আর-প্রসেস

From LTRC


নিউক্লীয় জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানে, র‍্যাপিড নিউট্রন-ক্যাপচার প্রসেস (দ্রুত নিউট্রন-সংযোজন প্রক্রিয়া), যা r-প্রসেস নামেও পরিচিত, তা হলো নিউক্লীয় বিক্রিয়ার একটি সমষ্টি যা সৃষ্টির জন্য দায়ী। এটি লোহার চেয়ে ভারী প্রায় অর্ধেক পারমাণবিক নিউক্লিয়াস বা "ভারী মৌল" তৈরি করে, যার বাকি অর্ধেক মূলত s-প্রসেস দ্বারা উৎপাদিত হয়। r-প্রসেস জোড় পারমাণবিক সংখ্যার মৌলগুলোর অধিক নিউট্রন-সমৃদ্ধ স্থিতিশীল আইসোটোপ সংশ্লেষণ করে। যেসব আইসোটোপ বিটা-স্থিতিশীল আইসোটোপ থেকে পৃথক এবং যাদের s-প্রসেস উৎপাদন হার খুব কম, সেগুলোকে r-অনলি নিউক্লিয়াই হিসেবে গণ্য করা হয়; দস্তা থেকে পারদ পর্যন্ত অধিকাংশ জোড় পারমাণবিক সংখ্যার মৌলের সবচেয়ে ভারী আইসোটোপগুলো এই শ্রেণির অন্তর্ভুক্ত। r-প্রসেসের জন্য প্রাচুর্যের শিখরগুলো ভর সংখ্যা 1=A = 82 (মৌল Se, Br, এবং Kr), 1=A = 130 (মৌল Te, I, এবং Xe) এবং 1=A = 196 (মৌল Os, Ir, এবং Pt)-এর কাছাকাছি দেখা যায়। অধিকন্তু, বিসমাথের চেয়ে ভারী সমস্ত মৌল, যার মধ্যে প্রাকৃতিক থোরিয়াম এবং ইউরেনিয়াম (এবং অন্যান্য অ্যাক্টিনাইড) অন্তর্ভুক্ত, তাদের অবশ্যই শেষ পর্যন্ত একটি r-প্রসেস নিউক্লিয়াস থেকে উদ্ভূত হতে হবে।

r-প্রসেসটি এক বা একাধিক ভারী বীজ নিউক্লিয়াসের দ্বারা দ্রুত নিউট্রন সংযোজনের (এ কারণেই এর নাম) একটি ধারাবাহিকতা, যা সাধারণত 56Fe-এর কেন্দ্রিক প্রাচুর্যের শিখরে থাকা নিউক্লিয়াস দিয়ে শুরু হয়। এই সংযোজনগুলো দ্রুত হতে হয়, যার অর্থ হলো অন্য একটি নিউট্রন এসে সংযোজিত হওয়ার আগে নিউক্লিয়াসগুলোর তেজস্ক্রিয় ক্ষয় (সাধারণত β− ক্ষয়ের মাধ্যমে) ঘটার সময় পাওয়া উচিত নয়। এই ক্রমটি ক্রমবর্ধমান নিউট্রন-সমৃদ্ধ নিউক্লিয়াসের স্থিতিশীলতার সীমা (নিউট্রন ড্রিপ লাইন) পর্যন্ত চলতে পারে, যা নিউক্লীয় বলের স্বল্প পাল্লার দ্বারা নিয়ন্ত্রিত হয়। তাই r-প্রসেস অবশ্যই এমন স্থানে ঘটতে হবে যেখানে মুক্ত নিউট্রনের উচ্চ ঘনত্ব বিদ্যমান। নিউট্রন সংযোজনের কিছু সময় পর, নিউক্লিয়াসটি বিটা-ক্ষয়ের মাধ্যমে স্থিতিশীলতার রেখায় ফিরে আসে (ঠিক যেমন ফিশন পণ্যের ক্ষেত্রে ঘটে), যার ফলে একই ভর সংখ্যা A-এর একটি স্থিতিশীল আইসোটোপ তৈরি হয়, যা সাধারণত নিউট্রন-সমৃদ্ধ আইসোটোপগুলোর মধ্যে অন্যতম।

প্রাথমিক গবেষণায় তাত্ত্বিকভাবে বলা হয়েছিল যে, প্রায় ১ জিকে (GK) তাপমাত্রায় প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে ১০২৪ মুক্ত নিউট্রনের প্রয়োজন হবে, যাতে ওয়েটিং পয়েন্টগুলোর (যেখানে আর কোনো নিউট্রন সংযোজিত হতে পারে না) সাথে r-প্রসেস নিউক্লিয়াসের প্রাচুর্যের শিখরের ভর সংখ্যার মিল পাওয়া যায়।[1] এটি প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে প্রায় এক গ্রাম মুক্ত নিউট্রনের সমান, যা একটি বিস্ময়কর সংখ্যা এবং এর জন্য চরম পরিস্থিতির প্রয়োজন। ঐতিহাসিকভাবে এটি ইঙ্গিত দেয় যে, সুপারনোভা নিউক্লিওসিন্থেসিসের অংশ হিসেবে কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার পুনঃপ্রসারিত কেন্দ্র থেকে নির্গত পদার্থ,[2] অথবা কিলোনোভায় বাইনারি নিউট্রন তারা মার্জারের ফলে নিক্ষিপ্ত নিউট্রন তারা পদার্থের ডিকম্প্রেশন থেকে এটি ঘটে।[3] r-প্রসেস মৌলগুলোর জ্যোতিঃপদার্থবৈজ্ঞানিক প্রাচুর্যে এই উৎসগুলোর প্রতিটির আপেক্ষিক অবদান চলমান গবেষণার বিষয়।[4]

থার্মোনিউক্লিয়ার অস্ত্র বিস্ফোরণে (সাধারণত ইউরেনিয়াম-২৩৮-এর ওপর) r-প্রসেসের মতো নিউট্রন সংযোজনের একটি ধারা সামান্য পরিমাণে ঘটে এবং উদ্দেশ্যমূলক নকশার মাধ্যমে একে আরও বাড়ানো যেতে পারে। আইনস্টাইনিয়াম (মৌল ৯৯, A = ২৫২) এবং ফার্মিয়াম (মৌল ১০০, A = ২৫৭) মৌলগুলো পারমাণবিক অস্ত্রের তেজস্ক্রিয় ধূলিকণায় দেখা যায় এবং সাধারণভাবে এই নিউট্রন সংযোজনের ফলে A = ২৫৭ পর্যন্ত ভারী আইসোটোপ তৈরি হয়।

r-প্রসেসটি s-প্রসেস-এর বিপরীত, যা ভারী মৌল উৎপাদনের আরেকটি প্রধান প্রক্রিয়া এবং এটি নিউট্রনের ধীর সংযোজনের মাধ্যমে নিউক্লিওসিন্থেসিস ঘটায়। সাধারণভাবে, s-প্রসেসে জড়িত আইসোটোপগুলোর অর্ধায়ু এত দীর্ঘ যে সেগুলো পরীক্ষাগারে অধ্যয়ন করা সম্ভব, কিন্তু r-প্রসেসে জড়িত আইসোটোপগুলোর ক্ষেত্রে সাধারণত তা সত্য নয়।[5] s-প্রসেস মূলত সাধারণ নক্ষত্রের অভ্যন্তরে, বিশেষ করে এজিবি (AGB) নক্ষত্রে ঘটে, যেখানে নিউট্রন ফ্লাক্স প্রতি ১০–১০০ বছরে নিউট্রন সংযোজন ঘটানোর জন্য যথেষ্ট, যা r-প্রসেসের জন্য অত্যন্ত ধীর; কারণ r-প্রসেসে প্রতি সেকেন্ডে ১০০টি পর্যন্ত সংযোজন প্রয়োজন। s-প্রসেস হলো সেকেন্ডারি বা গৌণ, যার অর্থ হলো এর জন্য আগে থেকেই বিদ্যমান ভারী আইসোটোপের প্রয়োজন হয়, যা মুক্ত নিউট্রনের ধীর সংযোজনের মাধ্যমে অন্যান্য ভারী নিউক্লিয়াসে রূপান্তরিত হয়। r-প্রসেসের পরিস্থিতিগুলো তাদের নিজস্ব বীজ নিউক্লিয়াস তৈরি করে, তাই এগুলো এমন বিশাল নক্ষত্রেও ঘটতে পারে যেখানে কোনো ভারী বীজ নিউক্লিয়াস নেই। সামগ্রিকভাবে, r- এবং s-প্রসেস লোহার চেয়ে ভারী প্রায় সমস্ত রাসায়নিক মৌলের প্রাচুর্য ব্যাখ্যা করে। ঐতিহাসিক চ্যালেঞ্জ ছিল তাদের সময়কালের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ ভৌত পরিবেশ খুঁজে বের করা।

ইতিহাস

বিগ ব্যাং এবং নক্ষত্রে হিলিয়াম গঠনের অগ্রণী গবেষণার পর, পৃথিবী থেকে প্রাপ্ত ভারী মৌলগুলো হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম থেকে তৈরির জন্য দায়ী একটি অজানা প্রক্রিয়া বিদ্যমান বলে সন্দেহ করা হয়েছিল। ব্যাখ্যার একটি প্রাথমিক প্রচেষ্টা করেছিলেন সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর এবং লুই আর. হেনরিখ, যারা ধারণা করেছিলেন যে মৌলগুলো ৬ বিলিয়ন থেকে ৮ বিলিয়ন কে তাপমাত্রায় উৎপাদিত হয়েছিল। তাদের তত্ত্বটি ক্লোরিন পর্যন্ত মৌলগুলোর ব্যাখ্যা দিতে পেরেছিল, যদিও ৪০ এএমইউ (amu)-এর চেয়ে বেশি পারমাণবিক ওজনের মৌলগুলোর উল্লেখযোগ্য প্রাচুর্যের কোনো ব্যাখ্যা ছিল না।[6] এটি ফ্রেড হয়েল-এর গবেষণার ভিত্তি হয়ে ওঠে, যিনি অনুমান করেছিলেন যে নক্ষত্রের কেন্দ্রের ধসে পড়ার পরিস্থিতিগুলো ঘনভাবে প্যাক করা মুক্ত নিউট্রনের দ্রুত সংযোজনের মাধ্যমে অবশিষ্ট মৌলগুলোর নিউক্লিওসিন্থেসিস সক্ষম করবে। তবে, নক্ষত্রের মধ্যে বিটা-ক্ষয়ের ভারসাম্য বজায় রাখা এবং এই পরিস্থিতিতে গঠিত মৌলগুলোর প্রাচুর্যের সঠিক হিসাব করার জন্য প্রয়োজনীয় সাম্যাবস্থা সম্পর্কে অমীমাংসিত প্রশ্ন থেকে গিয়েছিল।[6]

দ্রুত নিউট্রন সংযোজন প্রদানকারী একটি ভৌত পরিবেশের প্রয়োজনীয়তা, যা মৌল গঠনে নিশ্চিতভাবেই ভূমিকা রাখে বলে জানা ছিল, ১৯৫৬ সালে হ্যান্স সুয়েস এবং হ্যারল্ড ইউরি-এর ভারী মৌলের আইসোটোপের প্রাচুর্যের সারণিতেও দেখা গিয়েছিল।[7] তাদের প্রাচুর্যের সারণিতে নিউট্রনের ম্যাজিক নম্বর বিশিষ্ট প্রাকৃতিক আইসোটোপগুলোর গড় অপেক্ষা বেশি প্রাচুর্য এবং ম্যাজিক নম্বর বিশিষ্ট স্থিতিশীল নিউক্লিয়াস থেকে প্রায় ১০ amu হালকা প্রাচুর্যের শিখর দেখা গিয়েছিল, যা ইঙ্গিত দেয় যে ম্যাজিক নিউট্রন নম্বর বিশিষ্ট কিন্তু প্রায় দশটি কম প্রোটনযুক্ত তেজস্ক্রিয় নিউট্রন-সমৃদ্ধ নিউক্লিয়াস তৈরি হয়েছিল। এই পর্যবেক্ষণগুলো আরও ইঙ্গিত দেয় যে দ্রুত নিউট্রন সংযোজন বিটা-ক্ষয়ের চেয়ে দ্রুত ঘটেছিল এবং ফলস্বরূপ প্রাচুর্যের শিখরগুলো ম্যাজিক নম্বরে তথাকথিত ওয়েটিং পয়েন্ট-এর কারণে সৃষ্ট হয়েছিল।[1] এই প্রক্রিয়াটি, নিউট্রন-সমৃদ্ধ আইসোটোপ দ্বারা দ্রুত নিউট্রন সংযোজন, r-প্রসেস নামে পরিচিতি পায়, যেখানে s-প্রসেস তার বৈশিষ্ট্যসূচক ধীর নিউট্রন সংযোজনের জন্য নামকরণ করা হয়। ১৯৫৭ সালে B2FH রিভিউ পেপারে ভারী আইসোটোপগুলোকে s-প্রসেস এবং r-প্রসেসের মধ্যে বণ্টনকারী একটি সারণি প্রকাশিত হয়,[1] যা r-প্রসেসের নামকরণ করে এবং এর নির্দেশক পদার্থবিজ্ঞান বর্ণনা করে।[8] অ্যালাস্টেয়ার জি. ডব্লিউ. ক্যামেরন একই বছর r-প্রসেস নিয়ে একটি ছোট গবেষণাও প্রকাশ করেছিলেন।[9]

B2FH পেপারে বর্ণিত স্থির r-প্রসেসটি প্রথম ক্যালটেকে ফিলিপ এ. সিগার, উইলিয়াম এ. ফাউলার এবং ডোনাল্ড ডি. ক্লেটন-এর সময়-নির্ভর গণনায় প্রদর্শিত হয়েছিল,[10] যারা দেখেছিলেন যে কোনো একক সাময়িক স্ন্যাপশট সৌর r-প্রসেস প্রাচুর্যের সাথে মেলে না, কিন্তু যখন সেগুলোকে সুপারপোজ করা হয়, তখন r-প্রসেস প্রাচুর্যের বিন্যাসের একটি সফল বৈশিষ্ট্য অর্জন করা সম্ভব হয়। স্বল্প-সময়ের বিন্যাসগুলো 1=A = 140-এর চেয়ে কম পারমাণবিক ওজনের প্রাচুর্যের ওপর জোর দেয়, যেখানে দীর্ঘ-সময়ের বিন্যাসগুলো 1=A = 140-এর চেয়ে বেশি পারমাণবিক ওজনের ওপর জোর দেয়।[11] r-প্রসেসের পরবর্তী চিকিৎসাগুলো সেই সাময়িক বৈশিষ্ট্যগুলোকে শক্তিশালী করেছে। সিগার এবং তার সহযোগীরা ভারী আইসোটোপের প্রাচুর্যের সারণির s-প্রসেস এবং r-প্রসেসের মধ্যে আরও পরিমাণগত বণ্টন তৈরি করতে সক্ষম হন, যার ফলে B2FH-এর চেয়ে r-প্রসেস আইসোটোপগুলোর জন্য একটি আরও নির্ভরযোগ্য প্রাচুর্যের বক্ররেখা প্রতিষ্ঠিত হয়। আজ, r-প্রসেস প্রাচুর্যগুলো তাদের কৌশল ব্যবহার করে নির্ণয় করা হয়, যেখানে মোট আইসোটোপিক প্রাচুর্য থেকে আরও নির্ভরযোগ্য s-প্রসেস আইসোটোপিক প্রাচুর্য বিয়োগ করা হয় এবং অবশিষ্ট অংশকে r-প্রসেস নিউক্লিওসিন্থেসিসের জন্য দায়ী করা হয়।[12] সেই r-প্রসেস প্রাচুর্যের বক্ররেখা (পারমাণবিক ওজনের বিপরীতে) বহু দশক ধরে ভৌত r-প্রসেস দ্বারা সংশ্লেষিত প্রাচুর্যের তাত্ত্বিক গণনার লক্ষ্য প্রদান করেছে।

সুপারনোভা কেন্দ্রের উচ্চ ঘনত্বের দিকে দ্রুত ধসে পড়ার সময় ইলেকট্রন ক্যাপচারের মাধ্যমে মুক্ত নিউট্রন তৈরি এবং কিছু নিউট্রন-সমৃদ্ধ বীজ নিউক্লিয়াসের দ্রুত সমাবেশ r-প্রসেসকে একটি প্রাথমিক নিউক্লিওসিন্থেসিস প্রক্রিয়া করে তোলে, এমন একটি প্রক্রিয়া যা বিশুদ্ধ H এবং He সমৃদ্ধ নক্ষত্রেও ঘটতে পারে। এটি B2FH-এর নামকরণের বিপরীতে, যা একটি সেকেন্ডারি প্রক্রিয়া এবং বিদ্যমান লোহার ওপর ভিত্তি করে তৈরি। প্রাথমিক নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস গ্যালাক্সিতে সেকেন্ডারি নিউক্লিওসিন্থেসিসের চেয়ে আগে শুরু হয়। বিকল্পভাবে, নিউট্রন তারার অভ্যন্তরে নিউট্রনের উচ্চ ঘনত্ব r-প্রসেস নিউক্লিয়াস তৈরির জন্য উপলব্ধ হবে যদি কোনো সংঘর্ষ নিউট্রন তারার অংশগুলোকে নিক্ষেপ করে, যা তখন দ্রুত প্রসারিত হয়। সেই ক্রমটিও গ্যালাক্সির ইতিহাসে s-প্রসেস নিউক্লিওসিন্থেসিসের চেয়ে আগে শুরু হতে পারে; তাই প্রতিটি পরিস্থিতি গ্যালাক্সিতে r-প্রসেস প্রাচুর্যের প্রাথমিক বৃদ্ধির সাথে খাপ খায়। এই প্রতিটি পরিস্থিতি সক্রিয় তাত্ত্বিক গবেষণার বিষয়। আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের প্রাথমিক r-প্রসেস সমৃদ্ধকরণ এবং পরবর্তী নতুন গঠিত নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ, যা নক্ষত্রের গ্যালাক্সির প্রাচুর্যের বিবর্তনের ক্ষেত্রে প্রয়োগ করা হয়, তা প্রথম ১৯৮১ সালে জেমস ডব্লিউ. ট্রুরান দ্বারা উপস্থাপিত হয়েছিল।[13] তিনি এবং পরবর্তী জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা দেখিয়েছেন যে প্রাচীনতম ধাতু-দরিদ্র নক্ষত্রগুলোতে ভারী মৌলের প্রাচুর্যের বিন্যাস সৌর r-প্রসেস বক্ররেখার আকৃতির সাথে মিলে যায়, যেন s-প্রসেস উপাদানটি অনুপস্থিত। এটি এই অনুমানের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ যে, যখন এই তরুণ নক্ষত্রগুলো জন্ম নিয়েছিল, তখন s-প্রসেস আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসকে সমৃদ্ধ করা শুরু করেনি, কারণ s-প্রসেস শুরু হতে প্রায় ১০০ মিলিয়ন বছরের গ্যালাকটিক ইতিহাসের প্রয়োজন হয়, যেখানে r-প্রসেস দুই মিলিয়ন বছর পরেই শুরু হতে পারে। এই s-প্রসেস-দরিদ্র, r-প্রসেস-সমৃদ্ধ নাক্ষত্রিক গঠনগুলো অবশ্যই যেকোনো s-প্রসেসের চেয়ে আগে জন্ম নিয়েছিল, যা দেখায় যে r-প্রসেস দ্রুত বিবর্তনশীল বিশাল নক্ষত্র থেকে উদ্ভূত হয় যা সুপারনোভায় পরিণত হয় এবং নিউট্রন-তারা অবশিষ্টাংশ রেখে যায় যা অন্য একটি নিউট্রন তারার সাথে মার্জ হতে পারে। প্রাথমিক r-প্রসেসের প্রাথমিক প্রকৃতি তাই প্রাচীন নক্ষত্রগুলোতে পর্যবেক্ষণ করা প্রাচুর্যের বর্ণালী থেকে উদ্ভূত হয়[4] যা আগে জন্ম নিয়েছিল, যখন গ্যালাকটিক মেটালিটিটি কম ছিল, কিন্তু তবুও সেগুলোতে r-প্রসেস নিউক্লিয়াসের পরিপূরক বিদ্যমান।

পর্যায় সারণি প্রতিটি মৌলের কসমোজেনিক উৎস দেখাচ্ছে। লোহার চেয়ে ভারী মৌলগুলো যা সুপারনোভায় উৎপন্ন হয়, সেগুলো r-প্রসেস দ্বারা উৎপাদিত হয়, যেমনটি মার্জিং নিউট্রন স্টারস হিসেবে চিহ্নিত।

যেকোনো ব্যাখ্যা, যদিও সাধারণত সুপারনোভা বিশেষজ্ঞদের দ্বারা সমর্থিত, তবুও r-প্রসেস প্রাচুর্যের একটি সম্পূর্ণ সন্তোষজনক গণনা অর্জন করতে পারেনি কারণ সামগ্রিক সমস্যাটি সংখ্যাগতভাবে বিশাল। তবে, বিদ্যমান ফলাফলগুলো সহায়ক; ২০১৭ সালে, r-প্রসেস সম্পর্কে নতুন তথ্য আবিষ্কৃত হয় যখন LIGO এবং ভার্গো মহাকর্ষীয়-তরঙ্গ মানমন্দির দুটি নিউট্রন তারার একটি মার্জার আবিষ্কার করে যা r-প্রসেস পদার্থ নিক্ষেপ করছিল।[14] নিচে জ্যোতিঃপদার্থবৈজ্ঞানিক স্থান দেখুন।

নিউক্লীয় পদার্থবিজ্ঞান

r-প্রসেস নিউক্লিওসিন্থেসিসের জন্য একমাত্র প্রাকৃতিক সম্ভাব্য স্থান যেখানে প্রয়োজনীয় পরিস্থিতি বিদ্যমান বলে মনে করা হয় তা হলো কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা (যার মধ্যে ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভা অন্তর্ভুক্ত) এবং এখন নিউট্রন তারার মার্জার।

টাইপ II সুপারনোভায় ইলেকট্রনের তীব্র সংকোচনের পরপরই, বিটা-মাইনাস ক্ষয় অবরুদ্ধ হয়ে যায়। এর কারণ হলো উচ্চ ইলেকট্রন ঘনত্ব সমস্ত উপলব্ধ মুক্ত ইলেকট্রন অবস্থাকে একটি ফার্মি শক্তি পর্যন্ত পূর্ণ করে, যা পারমাণবিক বিটা ক্ষয়ের শক্তির চেয়ে বেশি। তবে, সেই মুক্ত ইলেকট্রনগুলোর পারমাণবিক ক্যাপচার এখনও ঘটে এবং পদার্থের ক্রমবর্ধমান নিউট্রনাইজেশন ঘটায়। এর ফলে মুক্ত নিউট্রনের একটি অত্যন্ত উচ্চ ঘনত্ব তৈরি হয় যা ক্ষয় হতে পারে না, প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে ১০২৪ নিউট্রনের ক্রমে,[1] এবং উচ্চ তাপমাত্রা বিদ্যমান থাকে। এটি যখন পুনঃপ্রসারিত হয় এবং ঠান্ডা হয়, তখন বিদ্যমান ভারী নিউক্লিয়াস দ্বারা নিউট্রন সংযোজন বিটা-মাইনাস ক্ষয়ের চেয়ে অনেক দ্রুত ঘটে। ফলস্বরূপ, r-প্রসেস নিউট্রন ড্রিপ লাইন বরাবর চলতে থাকে এবং অত্যন্ত অস্থির নিউট্রন-সমৃদ্ধ নিউক্লিয়াস তৈরি হয়।

নিউট্রন ড্রিপ লাইনে আরোহণের ক্ষেত্রে তিনটি প্রক্রিয়া উল্লেখযোগ্য: বদ্ধ নিউট্রন শেল বিশিষ্ট নিউক্লিয়াসে নিউট্রন-সংযোজন ক্রস সেকশনের উল্লেখযোগ্য হ্রাস, ফটোডিসইন্টিগ্রেশনের বাধা প্রদানকারী প্রক্রিয়া এবং ভারী-আইসোটোপ অঞ্চলে পারমাণবিক স্থিতিশীলতার মাত্রা। r-প্রসেস নিউক্লিওসিন্থেসিসে নিউট্রন সংযোজন নিউট্রন-সমৃদ্ধ, দুর্বলভাবে আবদ্ধ নিউক্লিয়াস গঠনের দিকে পরিচালিত করে যার নিউট্রন সেপারেশন এনার্জি ২ এমইভি (MeV)-এর মতো কম।[15][1] এই পর্যায়ে, N = ৫০, ৮২, এবং ১২৬-এ বদ্ধ নিউট্রন শেলগুলো পৌঁছায় এবং নিউট্রন সংযোজন সাময়িকভাবে বিরতি পায়। এই তথাকথিত ওয়েটিং পয়েন্টগুলো ভারী আইসোটোপের তুলনায় বর্ধিত বন্ধন শক্তি দ্বারা চিহ্নিত হয়, যা কম নিউট্রন সংযোজন ক্রস সেকশন এবং বিটা ক্ষয়ের দিকে আরও স্থিতিশীল সেমি-ম্যাজিক নিউক্লিয়াসের গঠনের দিকে পরিচালিত করে।[16] উপরন্তু, শেল ক্লোজারের বাইরের নিউক্লিয়াসগুলো ড্রিপ লাইনের সান্নিধ্যের কারণে দ্রুত বিটা ক্ষয়ের জন্য সংবেদনশীল; এই নিউক্লিয়াসগুলোর জন্য, আরও নিউট্রন সংযোজনের আগেই বিটা ক্ষয় ঘটে।[17] ওয়েটিং পয়েন্ট নিউক্লিয়াসগুলোকে তখন আরও নিউট্রন সংযোজন ঘটার আগে স্থিতিশীলতার দিকে বিটা ক্ষয় হতে দেওয়া হয়,[1] যার ফলে বিক্রিয়ার গতি কমে যায় বা ফ্রিজ-আউট ঘটে।[16]

পারমাণবিক স্থিতিশীলতা হ্রাস r-প্রসেসকে সমাপ্ত করে যখন এর সবচেয়ে ভারী নিউক্লিয়াসগুলো স্বতঃস্ফূর্ত ফিশনের জন্য অস্থির হয়ে ওঠে, যখন নিউক্লিয়নের মোট সংখ্যা ২৭০-এর কাছাকাছি পৌঁছায়। ফিশন ব্যারিয়ার ২৭০-এর আগে যথেষ্ট কম হতে পারে যাতে নিউট্রন সংযোজন নিউট্রন ড্রিপ লাইন বরাবর চালিয়ে যাওয়ার পরিবর্তে ফিশন ঘটাতে পারে।[18] নিউট্রন ফ্লাক্স কমে যাওয়ার পর, এই অত্যন্ত অস্থির তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াসগুলো বিটা ক্ষয়ের একটি দ্রুত ধারাবাহিকতার মধ্য দিয়ে যায় যতক্ষণ না তারা আরও স্থিতিশীল, নিউট্রন-সমৃদ্ধ নিউক্লিয়াসে পৌঁছায়।[19] যদিও s-প্রসেস বদ্ধ নিউট্রন শেল বিশিষ্ট স্থিতিশীল নিউক্লিয়াসের প্রাচুর্য তৈরি করে, r-প্রসেস, নিউট্রন-সমৃদ্ধ পূর্বসূরি নিউক্লিয়াসে, s-প্রসেস শিখরের প্রায় ১০ amu নিচে তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াসের প্রাচুর্য তৈরি করে।[20] এই প্রাচুর্যের শিখরগুলো N = ৫০, ৮২, এবং ১২৬ বিশিষ্ট ওয়েটিং পয়েন্ট নিউক্লিয়াসের ধারাবাহিক বিটা ক্ষয় থেকে উৎপাদিত স্থিতিশীল আইসোবারগুলোর সাথে মিলে যায়—যা বিটা স্থিতিশীলতার রেখা থেকে প্রায় ১০টি প্রোটন দূরে থাকে।[21]

যেমনটি উল্লেখ করা হয়েছে, পারমাণবিক বিস্ফোরণের মাধ্যমে একটি কৃত্রিম আর-প্রসেস তৈরি করা যেতে পারে। এটি পরামর্শ দেওয়া হয়েছে যে একাধিক বিস্ফোরণ স্থিতিশীলতার দ্বীপে পৌঁছানো সম্ভব করবে, কারণ প্রভাবিত নিউক্লাইডগুলো (ইউরেনিয়াম-২৩৮-কে বীজ নিউক্লিয়াস হিসেবে শুরু করে) পরবর্তী বিস্ফোরণে আরও নিউট্রন শোষণ করার আগে বিটা স্থিতিশীলতার রেখায় দ্রুত স্বতঃস্ফূর্তভাবে ফিশন হওয়া নিউক্লাইডগুলোতে বিটা ক্ষয় হওয়ার সময় পাবে না, এইভাবে নিউট্রন-সমৃদ্ধ সুপারহেভি নিউক্লাইড যেমন কোপার্নিসিয়াম-২৯১ এবং -২৯৩-এ পৌঁছানোর সুযোগ প্রদান করবে, যার অর্ধায়ু শতাব্দী বা সহস্রাব্দ হতে পারে।[22]

জ্যোতিঃপদার্থবৈজ্ঞানিক স্থান

r-প্রসেসের জন্য সবচেয়ে সম্ভাব্য প্রার্থী স্থান হিসেবে দীর্ঘকাল ধরে সুপারনোভা (স্পেকট্রাল টাইপ Ib, Ic এবং II) প্রস্তাব করা হয়েছে, যা r-প্রসেসের জন্য প্রয়োজনীয় ভৌত পরিস্থিতি প্রদান করতে পারে। নিক্ষিপ্ত r-প্রসেস পদার্থ অবশ্যই তুলনামূলকভাবে নিউট্রন-সমৃদ্ধ হতে হবে, এমন একটি শর্ত যা মডেলে অর্জন করা কঠিন ছিল,[2] তাই জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানীরা সফল r-প্রসেস উৎপাদনের জন্য তাদের পর্যাপ্ততা নিয়ে উদ্বিগ্ন।

২০১৭ সালে, দুটি নিউট্রন তারার মার্জারের তথ্য থেকে r-প্রসেস সম্পর্কে নতুন জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় তথ্য আবিষ্কৃত হয়। GW170817-এ ক্যাপচার করা মহাকর্ষীয় তরঙ্গ তথ্য ব্যবহার করে মার্জারের অবস্থান শনাক্ত করার পর, বেশ কয়েকটি দল[23][24][25] মার্জারের অপটিক্যাল তথ্য পর্যবেক্ষণ ও অধ্যয়ন করে, যা মার্জিং নিউট্রন তারা দ্বারা নিক্ষিপ্ত r-প্রসেস পদার্থের বর্ণালীবীক্ষণ প্রমাণ খুঁজে পায়। এই পদার্থের বেশিরভাগ অংশ দুটি ধরণের বলে মনে হয়: নিম্ন-ভর-সীমার ভারী নিউক্লিয়াসের অত্যন্ত তেজস্ক্রিয় r-প্রসেস পদার্থের গরম নীল ভর (A < 140 যেমন স্ট্রনশিয়াম)[26] এবং অ্যাক্টিনাইড সমৃদ্ধ উচ্চ ভর-সংখ্যার r-প্রসেস নিউক্লিয়াসের শীতল লাল ভর (A > 140) (যেমন ইউরেনিয়াম, থোরিয়াম, এবং ক্যালিফোর্নিয়াম)। নিউট্রন তারার বিশাল অভ্যন্তরীণ চাপ থেকে মুক্তি পাওয়ার পর, এই নির্গত পদার্থগুলো প্রসারিত হয় এবং বীজ ভারী নিউক্লিয়াস গঠন করে যা দ্রুত মুক্ত নিউট্রন ক্যাপচার করে এবং প্রায় এক সপ্তাহ ধরে শনাক্তযোগ্য অপটিক্যাল আলো বিকিরণ করে। অভ্যন্তরীণ তেজস্ক্রিয় ক্ষয় দ্বারা উত্তাপ ছাড়া উজ্জ্বলতার এমন স্থায়িত্ব সম্ভব হতো না, যা তাদের ওয়েটিং পয়েন্টের কাছাকাছি r-প্রসেস নিউক্লিয়াস দ্বারা সরবরাহ করা হয়। r-প্রসেস উৎপাদনের জন্য দুটি স্বতন্ত্র ভর অঞ্চল (A < 140 এবং A > 140) r-প্রসেসের প্রথম সময়-নির্ভর গণনার পর থেকেই জানা ছিল।[10] এই বর্ণালীবীক্ষণ বৈশিষ্ট্যগুলোর কারণে এটি যুক্তি দেওয়া হয়েছে যে মিল্কিওয়েতে এই ধরনের নিউক্লিওসিন্থেসিস সুপারনোভার পরিবর্তে মূলত নিউট্রন-তারা মার্জার থেকে নির্গত পদার্থ ছিল।[3]

এই ফলাফলগুলো 'r'-প্রক্রিয়ার নিউক্লিয়াসগুলোর উৎপত্তিস্থল নিয়ে ছয় দশকের অনিশ্চয়তা দূর করার একটি নতুন সম্ভাবনা তৈরি করেছে। 'r'-প্রক্রিয়ার সাথে এর প্রাসঙ্গিকতা নিশ্চিত করার বিষয়টি হলো, এই বিচ্ছুরিত 'r'-প্রক্রিয়ার খণ্ডগুলোর দৃশ্যমানতা বজায় থাকে মূলত 'r'-প্রক্রিয়ার নিউক্লিয়াসগুলোর তেজস্ক্রিয় ক্ষয় থেকে প্রাপ্ত তেজস্ক্রিয় শক্তির কারণে। অন্যথায় এগুলো দ্রুত ম্লান হয়ে যেত। ১৯৭৪ সালে[27] প্রথমবারের মতো গুরুত্বের সাথে এই ধরনের বিকল্প স্থানগুলোকে সংকুচিত হতে থাকা নিউট্রন তারার পদার্থ হিসেবে প্রস্তাব করা হয়েছিল। এটি প্রস্তাব করা হয়েছিল যে, এই ধরনের পদার্থ কমপ্যাক্ট বাইনারি সিস্টেমে ব্ল্যাক হোলের সাথে নিউট্রন তারার সংঘর্ষের ফলে নির্গত হয়। ১৯৮৯ সালে[28] (এবং ১৯৯৯ সালে[29]) এই ধারণাটিকে বাইনারি নিউট্রন তারা সংমিশ্রণের (দুটি নিউট্রন তারার একটি বাইনারি তারা ব্যবস্থা যা একে অপরের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয়) ক্ষেত্রে প্রসারিত করা হয়। এই স্থানগুলোর প্রাথমিক শনাক্তকরণের পর,[30] GW170817-এর মাধ্যমে এই দৃশ্যপটটি নিশ্চিত করা হয়। বর্তমান জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানের মডেলগুলো থেকে ধারণা পাওয়া যায় যে, একটি একক নিউট্রন তারা সংমিশ্রণ ঘটনা থেকে ৩ থেকে ১৩ পৃথিবীর ভরের সমান স্বর্ণ উৎপন্ন হতে পারে।[31]

আরও দেখুন

নোট


তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4) 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  2. ↑ 2.0 2.1 (2011). "What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?". Progress in Particle and Nuclear Physics. 66 (2) 346–353. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.
  3. ↑ 3.0 3.1 (2017). "Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event". Nature. 551 (7678) 80–84. doi:10.1038/nature24453.
  4. ↑ 4.0 4.1 (2018). "The formation of the heaviest elements". Physics Today. 71 (1) 30–37. doi:10.1063/pt.3.3815.
  5. ↑ Cowan, John J.. (2004). R-Process Nucleosynthesis in Supernovae. Physics Today. 57 (10) 47–54. doi:10.1063/1.1825268.
  6. ↑ 6.0 6.1 Hoyle, F.. (1946). "The Synthesis of the Elements from Hydrogen". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5) 343–383. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
  7. ↑ (1956). "Abundances of the Elements". Reviews of Modern Physics. 28 (1) 53–74. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
  8. ↑ (2019). "The origin of the elements". Physics Today. 72 (2) 36–37. doi:10.1063/PT.3.4134.
  9. ↑ Cameron, A. G. W.. (1957). "Nuclear reactions in stars and nucleogenesis". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (408) 201. doi:10.1086/127051.
  10. ↑ 10.0 10.1 (1965). "Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture". Astrophysical Journal Supplement. 11 121–66. doi:10.1086/190111.
  11. ↑ দেখুন (Seeger, Fowler, Clayton, 1965)। চিত্র ১৬ স্বল্প-ফ্লাক্স গণনা এবং প্রাকৃতিক r-প্রসেস প্রাচুর্যের সাথে এর তুলনা দেখায়, যেখানে চিত্র ১৮ দীর্ঘ নিউট্রন ফ্লাক্সের জন্য গণনাকৃত প্রাচুর্য দেখায়।
  12. ↑ দেখুন (Seeger, Fowler, Clayton, 1965)-এর সারণি ৪।
  13. ↑ Truran, J. W.. (1981). "A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars". Astronomy and Astrophysics. 97 (2) 391–93.
  14. ↑ (2017). "GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral". Physical Review Letters. 119 (16). doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101.
  15. ↑ Thoennessen, M.. (2004). Reaching the limits of nuclear stability. Reports on Progress in Physics. 67 (7) 1187–1232. doi:10.1088/0034-4885/67/7/R04.
  16. ↑ 16.0 16.1 Eichler, M.A.. (2016). Nucleosynthesis in explosive environments: neutron star mergers and core-collapse supernovae. University of Basel.
  17. ↑ (2015). "Positioning the neutron drip line and the r-process paths in the nuclear landscape". Physical Review C. 92 (3) 031303–1–031303–5. doi:10.1103/PhysRevC.92.031303.
  18. ↑ (1972). On the termination of the r-process and the synthesis of superheavy elements. Physics Letters B. 40 (5) 517–521. doi:10.1016/0370-2693(72)90470-4.
  19. ↑ Clayton, D. D.. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. 577–91. Mc-Graw-Hill. ISBN 978-0-226-10953-4., এই বৈশিষ্ট্যগুলোর একটি পরিষ্কার প্রযুক্তিগত ভূমিকা প্রদান করে। আরও প্রযুক্তিগত বর্ণনা (Seeger, Fowler, Clayton, 1965)-এ পাওয়া যেতে পারে।
  20. ↑ (Seeger, Fowler, Clayton, 1965)-এর চিত্র ১০ এই সংযোজনের পথ দেখায় যা স্থিতিশীলতার পথের চেয়ে ছোট পারমাণবিক চার্জ Z-এ ম্যাজিক নিউট্রন নম্বর ৮২ এবং ১২৬-এ পৌঁছায়।
  21. ↑ (2014). "Sensitivity studies for the weak r process: neutron capture rates". AIP Advances. 4 (41008) 041008. doi:10.1063/1.4867191.
  22. ↑ (2013). "Future of superheavy element research: Which nuclei could be synthesized within the next few years?". Journal of Physics: Conference Series. 420 (1). doi:10.1088/1742-6596/420/1/012001.
  23. ↑ (2017). "Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger". Nature. 551 (7678) 64–66. doi:10.1038/nature24291.
  24. ↑ Pian, E.. (2017). "Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger". Nature. 551 (7678) 67–70. doi:10.1038/nature24298.
  25. ↑ (2017). "A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source". Nature. 551 (7678) 75–79. doi:10.1038/nature24303.
  26. ↑ (2019). "Identification of strontium in the merger of two neutron stars". Nature. 574 (7779) 497–500. doi:10.1038/s41586-019-1676-3.
  27. ↑ (1974). "Black Hole–Neutron Star Collisions". Astrophysical Journal Letters. 192 (2) L145–147. doi:10.1086/181612.
  28. ↑ (1989). "Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars". Nature. 340 (6229) 126–128. doi:10.1038/340126a0.
  29. ↑ (1999). "r-process in Neutron Star Mergers". Astrophysical Journal Letters. 525 (2) L121–L124. doi:10.1086/312343.
  30. ↑ (2013). "A 'kilonova' associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B". Nature. 500 (7464) 547–9. doi:10.1038/nature12505.
  31. ↑ (20 March 2018). Neutron star mergers may create much of the universe's gold. Sid Perkins.

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=আর-প্রসেস&oldid=7974"