অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া

From LTRC

অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া হলো নিউক্লীয় ফিউশন বিক্রিয়ার একটি সেট, যা বিশাল নক্ষত্রগুলোর কেন্দ্রে ঘটে, যখন তারা তাদের কেন্দ্রের হালকা মৌলগুলো ব্যবহার করে ফেলে। অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়ার আগে নিওন-বার্নিং প্রক্রিয়া এবং পরে সিলিকন-বার্নিং প্রক্রিয়া ঘটে। নিওন-বার্নিং প্রক্রিয়া শেষ হওয়ার সাথে সাথে, নক্ষত্রের কেন্দ্র সংকুচিত হতে থাকে এবং উত্তপ্ত হয় যতক্ষণ না এটি অক্সিজেন বার্নিংয়ের জন্য প্রয়োজনীয় ইগনিশন তাপমাত্রায় পৌঁছায়। অক্সিজেন বার্নিং বিক্রিয়াগুলো কার্বন বার্নিংয়ের মতোই; তবে, অক্সিজেনের বৃহত্তর কুলম্ব বাধা (Coulomb barrier)-এর কারণে এগুলোকে অবশ্যই উচ্চতর তাপমাত্রা এবং ঘনত্বের মধ্যে ঘটতে হয়।

বিক্রিয়া

অক্সিজেন (১.৫–২.৬)×১০৯ K তাপমাত্রার পরিসরে[1] এবং (২.৬–৬.৭)×১০১২ kg·m−3 ঘনত্বের পরিসরে প্রজ্বলিত হয়।[2] প্রধান বিক্রিয়াগুলো নিচে দেওয়া হলো,[3][4] যেখানে ব্রাঞ্চিং অনুপাতগুলো ধরে নেয় যে ডিউটেরন চ্যানেলটি উন্মুক্ত (উচ্চ তাপমাত্রায়):[3]

16  +  16  →  28  +  4  +  9.593 MeV (৩৪%)
      →  31  +  1  +  7.676 MeV (৫৬%)
      →  31  +  Neutron  +  1.459 MeV (৫%)
      →  30  +  2 1  +  0.381 MeV
      →  30  +  deuterium  −  2.409 MeV (৫%)
বিকল্পভাবে:[5][6][7][8][9]
      →  32  +  Gamma + 16.539 MeV
      →  24  +  2 4 − 0.393 MeV

২×১০৯ K তাপমাত্রার কাছাকাছি, অক্সিজেন-বার্নিং বিক্রিয়ার হার প্রায় ২.৮×১০−১২(T৯/২)৩৩,[3][5] যেখানে T৯ হলো বিলিয়ন কেলভিন এককে তাপমাত্রা। সামগ্রিকভাবে, অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়ার প্রধান উৎপাদগুলো হলো ২৮Si, ৩২,৩৩,৩৪S, ৩৫,৩৭Cl, ৩৬,৩৮Ar, ৩৯,৪১K, এবং ৪০,৪২Ca। এর মধ্যে, ২৮Si এবং ৩২S চূড়ান্ত গঠনের ৯০% গঠন করে।[3] নক্ষত্রের কেন্দ্রের অক্সিজেন জ্বালানি নক্ষত্রের ভর এবং অন্যান্য প্যারামিটারের উপর নির্ভর করে ০.০১–৫ বছরের মধ্যে নিঃশেষ হয়ে যায়।[1][3] এর পরে যে সিলিকন-বার্নিং প্রক্রিয়া ঘটে, তা লোহা তৈরি করে, কিন্তু এই লোহা নক্ষত্রকে ধরে রাখার জন্য শক্তি তৈরি করতে আর বিক্রিয়া করতে পারে না।

অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়ার সময়, কেন্দ্রের বাইরে থেকে ক্রমানুসারে একটি অক্সিজেন-বার্নিং শেল, এরপর একটি নিওন শেল, কার্বন শেল, হিলিয়াম শেল এবং হাইড্রোজেন শেল থাকে। অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া হলো নক্ষত্রের কেন্দ্রের শেষ নিউক্লীয় বিক্রিয়া যা আলফা প্রক্রিয়া-এর মাধ্যমে ঘটে না।

অক্সিজেন-বার্নিংয়ের পূর্ববর্তী অবস্থা

যদিও ১৬O নিওনের চেয়ে হালকা, তবুও অক্সিজেন বার্নিংয়ের আগে নিওন বার্নিং ঘটে, কারণ ১৬O একটি ডাবলি-ম্যাজিক নিউক্লিয়াস এবং তাই অত্যন্ত স্থিতিশীল। অক্সিজেনের তুলনায় নিওন অনেক কম স্থিতিশীল। ফলস্বরূপ, ১৬O + ১৬O-এর চেয়ে কম তাপমাত্রায় নিওন বার্নিং ঘটে।[9] নিওন বার্নিংয়ের সময়, নক্ষত্রের কেন্দ্রে অক্সিজেন এবং ম্যাগনেসিয়াম জমা হয়। অক্সিজেন বার্নিং শুরু হওয়ার সময়, হিলিয়াম-বার্নিং প্রক্রিয়া (৪He(২α,γ)১২C(α,γ)১৬O), কার্বন-বার্নিং প্রক্রিয়া (১২C(১২C,α)২০Ne, ১২C(α,γ)১৬O), এবং নিওন-বার্নিং প্রক্রিয়ার (২০Ne(γ,α)১৬O) কারণে নক্ষত্রের কেন্দ্রে প্রচুর অক্সিজেন থাকে। ১২C(α,γ)১৬O বিক্রিয়াটি অক্সিজেন বার্নিংয়ের সময় বিক্রিয়ার হারের উপর উল্লেখযোগ্য প্রভাব ফেলে, কারণ এটি প্রচুর পরিমাণে ১৬O তৈরি করে।[3]

পরিচলন-আবদ্ধ শিখা এবং কেন্দ্রের বাইরে অক্সিজেন ইগনিশন

১০.৩ সৌর ভরের চেয়ে বেশি ভরের নক্ষত্রের ক্ষেত্রে, অক্সিজেন কেন্দ্রে প্রজ্বলিত হয় অথবা একেবারেই হয় না। একইভাবে, ৯ সৌর ভরের চেয়ে কম ভরের নক্ষত্রের ক্ষেত্রে (অতিরিক্ত ভর সংযোজন ছাড়া) অক্সিজেন কেন্দ্রে প্রজ্বলিত হয় অথবা একেবারেই হয় না। তবে, ৯–১০.৩ সৌর ভরের পরিসরে, অক্সিজেন কেন্দ্রের বাইরে প্রজ্বলিত হয়।

এই ভরের পরিসরের নক্ষত্রগুলোর জন্য নিওন-বার্নিং নক্ষত্রের কেন্দ্রে না ঘটে একটি পরিচলন খামে (convective envelope) ঘটে। ৯.৫ সৌর ভরের নক্ষত্রের নির্দিষ্ট উদাহরণের জন্য, নিওন-বার্নিং প্রক্রিয়া কেন্দ্রের বাইরে প্রায় ০.২৫২ সৌর ভরের (~১৫৬০ কিলোমিটার) একটি খামে ঘটে। ইগনিশন ফ্ল্যাশ থেকে, নিওন পরিচলন অঞ্চলটি আরও বাইরে ১.১ সৌর ভর পর্যন্ত বিস্তৃত হয়, যার সর্বোচ্চ ক্ষমতা প্রায় ১০৩৬ W। মাত্র এক মাস পর, ক্ষমতা প্রায় ১০৩৫ W-এ নেমে আসে এবং প্রায় ১০ বছর এই হারে থাকে। এই পর্যায়ের পর, শেলের নিওন নিঃশেষ হয়ে যায়, যার ফলে নক্ষত্রের উপর অভ্যন্তরীণ চাপ বৃদ্ধি পায়। এটি শেলের তাপমাত্রাকে ১.৬৫ বিলিয়ন কেলভিনে উন্নীত করে। এর ফলে একটি নিওন-বার্নিং, পরিচলন-আবদ্ধ শিখা সম্মুখভাগ (flame front) তৈরি হয় যা কেন্দ্রের দিকে অগ্রসর হয়। শিখার এই গতিই শেষ পর্যন্ত অক্সিজেন-বার্নিংয়ের দিকে নিয়ে যায়। প্রায় ৩ বছরে, শিখার তাপমাত্রা প্রায় ১.৮৩ বিলিয়ন কেলভিনে পৌঁছায়, যা অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া শুরু করতে সক্ষম করে। এটি আয়রন কোর তৈরির প্রায় ৯.৫ বছর আগে ঘটে। নিওন-বার্নিং শুরুর মতোই, কেন্দ্রের বাইরে অক্সিজেন-বার্নিং আরেকটি ফ্ল্যাশের মাধ্যমে শুরু হয়। পরিচলনশীল শিখাটি তখন নিওন এবং অক্সিজেন উভয় বার্নিংয়ের ফলে তৈরি হয় যখন এটি কেন্দ্রের দিকে অগ্রসর হয়, আর অক্সিজেন-বার্নিং শেলটি ক্রমাগত ভর হারাতে থাকে।[8]

নিউট্রিনো ক্ষয়

অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়ার সময়, নিউট্রিনো নিঃসরণের কারণে শক্তি ক্ষয় প্রাসঙ্গিক হয়ে ওঠে। প্রচুর শক্তি ক্ষয়ের কারণে, মহাকর্ষের বিরুদ্ধে নক্ষত্রকে ধরে রাখার জন্য যথেষ্ট বিকিরণ চাপ বজায় রাখতে অক্সিজেনকে এক বিলিয়ন কেলভিনের চেয়ে বেশি তাপমাত্রায় জ্বলতে হয়। অধিকন্তু, two electron capture reactions (যা নিউট্রিনো তৈরি করে) তাৎপর্যপূর্ণ হয়ে ওঠে যখন পদার্থের ঘনত্ব যথেষ্ট বেশি হয় (ρ > ২×১০৭ g/cm৩)। এই কারণগুলোর জন্য, ভারী, ঘন নক্ষত্রগুলোর জন্য অক্সিজেন বার্নিংয়ের সময়কাল অনেক কম হয়।[7]

বিস্ফোরক অক্সিজেন বার্নিং

অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া হাইড্রোস্ট্যাটিক এবং বিস্ফোরক উভয় পরিস্থিতিতেই ঘটতে পারে। বিস্ফোরক অক্সিজেন বার্নিংয়ের উৎপাদগুলো হাইড্রোস্ট্যাটিক অক্সিজেন বার্নিংয়ের মতোই। তবে, স্থিতিশীল অক্সিজেন বার্নিংয়ের সাথে প্রচুর ইলেকট্রন ক্যাপচার ঘটে, যেখানে বিস্ফোরক অক্সিজেন বার্নিংয়ের সাথে ফটোডিসইনটিগ্রেশন বিক্রিয়ার উপস্থিতি উল্লেখযোগ্যভাবে বেশি থাকে। (৩–৪)×১০৯ K তাপমাত্রার পরিসরে, ফটোডিসইনটিগ্রেশন এবং অক্সিজেন ফিউশন তুলনামূলক বিক্রিয়ার হারে ঘটে।[3]

পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি সুপারনোভা

মূল নিবন্ধ: পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি সুপারনোভা

খুব বিশাল (১৪০–২৬০ সৌর ভর) পপুলেশন III নক্ষত্রগুলো পেয়ার প্রোডাকশন-এর কারণে কোর অক্সিজেন বার্নিংয়ের সময় অস্থিতিশীল হয়ে উঠতে পারে। এর ফলে একটি থার্মোনিউক্লীয় বিস্ফোরণ ঘটে, যা নক্ষত্রটিকে সম্পূর্ণভাবে ধ্বংস করে দেয়।[2][6]

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 El Eid, M. F., B. S. Meyer, and L.‐S. The. "Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning." ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 July 2004. Web. 8 Apr. 2016.
  2. ↑ 2.0 2.1 Hirschi. "Evolution and nucleosynthesis of Very Massive Stars". arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 24 Sep 2014.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 3.5 3.6 Woosley, Heger, and Weaver. "The evolution of massive stars". Reviews of Modern Physics, Volume 74, October 2002.
  4. ↑ Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983).
  5. ↑ 5.0 5.1 Caughlan and Fowler. "Thermonuclear reaction rates”. Atomic Data and Nuclear Data Tables, 40, 283–334 (1988).
  6. ↑ 6.0 6.1 Kasen, Woosley, and Heger. "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout". The Astrophysical Journal 734:102, 2011 June 20.
  7. ↑ 7.0 7.1 Carroll, Bradley W., and Dale A. Ostlie. "An Introduction to Modern Astrophysics". San Francisco, Pearson Addison-Wesley, 2007.
  8. ↑ 8.0 8.1 S. E. Woosley and Alexander Heger. "The Remarkable Deaths of 9–10 Solar Mass Stars". arXiv:1505.06712v1. May 2015.
  9. ↑ 9.0 9.1 Longair, Malcolm. "High Energy Astrophysics", 3rd edition, (2011).

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Oxygen-burning process” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Oxygen-burning_process এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=অক্সিজেন-বার্নিং_প্রক্রিয়া&oldid=7947"