वों की अस्वीकृति से; सुपरनोवा विस्फोट के दौरान विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस के माध्यम से; और विस्फोट के दौरान आर-प्रक्रिया (कई न्यूट्रॉन का अवशोषण) से।

न्यूट्रॉन स्टार विलय आर-प्रक्रिया में उत्पादित तत्वों का हाल ही में खोजा गया प्रमुख स्रोत है। जब दो न्यूट्रॉन तारे आपस में टकराते हैं, तो एक महत्वपूर्ण मात्रा में न्यूट्रॉन युक्त पदार्थ बाहर निकल सकते हैं जो जल्दी से भारी तत्वों का निर्माण करते हैं।

ब्रह्मांडीय किरणों स्पेलेशन एक ऐसी प्रक्रिया है जिसमें कॉस्मिक किरणें नाभिक को प्रभावित करती हैं और उन्हें खंडित करती हैं। यह विशेष रूप से हल्के नाभिक का एक महत्वपूर्ण स्रोत है ³वह, ⁹बी और ^10,11बी, जो तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस द्वारा नहीं बनाए गए हैं। कॉस्मिक रे स्पेलेशन इंटरस्टेलर माध्यम में, क्षुद्रग्रहों और उल्कापिंड ों पर, या पृथ्वी पर वायुमंडल में या जमीन में हो सकता है। यह कॉस्मोजेनिक न्यूक्लाइड ्स की पृथ्वी पर उपस्थिति में योगदान देता है।

पृथ्वी पर नए नाभिक भी रेडियोजेनेसिस द्वारा निर्मित होते हैं, लंबे समय तक रहने वाले, मौलिक न्यूक्लाइड रेडियोन्यूक्लाइड जैसे यूरेनियम, थोरियम और पोटेशियम -40 का क्षय।

इतिहास

प्रत्येक तत्व की वर्तमान में मानी गई उत्पत्ति को दर्शाने वाली आवर्त सारणी। चार्ज-कण संलयन प्रतिक्रियाओं द्वारा कार्बन से लेकर सल्फर तक के तत्व सभी द्रव्यमान के तारों में बनाए जा सकते हैं। लौह समूह के तत्व अधिकतर थर्मोन्यूक्लियर सुपरनोवा विस्फोटों में परमाणु-सांख्यिकीय संतुलन प्रक्रिया से उत्पन्न होते हैं। लोहे से परे तत्वों को उच्च-द्रव्यमान सितारों में धीमी न्यूट्रॉन कैप्चर (एस-प्रोसेस) के साथ बनाया जाता है, और आर-प्रोसेस में तेजी से न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा, दुर्लभ सुपरनोवा वेरिएंट और कॉम्पैक्ट-स्टार टक्करों के बीच उत्पत्ति पर बहस की जाती है। ध्यान दें कि यह ग्राफिक कई खुले प्रश्नों के साथ एक सक्रिय शोध क्षेत्र का प्रथम-क्रम सरलीकरण है।

समयरेखा

ऐसा माना जाता है कि बिग बैंग के दौरान करीब 13.8 अरब साल पहले क्वार्क-ग्लूऑन प्लाज्मा से प्राथमिक न्यूक्लियॉन स्वयं बनते थे क्योंकि यह दो ट्रिलियन डिग्री से नीचे ठंडा होता था। कुछ मिनट बाद, केवल प्रोटॉन और न्यूट्रॉन से शुरू होकर, लिथियम और फीरोज़ा तक के नाभिक (दोनों द्रव्यमान संख्या 7 के साथ) बने, लेकिन शायद ही कोई अन्य तत्व। इस समय कुछ बोरॉन का गठन हो सकता है, लेकिन महत्वपूर्ण कार्बन बनने से पहले प्रक्रिया बंद हो गई, क्योंकि इस तत्व को बिग बैंग की छोटी न्यूक्लियोसिंथेसिस अवधि में मौजूद हीलियम घनत्व और समय के उच्च उत्पाद की आवश्यकता होती है। तापमान और घनत्व में गिरावट के कारण संलयन प्रक्रिया अनिवार्य रूप से लगभग 20 मिनट में बंद हो गई क्योंकि ब्रह्मांड का विस्तार जारी रहा। यह पहली प्रक्रिया, बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस, ब्रह्मांड में घटित होने वाली पहली प्रकार की न्यूक्लियोजेनेसिस थी, जो तथाकथित मौलिक तत्वों का निर्माण करती है।

आरंभिक ब्रह्मांड में बना एक तारा अपने हल्के नाभिकों को मिलाकर भारी तत्वों का निर्माण करता है – हाइड्रोजन, हीलियम, लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन – जो इंटरस्टेलर माध्यम और इसलिए तारे की प्रारंभिक संरचना में पाए गए थे। इसलिए इंटरस्टेलर गैस में इन प्रकाश तत्वों की घटती हुई प्रचुरता होती है, जो केवल बिग बैंग के दौरान उनके न्यूक्लियोसिंथेसिस के आधार पर मौजूद होते हैं, और ब्रह्मांड किरण स्पेलेशन भी। इसलिए माना जाता है कि वर्तमान ब्रह्मांड में ये हल्के तत्व हजारों लाखों वर्षों की ब्रह्मांडीय किरण (ज्यादातर उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन) के माध्यम से अंतरातारकीय गैस और धूल में भारी तत्वों के माध्यम से उत्पन्न हुए हैं। इन कॉस्मिक-रे टक्करों के टुकड़ों में हीलियम -3 और प्रकाश तत्वों लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन के स्थिर समस्थानिक शामिल हैं। बिग बैंग में कार्बन नहीं बनाया गया था, लेकिन बाद में ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से बड़े सितारों में इसका उत्पादन किया गया।

भारी तत्वों (Z ≥ 6, कार्बन और भारी तत्वों) के बाद के न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तारों और सुपरनोवा के भीतर पाए जाने वाले अत्यधिक तापमान और दबाव की आवश्यकता होती है। ये प्रक्रियाएं बिग बैंग से हाइड्रोजन और हीलियम के लगभग 500 मिलियन वर्षों के बाद पहले सितारों में ढहने के रूप में शुरू हुईं। उस समय से लगातार आकाशगंगाओं में तारों का निर्माण हो रहा है। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस, तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस, सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस और न्यूट्रॉन तारा टकराव जैसी विदेशी घटनाओं में न्यूक्लियोसिंथेसिस द्वारा मौलिक न्यूक्लाइड बनाए गए थे। अन्य न्यूक्लाइड, जैसे ⁴⁰Ar, बाद में रेडियोधर्मी क्षय के माध्यम से बनता है। पृथ्वी पर, मिश्रण और वाष्पीकरण ने मौलिक संरचना को बदल दिया है जिसे प्राकृतिक स्थलीय संरचना कहा जाता है। बिग बैंग के बाद उत्पन्न भारी तत्वों की परमाणु संख्या Z = 6 (कार्बन) से Z = 94 (प्लूटोनियम ) तक होती है। इन तत्वों का संश्लेषण नाभिकीय प्रतिक्रियाओं के माध्यम से होता है जिसमें नाभिक के बीच मजबूत और कमजोर परस्पर क्रियाएं शामिल होती हैं, और परमाणु संलयन (आर-प्रोसेस और एस-प्रोसेस मल्टीपल न्यूट्रॉन कैप्चर दोनों सहित) कहा जाता है, और इसमें परमाणु विखंडन और बीटा क्षय जैसे रेडियोधर्मी क्षय भी शामिल हैं। विभिन्न आकारों और संरचना (यानी न्यूट्रॉन और प्रोटॉन की संख्या) के परमाणु नाभिक की स्थिरता नाभिकों के बीच संभावित प्रतिक्रियाओं में महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है। कॉस्मिक न्यूक्लियोसिंथेसिस, इसलिए, खगोल भौतिकी और परमाणु भौतिकी (परमाणु खगोल भौतिकी ) के शोधकर्ताओं के बीच अध्ययन किया जाता है।

न्यूक्लियोसिंथेसिस थ्योरी का इतिहास

न्यूक्लियोसिंथेसिस पर पहला विचार केवल इतना था कि ब्रह्मांड की शुरुआत में रासायनिक तत्व ों का निर्माण किया गया था, लेकिन इसके लिए कोई तर्कसंगत भौतिक परिदृश्य की पहचान नहीं की जा सकी। धीरे-धीरे यह स्पष्ट हो गया कि हाइड्रोजन और हीलियम किसी भी अन्य तत्वों की तुलना में कहीं अधिक प्रचुर मात्रा में हैं। बाकी सभी सौर मंडल के द्रव्यमान के 2% से कम और अन्य तारा प्रणालियों के भी हैं। उसी समय यह स्पष्ट था कि ऑक्सीजन और कार्बन अगले दो सबसे आम तत्व थे, और यह भी कि प्रकाश तत्वों की उच्च प्रचुरता की ओर एक सामान्य प्रवृत्ति थी, विशेष रूप से उन समस्थानिकों के साथ जो हीलियम -4 नाभिक (अल्फा) की पूरी संख्या से बने होते हैं। न्यूक्लाइड्स)।

आर्थर स्टेनली एडिंगटन ने पहली बार 1920 में सुझाव दिया था कि तारे हाइड्रोजन को हीलियम में फ्यूज करके अपनी ऊर्जा प्राप्त करते हैं और संभावना जताई कि भारी तत्व भी तारों में बन सकते हैं।^[2]^[3] यह विचार आम तौर पर स्वीकार नहीं किया गया था, क्योंकि परमाणु तंत्र को समझा नहीं गया था। द्वितीय विश्व युद्ध से ठीक पहले के वर्षों में, हंस बेथे ने पहली बार उन परमाणु तंत्रों को स्पष्ट किया जिसके द्वारा हाइड्रोजन को हीलियम में जोड़ा जाता है।

तारों में भारी तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस पर फ्रेड हॉयल का मूल कार्य, द्वितीय विश्व युद्ध के ठीक बाद हुआ।^[4] उनके काम ने हाइड्रोजन से लेकर सभी भारी तत्वों के उत्पादन की व्याख्या की। हॉयल ने प्रस्तावित किया कि सार्वभौमिक शुरुआत की आवश्यकता के बिना, ब्रह्मांड में वैक्यूम और ऊर्जा से हाइड्रोजन लगातार बनाया जाता है।

हॉयल के काम ने समझाया कि कैसे समय के साथ आकाशगंगा की उम्र बढ़ने के साथ तत्वों की प्रचुरता बढ़ती गई। इसके बाद, 1960 के दशक के दौरान विलियम ए. फाउलर, एलेस्टेयर जी.डब्ल्यू. कैमरून, और डोनाल्ड डी. क्लेटन के योगदान से हॉयल की छवि का विस्तार हुआ, जिसके बाद कई अन्य लोगों ने योगदान दिया। मार्गरेट बर्बिज द्वारा बी2एफएच पेपर |ई. एम. बर्बिज, जेफ्री बर्बिज|जी. आर. बर्बिज, फाउलर और हॉयल^[5] 1957 में क्षेत्र की स्थिति का एक प्रसिद्ध सारांश है। उस पेपर ने सितारों के भीतर एक भारी नाभिक के दूसरे में परिवर्तन के लिए नई प्रक्रियाओं को परिभाषित किया, ऐसी प्रक्रियाएं जिन्हें खगोलविदों द्वारा प्रलेखित किया जा सकता था।

बिग बैंग को स्वयं 1931 में प्रस्तावित किया गया था, इस अवधि से बहुत पहले, बेल्जियम के भौतिक विज्ञानी जॉर्जेस लेमेत्रे द्वारा, जिन्होंने सुझाव दिया था कि समय के साथ ब्रह्मांड के स्पष्ट विस्तार के लिए आवश्यक है कि ब्रह्मांड, यदि समय में पीछे की ओर अनुबंधित होता है, तो ऐसा करना जारी रखेगा। जब तक यह आगे अनुबंध नहीं कर सकता। यह ब्रह्मांड के सभी द्रव्यमान को एक बिंदु, एक आदिम परमाणु, एक ऐसी स्थिति में लाएगा, जिसके पहले समय और स्थान मौजूद नहीं थे। हॉयल को 1949 के बीबीसी रेडियो प्रसारण के दौरान बिग बैंग शब्द गढ़ने का श्रेय दिया जाता है, जिसमें कहा गया है कि लेमेत्रे का सिद्धांत इस परिकल्पना पर आधारित था कि ब्रह्मांड में सभी पदार्थ सुदूर अतीत में एक विशेष समय में एक बड़े धमाके में निर्मित हुए थे। यह लोकप्रिय रूप से बताया गया है कि हॉयल ने इसे निंदनीय बनाने का इरादा किया था, लेकिन हॉयल ने स्पष्ट रूप से इसका खंडन किया और कहा कि यह केवल दो मॉडलों के बीच अंतर को उजागर करने के लिए बनाई गई एक आकर्षक छवि थी। हीलियम और कार्बन के बीच ड्यूटेरियम और न्यूक्लाइड के अस्तित्व की व्याख्या करने के लिए लेमैत्रे के मॉडल की आवश्यकता थी, साथ ही न केवल सितारों में बल्कि इंटरस्टेलर अंतरिक्ष में भी हीलियम की मौलिक रूप से उच्च मात्रा मौजूद थी। जैसा कि हुआ, ब्रह्मांड में तात्विक प्रचुरता की व्याख्या करने के लिए न्यूक्लियोसिंथेसिस के लेमैत्रे और हॉयल के मॉडल दोनों की आवश्यकता होगी।

न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांत का लक्ष्य प्राकृतिक प्रक्रियाओं के परिप्रेक्ष्य से रासायनिक तत्वों और उनके कई समस्थानिकों की अत्यधिक भिन्न बहुतायत की व्याख्या करना है। इस सिद्धांत के विकास के लिए प्राथमिक प्रोत्साहन तत्वों की परमाणु संख्या बनाम बहुतायत के एक भूखंड का आकार था। वे बहुतायत, जब परमाणु संख्या के एक समारोह के रूप में एक ग्राफ पर प्लॉट किए जाते हैं, तो दांतेदार आरी की संरचना होती है जो दस मिलियन तक के कारकों में भिन्न होती है। न्यूक्लियोसिंथेसिस अनुसंधान के लिए एक बहुत ही प्रभावशाली प्रोत्साहन हंस सूस और हेरोल्ड उरे द्वारा बनाई गई एक बहुतायत तालिका थी जो अविकसित उल्कापिंडों के भीतर पाए जाने वाले गैर-वाष्पशील तत्वों की असंतुलित बहुतायत पर आधारित थी।^[6] बहुतायत का ऐसा ग्राफ नीचे एक लॉगरिदमिक पैमाने पर प्रदर्शित होता है, जहां नाटकीय रूप से दांतेदार संरचना को इस ग्राफ के ऊर्ध्वाधर पैमाने में फैले दस की कई शक्तियों द्वारा नेत्रहीन रूप से दबा दिया जाता है।

सौर मंडल में रासायनिक तत्वों की बहुतायत। बिग बैंग के प्रतिमान के भीतर हाइड्रोजन और हीलियम सबसे आम अवशेष हैं।^[7] अगले तीन तत्व (ली, बी, बी) दुर्लभ हैं क्योंकि वे बिग बैंग और सितारों में खराब रूप से संश्लेषित होते हैं। शेष तारकीय-निर्मित तत्वों में दो सामान्य प्रवृत्तियाँ हैं: (1) तत्वों की बहुतायत का एकांतर इस अनुसार कि क्या उनके पास सम या विषम परमाणु संख्याएँ हैं, और (2) प्रचुरता में सामान्य कमी, क्योंकि तत्व भारी हो जाते हैं। इस प्रवृत्ति के भीतर लोहे और निकल की बहुतायत में एक चोटी है, जो विशेष रूप से दस की कम शक्तियों वाले लॉगरिदमिक ग्राफ पर दिखाई देती है, जैसे कि logA=2 (A=100) और logA=6 (A=1,000,000) के बीच।

प्रक्रियाएं

ऐसी कई खगोलभौतिकीय प्रक्रियाएं हैं जिन्हें न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए जिम्मेदार माना जाता है। इनमें से अधिकांश तारों के भीतर होते हैं, और उन परमाणु संलयन प्रक्रियाओं की श्रृंखला को हाइड्रोजन बर्निंग (प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला या CNO चक्र के माध्यम से), हीलियम संलयन , कार्बन जलाने की प्रक्रिया , नियॉन जलने की प्रक्रिया , ऑक्सीजन जलने की प्रक्रिया और सिलिकॉन के रूप में जाना जाता सिलिकॉन जलने की प्रक्रिया ये प्रक्रियाएं लोहा और निकल सहित तत्वों को बनाने में सक्षम हैं। यह न्यूक्लियोसिंथेसिस का क्षेत्र है जिसके भीतर प्रति न्यूक्लियॉन उच्चतम बाध्यकारी ऊर्जा वाले आइसोटोप बनाए जाते हैं। भारी तत्वों को एस-प्रक्रिया के रूप में जानी जाने वाली न्यूट्रॉन कैप्चर प्रक्रिया या सुपरनोवा और न्यूट्रॉन स्टार विलय जैसे विस्फोटक वातावरण में कई अन्य प्रक्रियाओं द्वारा तारों के भीतर इकट्ठा किया जा सकता है। उनमें से कुछ अन्य में आर-प्रक्रिया शामिल है, जिसमें तेजी से न्यूट्रॉन कैप्चर, [[ आरपी-प्रक्रिया ]], और पी-प्रक्रिया (कभी-कभी गामा प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है) शामिल है, जिसके परिणामस्वरूप मौजूदा नाभिकों का प्रकाशविघटन होता है।

प्रमुख प्रकार

बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस

बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस^[8] ब्रह्मांड की शुरुआत के पहले तीन मिनट के भीतर हुआ और इसकी प्रचुरता के लिए जिम्मेदार है ¹
H (हाइड्रोजन -1 ), ²
H (डी, ड्यूटेरियम), ³
He (हीलियम-3), और ⁴
He (हीलियम -4 )। यद्यपि ⁴
He तारकीय संलयन और अल्फा क्षय और ट्रेस मात्रा द्वारा उत्पादित किया जाना जारी है ¹
H स्पेलेशन और कुछ प्रकार के रेडियोधर्मी क्षय द्वारा उत्पादित किया जाना जारी है, ब्रह्मांड में समस्थानिकों के अधिकांश द्रव्यमान को बिग बैंग में उत्पन्न किया गया माना जाता है। कुछ के साथ इन तत्वों के नाभिक ⁷
Li और ⁷
Be माना जाता है कि बिग बैंग के बाद 100 और 300 सेकंड के बीच का गठन किया गया था जब प्राइमर्डियल क्वार्क-ग्लूऑन प्लाज्मा प्रोटॉन और न्यूट्रॉन बनाने के लिए जम गए थे। विस्तार और शीतलन (लगभग 20 मिनट) द्वारा रोके जाने से पहले न्यूक्लियोसिंथेसिस की बहुत कम अवधि के कारण, बेरिलियम (या संभवतः बोरॉन) से भारी कोई भी तत्व नहीं बन सका। इस समय के दौरान बनने वाले तत्व प्लाज्मा अवस्था में थे, और बहुत बाद तक तटस्थ परमाणुओं की स्थिति में ठंडे नहीं हुए।^{[citation needed]}

{\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}He{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{1}^{3}T{}+p+}}&{\ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}

Chief nuclear reactions responsible for the relative abundances of light atomic nuclei observed throughout the universe.

तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस

तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस परमाणु प्रक्रिया है जिसके द्वारा नए नाभिक उत्पन्न होते हैं। यह तारकीय विकास के दौरान सितारों में होता है। यह कार्बन से लेकर लोहे तक के तत्वों की गांगेय बहुतायत के लिए जिम्मेदार है। सितारे थर्मोन्यूक्लियर भट्टियां हैं जिनमें कोर की संरचना विकसित होने के साथ-साथ उच्च तापमान के कारण H और He को भारी नाभिक में जोड़ा जाता है।^[9] कार्बन का विशेष महत्व है क्योंकि हील से इसका निर्माण पूरी प्रक्रिया में एक अड़चन है। कार्बन सभी तारों में ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया द्वारा निर्मित होता है। कार्बन भी मुख्य तत्व है जो सितारों के भीतर मुक्त न्यूट्रॉन की रिहाई का कारण बनता है, एस-प्रक्रिया को जन्म देता है, जिसमें न्यूट्रॉन का धीमा अवशोषण लोहे और निकल से भारी तत्वों में लोहे को परिवर्तित करता है।^[10]^[11] तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के उत्पादों को आम तौर पर बड़े पैमाने पर नुकसान के एपिसोड और कम द्रव्यमान सितारों की तारकीय हवाओं के माध्यम से इंटरस्टेलर गैस में फैलाया जाता है। बड़े पैमाने पर नुकसान की घटनाओं को आज कम-द्रव्यमान सितारा विकास के ग्रह नीहारिका चरण में देखा जा सकता है, और सितारों का विस्फोटक अंत, जिसे सुपरनोवा कहा जाता है, सूर्य के द्रव्यमान से आठ गुना अधिक है।

सितारों में न्यूक्लियोसिंथेसिस होने का पहला प्रत्यक्ष प्रमाण खगोलीय अवलोकन था कि समय बीतने के साथ-साथ इंटरस्टेलर गैस भारी तत्वों से समृद्ध हो गई है। नतीजतन, जो तारे आकाशगंगा में देर से पैदा हुए थे, वे पहले की तुलना में बहुत अधिक प्रारंभिक भारी तत्व प्रचुरता के साथ बने थे। 1952 में एक लाल विशाल तारे के वातावरण में टेक्नेटियम की खोज,^[12] स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा, सितारों के भीतर परमाणु गतिविधि का पहला प्रमाण प्रदान किया। क्योंकि टेक्नीटियम रेडियोधर्मी है, जिसका आधा जीवन तारे की आयु से बहुत कम है, इसकी प्रचुरता को उस तारे के भीतर इसके हाल के निर्माण को प्रतिबिंबित करना चाहिए। भारी तत्वों की तारकीय उत्पत्ति के समान रूप से ठोस सबूत, स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों के तारकीय वातावरण में पाए जाने वाले विशिष्ट स्थिर तत्वों की बड़ी अधिकता है। अविकसित तारों की तुलना में लगभग 20-50 गुना अधिक बेरियम प्रचुरता का अवलोकन ऐसे तारों के भीतर एस-प्रक्रिया के संचालन का प्रमाण है। तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के कई आधुनिक प्रमाण लौकिक धूल #स्टारडस्ट के समस्थानिक संघटन द्वारा प्रदान किए जाते हैं, ठोस अनाज जो अलग-अलग सितारों की गैसों से संघनित होते हैं और जिन्हें उल्कापिंडों से निकाला जाता है। स्टारडस्ट ब्रह्मांडीय धूल का एक घटक है और अक्सर इसे प्रीसोलर अनाज कहा जाता है। स्टारडस्ट ग्रेन में मापी गई समस्थानिक रचनाएं सितारों के भीतर न्यूक्लियोसिंथेसिस के कई पहलुओं को प्रदर्शित करती हैं, जिससे अनाज स्टार के देर से जीवन के द्रव्यमान-हानि एपिसोड के दौरान संघनित होता है।^[13]

विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस

सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस सुपरनोवा में ऊर्जावान वातावरण में होता है, जिसमें सिलिकॉन और निकल के बीच के तत्वों को क्वैसिक्विलिब्रियम में संश्लेषित किया जाता है।^[14] तेजी से संलयन के दौरान स्थापित किया गया है जो संतुलित परमाणु प्रतिक्रियाओं को पारस्परिक रूप से जोड़ता है ²⁸सि. क्वासिक्विलिब्रियम को उच्च बहुतायत को छोड़कर लगभग संतुलन के रूप में माना जा सकता है ²⁸ज्वर से जलने वाले मिश्रण में सी नाभिक। यह अवधारणा^[11]हॉयल के 1954 के पेपर के बाद से मध्यवर्ती-द्रव्यमान तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस सिद्धांत में सबसे महत्वपूर्ण खोज थी क्योंकि इसने सिलिकॉन (ए = 28) और निकल (ए = 60) के बीच प्रचुर मात्रा में और रासायनिक रूप से महत्वपूर्ण तत्वों की व्यापक समझ प्रदान की थी। इसने B2FH पेपर|B की गलत यद्यपि बहुत उद्धृत अल्फा प्रक्रिया को प्रतिस्थापित कर दिया²FH पेपर, जिसने अनजाने में हॉयल के 1954 के सिद्धांत को अस्पष्ट कर दिया।^[15] आगे की न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रियाएं हो सकती हैं, विशेष रूप से बी द्वारा वर्णित आर-प्रक्रिया (तीव्र प्रक्रिया)।²FH पेपर और सबसे पहले सीजर, फाउलर और क्लेटन द्वारा गणना की गई,^[16] जिसमें मुक्त न्यूट्रॉन के तेजी से अवशोषण द्वारा निकेल से भारी तत्वों के सबसे न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिक उत्पन्न होते हैं। कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों के संयोजन के साथ सुपरनोवा कोर के तेजी से संपीड़न के दौरान इलेक्ट्रॉन कैप्चर द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को एक प्राथमिक प्रक्रिया बनाता है, और एक जो शुद्ध एच और हे के एक तारे में भी हो सकता है। . यह बी के विपरीत है²द्वितीयक प्रक्रिया के रूप में प्रक्रिया का FH पदनाम। यह आशाजनक परिदृश्य, हालांकि आम तौर पर सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की संतोषजनक गणना प्राप्त नहीं हुई है। प्राथमिक आर-प्रक्रिया की पुष्टि खगोलविदों द्वारा की गई है, जिन्होंने पुराने सितारों का जन्म तब देखा था जब गांगेय धात्विकता अभी भी छोटी थी, फिर भी उनके आर-प्रोसेस नाभिक के पूरक होते हैं; जिससे यह प्रदर्शित होता है कि धात्विकता एक आंतरिक प्रक्रिया का एक उत्पाद है। आर-प्रक्रिया यूरेनियम और थोरियम जैसे रेडियोधर्मी तत्वों के हमारे प्राकृतिक समूह के साथ-साथ प्रत्येक भारी तत्व के न्यूट्रॉन-समृद्ध समस्थानिकों के लिए जिम्मेदार है।

आरपी-प्रक्रिया (तीव्र प्रोटॉन) में मुक्त प्रोटॉन के साथ-साथ न्यूट्रॉन का तेजी से अवशोषण शामिल है, लेकिन इसकी भूमिका और इसका अस्तित्व कम निश्चित है।

न्यूट्रॉन की संख्या को कम करने के लिए रेडियोधर्मी क्षय के लिए विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस बहुत तेजी से होता है, ताकि सिलिकॉन अर्ध-संतुलन प्रक्रिया द्वारा प्रोटॉन और न्यूट्रॉन की समान और समान संख्या वाले कई प्रचुर मात्रा में समस्थानिकों को संश्लेषित किया जा सके।^[14]इस प्रक्रिया के दौरान, ऑक्सीजन और सिलिकॉन के जलने से नाभिकों का संलयन होता है जिसमें स्वयं समान संख्या में प्रोटॉन और न्यूट्रॉन होते हैं, जो न्यूक्लाइड का उत्पादन करते हैं, जिसमें हीलियम नाभिकों की पूरी संख्या होती है, 15 तक (प्रतिनिधित्व करते हुए) ⁶⁰नि)। इस तरह के बहु-अल्फा-कण न्यूक्लाइड पूरी तरह से स्थिर होते हैं ⁴⁰Ca (10 हीलियम नाभिकों से बना), लेकिन प्रोटॉन और न्यूट्रॉन की बराबर और सम संख्या वाले भारी नाभिक कसकर बंधे लेकिन अस्थिर होते हैं। अर्ध-संतुलन रेडियोधर्मी आइसोबार (न्यूक्लाइड) टाइटेनियम -44 का उत्पादन करता है⁴⁴ आप, ⁴⁸करोड़, ⁵²फे, और ⁵⁶नी, जो (सिवाय ⁴⁴Ti) प्रचुर मात्रा में निर्मित होते हैं लेकिन विस्फोट के बाद क्षय हो जाते हैं और समान परमाणु भार पर संबंधित तत्व का सबसे स्थिर आइसोटोप छोड़ देते हैं। इस तरह से उत्पादित तत्वों के सबसे प्रचुर और मौजूदा समस्थानिक हैं ⁴⁸ आप, ⁵²सीआर, और ⁵⁶फे. ये क्षय गामा-किरणों (नाभिक से विकिरण) के उत्सर्जन के साथ होते हैं, जिनकी स्पेक्ट्रोस्कोपिक लाइनें का उपयोग क्षय द्वारा निर्मित आइसोटोप की पहचान के लिए किया जा सकता है। इन उत्सर्जन रेखाओं का पता लगाना गामा-किरण खगोल विज्ञान का एक महत्वपूर्ण प्रारंभिक उत्पाद था।^[17] सुपरनोवा में विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस का सबसे ठोस सबूत 1987 में मिला जब उन गामा-रे लाइनों को सुपरनोवा 1987ए से उभरने का पता चला। गामा-किरण रेखाएँ पहचान करती हैं ⁵⁶सह और ⁵⁷सह-नाभिक, जिनकी अर्ध-आयु लगभग एक वर्ष तक सीमित है, ने साबित किया कि उनके रेडियोधर्मी कोबाल्ट माता-पिता ने उन्हें बनाया था। इस परमाणु खगोल विज्ञान अवलोकन की भविष्यवाणी 1969 में की गई थी^[17]तत्वों के विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस की पुष्टि करने के तरीके के रूप में, और उस भविष्यवाणी ने नासा के कॉम्पटन गामा रे वेधशाला | कॉम्पटन गामा-रे ऑब्जर्वेटरी की योजना में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई।

विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस के अन्य प्रमाण स्टारडस्ट अनाज के भीतर पाए जाते हैं जो सुपरनोवा के अंदरूनी हिस्सों में विस्तारित और ठंडा होने के कारण संघनित होते हैं। स्टारडस्ट कण ब्रह्मांडीय धूल का एक घटक है। विशेष रूप से, रेडियोधर्मी ⁴⁴Ti को सुपरनोवा विस्तार के दौरान संघनित होने के समय सुपरनोवा स्टारडस्ट ग्रेन के भीतर बहुत प्रचुर मात्रा में मापा गया था।^[13]इसने 1975 में सुपरनोवा स्टारडस्ट (SUNOCONs) की पहचान की भविष्यवाणी की पुष्टि की, जो कि प्रीसोलर ग्रेन के पेंटीहोन का हिस्सा बन गया। इन अनाजों के भीतर अन्य असामान्य समस्थानिक अनुपात विस्फोटक न्यूक्लियोसिंथेसिस के कई विशिष्ट पहलुओं को प्रकट करते हैं।

न्यूट्रॉन तारे की टक्कर

बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार्स (बीएनएस) के न्यूट्रॉन स्टार टक्कर को अब आर-प्रोसेस तत्वों का मुख्य स्रोत माना जाता है।^[18] परिभाषा के अनुसार न्यूट्रॉन से भरपूर होने के कारण, इस प्रकार के टकरावों को ऐसे तत्वों का स्रोत होने का संदेह था, लेकिन निश्चित प्रमाण प्राप्त करना कठिन था। 2017 में पुख्ता सबूत सामने आए, जब LIGO , कन्या इंटरफेरोमीटर , फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप और INTEGRAL ने दुनिया भर की कई वेधशालाओं के सहयोग से, एक संभावित न्यूट्रॉन स्टार टक्कर, GW170817 , और गुरुत्वाकर्षण तरंग और विद्युत चुम्बकीय हस्ताक्षर दोनों का पता लगाया। बाद में निकाले गए डीजेनरेट_मैटर#न्यूट्रॉन_डिजेनरेसी के रूप में सोने जैसे कई भारी तत्वों के संकेतों का पता चला और यह ठंडा हो गया।^[19] न्यूट्रॉन स्टार और ब्लैक होल (NSBH) के विलय का पहला पता जुलाई 2021 में आया था और इसके बाद भी विश्लेषण भारी धातु उत्पादन के मुख्य योगदानकर्ताओं के रूप में NSBH पर BNS के पक्ष में प्रतीत होता है।^[20]^[21]

ब्लैक होल अभिवृद्धि डिस्क न्यूक्लियोसिंथेसिस

ब्लैक होल के अभिवृद्धि डिस्क में न्यूक्लियोसिंथेसिस हो सकता है।^[22]^[23]^[24]^[25]^[26]^[27]^[28]

कॉस्मिक रे स्पेलेशन

ब्रह्मांड में मौजूद कुछ सबसे हल्के तत्वों (हालांकि महत्वपूर्ण मात्रा में ड्यूटेरियम नहीं) का उत्पादन करने के लिए कॉस्मिक रे स्पेलेशन प्रक्रिया ब्रह्मांडीय किरणों के प्रभाव से इंटरस्टेलर पदार्थ के परमाणु भार को कम करती है। माना जाता है कि लगभग सभी की पीढ़ी के लिए विशेष रूप से स्पैलेशन को जिम्मेदार माना जाता है ³वह और तत्व लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन, हालांकि कुछ ⁷
Li
और ⁷
Be
माना जाता है कि बिग बैंग में निर्मित किया गया है। स्पैलेशन प्रक्रिया अंतरतारकीय माध्यम के खिलाफ ब्रह्मांडीय किरणों (ज्यादातर तेज प्रोटॉन) के प्रभाव से उत्पन्न होती है। ये मौजूद खंडित कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन नाभिक को प्रभावित करते हैं। इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप ब्रह्मांड में बेरिलियम, बोरॉन और लिथियम जैसे प्रकाश तत्व सौर वायुमंडल में पाए जाने वाले तत्वों की तुलना में बहुत अधिक मात्रा में पाए जाते हैं। प्रकाश तत्वों की मात्रा ¹एच और ⁴वह स्पैलेशन द्वारा उत्पादित उनकी प्राथमिक प्रचुरता के सापेक्ष नगण्य हैं।

बेरिलियम-8| के बाद से तारकीय संलयन प्रक्रियाओं द्वारा बेरिलियम और बोरॉन का उत्पादन महत्वपूर्ण रूप से नहीं होता है⁸Be कण-बद्ध नहीं है।

अनुभवजन्य साक्ष्य

न्यूक्लियोसिंथेसिस के सिद्धांतों का परीक्षण आइसोटोप प्रचुरता की गणना करके और उन परिणामों की प्रेक्षित बहुतायत से तुलना करके किया जाता है। आइसोटोप बहुतायत की गणना आमतौर पर एक नेटवर्क में आइसोटोप के बीच संक्रमण दर से की जाती है। अक्सर इन गणनाओं को सरल बनाया जा सकता है क्योंकि कुछ प्रमुख प्रतिक्रियाएं अन्य प्रतिक्रियाओं की दर को नियंत्रित करती हैं।^{[citation needed]}

छोटे तंत्र और प्रक्रियाएं

कुछ न्यूक्लाइड्स की छोटी मात्रा पृथ्वी पर कृत्रिम तरीकों से उत्पन्न होती है। वे हमारे प्राथमिक स्रोत हैं, उदाहरण के लिए, टेक्नेटियम के। हालाँकि, कुछ न्यूक्लाइड कई प्राकृतिक साधनों द्वारा भी उत्पादित किए जाते हैं जो आदिम तत्वों के स्थान पर होने के बाद भी जारी रहे हैं। ये अक्सर नए तत्वों को बनाने के लिए कार्य करते हैं जिनका उपयोग चट्टानों को डेट करने या भूवैज्ञानिक प्रक्रियाओं के स्रोत का पता लगाने के लिए किया जा सकता है। हालाँकि ये प्रक्रियाएँ बहुतायत में न्यूक्लाइड का उत्पादन नहीं करती हैं, लेकिन उन्हें उन न्यूक्लाइड्स की मौजूदा प्राकृतिक आपूर्ति का संपूर्ण स्रोत माना जाता है।

इन तंत्रों में शामिल हैं:

रेडियोधर्मी क्षय से रेडियम-धर्मी संतति न्यूक्लाइड हो सकते हैं। कई लंबे समय तक रहने वाले आदिम समस्थानिकों के परमाणु क्षय, विशेष रूप से यूरेनियम -235, यूरेनियम -238, और थोरियम -232 कई मध्यवर्ती बेटी न्यूक्लाइड का उत्पादन करते हैं, इससे पहले कि वे अंततः सीसे के समस्थानिकों में क्षय हो जाते हैं। रेडॉन और एक विशेष तत्त्व जिस का प्रभाव रेडियो पर पड़ता है जैसे तत्वों की पृथ्वी को प्राकृतिक आपूर्ति इसी तंत्र के माध्यम से होती है। आर्गन-40 की वातावरण की आपूर्ति ज्यादातर पृथ्वी के निर्माण के बाद से पोटेशियम-40 के रेडियोधर्मी क्षय के कारण होती है। थोड़ा वायुमंडलीय आर्गन मौलिक है। हीलियम -4 अल्फा-क्षय द्वारा निर्मित होता है, और पृथ्वी की पपड़ी में फंसी हीलियम भी ज्यादातर गैर-आदिम है। अन्य प्रकार के रेडियोधर्मी क्षय में, जैसे क्लस्टर क्षय , नाभिक की बड़ी प्रजातियों को बाहर निकाल दिया जाता है (उदाहरण के लिए, नियॉन -20), और ये अंततः नवगठित स्थिर परमाणु बन जाते हैं।
रेडियोधर्मी क्षय से सहज विखंडन हो सकता है। यह क्लस्टर क्षय नहीं है, क्योंकि विखंडन उत्पादों को लगभग किसी भी प्रकार के परमाणु में विभाजित किया जा सकता है। थोरियम-232 , यूरेनियम-235 , और यूरेनियम-238 मौलिक समस्थानिक हैं जो सहज विखंडन से गुजरते हैं। प्राकृतिक टेक्नेटियम और कसम इस तरह से तैयार किए जाते हैं।
परमाणु प्रतिक्रियाएँ । रेडियोधर्मी क्षय द्वारा संचालित स्वाभाविक रूप से होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाएं तथाकथित न्यूक्लियोजेनिक न्यूक्लाइड्स को जन्म देती हैं। यह प्रक्रिया तब होती है जब रेडियोधर्मी क्षय से एक ऊर्जावान कण, अक्सर एक अल्फा कण, दूसरे परमाणु के नाभिक के साथ नाभिक को दूसरे न्यूक्लाइड में बदलने के लिए प्रतिक्रिया करता है। यह प्रक्रिया आगे उप-परमाण्विक कणों, जैसे न्यूट्रॉन के उत्पादन का कारण भी बन सकती है। सहज विखंडन और न्यूट्रॉन उत्सर्जन द्वारा भी न्यूट्रॉन का उत्पादन किया जा सकता है। ये न्यूट्रॉन तब न्यूट्रॉन-प्रेरित विखंडन के माध्यम से या न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा अन्य न्यूक्लाइड का उत्पादन कर सकते हैं। उदाहरण के लिए, नियॉन-21 और नियॉन-22 जैसे कुछ स्थिर समस्थानिक न्यूक्लिओजेनिक संश्लेषण के कई मार्गों द्वारा निर्मित होते हैं, और इस प्रकार उनकी प्रचुरता का केवल एक हिस्सा प्राथमिक होता है।
ब्रह्मांडीय किरणों के कारण परमाणु प्रतिक्रियाएँ। परिपाटी के अनुसार, इन प्रतिक्रिया-उत्पादों को न्यूक्लियोजेनिक न्यूक्लाइड्स नहीं कहा जाता है, बल्कि ब्रह्माण्डजन्य न्यूक्लाइड्स कहा जाता है। कॉस्मिक किरणें पृथ्वी पर नए तत्वों का उत्पादन उसी कॉस्मोजेनिक प्रक्रियाओं द्वारा करती रहती हैं, जिनकी ऊपर चर्चा की गई है, जो आदिकालीन बेरिलियम और बोरॉन का उत्पादन करती हैं। एक महत्वपूर्ण उदाहरण कार्बन-14 है, जो कॉस्मिक किरणों द्वारा वातावरण में नाइट्रोजन-14 से उत्पन्न होता है। आयोडीन -129 एक और उदाहरण है।

यह भी देखें

अत्यधिक भारी तत्वों के विलुप्त समस्थानिक

संदर्भ

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आगे की पढाई

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इस पेज में लापता आंतरिक लिंक की सूची

लोहा
कॉस्मिक रे स्पेलेशन
क्षुद्र ग्रह
बोरान
आदिम तत्व
अल्फा न्यूक्लाइड
एस्ट्रोफिजिकल
बाँधने वाली ऊर्जा
photodisintegration
सीएनओ चक्र
आइसोटोप
आर्गन -40
राडोण

बाहरी कड़ियाँ

The Valley of Stability (video) – nucleosynthesis explained in terms of the nuclide chart, by CEA (France)

श्रेणी:खगोलभौतिकी श्रेणी:परमाणु भौतिकी

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