এস-প্রসেস

From LTRC


স্লো নিউট্রন-ক্যাপচার প্রসেস, বা s-প্রসেস (এস-প্রসেস), হলো নিউক্লীয় জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানের একগুচ্ছ বিক্রিয়া, যা নক্ষত্রগুলোতে, বিশেষ করে অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ নক্ষত্রে ঘটে থাকে। লোহার চেয়ে ভারী প্রায় অর্ধেক পারমাণবিক নিউক্লিয়াস তৈরির (নিউক্লিওসিন্থেসিস) জন্য এই s-প্রসেস দায়ী।

s-প্রসেসে, একটি সিড নিউক্লিয়াস নিউট্রন ক্যাপচার বা নিউট্রন গ্রহণের মাধ্যমে এক একক বেশি পারমাণবিক ভর বিশিষ্ট একটি আইসোটোপ গঠন করে। যদি নতুন আইসোটোপটি স্থায়ী হয়, তবে ভরের ধারাবাহিক বৃদ্ধি ঘটতে পারে, কিন্তু যদি এটি অস্থায়ী হয়, তবে বিটা ক্ষয় ঘটবে, যা পরবর্তী উচ্চতর পারমাণবিক সংখ্যা বিশিষ্ট একটি মৌল তৈরি করবে। এই প্রক্রিয়াটি 'ধীর' (এ কারণেই এর নাম 'স্লো') কারণ এখানে আরেকটি নিউট্রন ক্যাপচার হওয়ার আগে এই তেজস্ক্রিয় ক্ষয় ঘটার জন্য পর্যাপ্ত সময় পাওয়া যায়। এই বিক্রিয়াগুলোর একটি ধারা নিউক্লাইডের সারণীতে বিটা-ক্ষয় স্থায়ী আইসোবারের উপত্যকা বরাবর অগ্রসর হয়ে স্থায়ী আইসোটোপ তৈরি করে।

বিক্রিয়া শৃঙ্খল বরাবর আলফা ক্ষয় ধাপের হস্তক্ষেপের কারণে s-প্রসেসের মাধ্যমে বিভিন্ন ধরনের মৌল ও আইসোটোপ তৈরি হতে পারে। উৎপাদিত মৌল ও আইসোটোপের আপেক্ষিক প্রাচুর্য নিউট্রনের উৎস এবং সময়ের সাথে সাথে তাদের ফ্লাক্স কীভাবে পরিবর্তিত হয় তার ওপর নির্ভর করে। s-প্রসেস বিক্রিয়া শৃঙ্খলের প্রতিটি শাখা শেষ পর্যন্ত সীসা, বিসমাথ এবং পোলোনিয়াম জড়িত একটি চক্রে গিয়ে সমাপ্ত হয়।

s-প্রসেসটি r-প্রসেসের বিপরীত, যেখানে ধারাবাহিক নিউট্রন ক্যাপচারগুলো 'দ্রুত' ঘটে: এগুলো বিটা ক্ষয় ঘটার চেয়েও দ্রুত সম্পন্ন হয়। r-প্রসেস উচ্চতর মুক্ত নিউট্রন ফ্লাক্সযুক্ত পরিবেশে প্রাধান্য পায়; এটি s-প্রসেসের তুলনায় ভারী মৌল এবং অধিক নিউট্রন-সমৃদ্ধ আইসোটোপ তৈরি করে। এই দুটি প্রক্রিয়া একত্রে লোহার চেয়ে ভারী মৌলগুলোর অধিকাংশ আপেক্ষিক রাসায়নিক মৌলের প্রাচুর্য ব্যাখ্যা করে।

ইতিহাস

ভারী মৌলের আইসোটোপগুলোর আপেক্ষিক প্রাচুর্য এবং ১৯৫৬ সালে হ্যান্স সুয়েস ও হ্যারল্ড ইউরি কর্তৃক প্রকাশিত প্রাচুর্যের একটি নতুন সারণী থেকে s-প্রসেসের প্রয়োজনীয়তা অনুভূত হয়েছিল।[1] অন্যান্য বিষয়ের মধ্যে, এই উপাত্তগুলো স্ট্রনশিয়াম, বেরিয়াম এবং সীসার প্রাচুর্যের শিখর প্রদর্শন করে, যা কোয়ান্টাম মেকানিক্স এবং নিউক্লীয় শেল মডেল অনুযায়ী অত্যন্ত স্থিতিশীল নিউক্লিয়াস, অনেকটা নিষ্ক্রিয় গ্যাসের মতো। এটি ইঙ্গিত দেয় যে কিছু প্রাচুর্যপূর্ণ নিউক্লিয়াস অবশ্যই ধীর নিউট্রন ক্যাপচারের মাধ্যমে তৈরি হতে হবে এবং বাকি নিউক্লিয়াসগুলো কীভাবে এই প্রক্রিয়ার মাধ্যমে ব্যাখ্যা করা যায় তা নির্ধারণ করাই ছিল মূল কাজ। ১৯৫৭ সালে বিখ্যাত B2FH পর্যালোচনা পত্রে ভারী আইসোটোপগুলোকে s-প্রসেস এবং r-প্রসেসের মধ্যে বিভক্ত করে একটি সারণী প্রকাশিত হয়।[2] সেখানে আরও যুক্তি দেওয়া হয়েছিল যে s-প্রসেস লোহিত দানব নক্ষত্রে ঘটে। একটি চমকপ্রদ নিশ্চিতকরণ হিসেবে, ১৯৫২ সালে পল ডব্লিউ. মেরিল S-টাইপ এবং কার্বন নক্ষত্রে টেকনেশিয়াম মৌলটি আবিষ্কার করেন, যার কোনো আইসোটোপের অর্ধায়ু ৪.২ মিলিয়ন বছরের বেশি নয়।[3][4] যেহেতু এই নক্ষত্রগুলোকে কোটি কোটি বছরের পুরনো বলে মনে করা হতো, তাই তাদের বাইরের বায়ুমণ্ডলে টেকনেশিয়ামের উপস্থিতি ছিল এর সাম্প্রতিক সৃষ্টির প্রমাণ, যার সাথে নক্ষত্রের অভ্যন্তরে শক্তি প্রদানকারী নিউক্লীয় ফিউশনের কোনো সরাসরি সংযোগ ছিল না।

পর্যায় সারণী যা প্রতিটি মৌলের মহাজাগতিক উৎস প্রদর্শন করে। 'মৃতপ্রায় স্বল্প-ভরের নক্ষত্র' থেকে উদ্ভূত লোহার চেয়ে ভারী মৌলগুলো সাধারণত s-প্রসেস দ্বারা উৎপাদিত হয়, যা এই নক্ষত্রগুলোতে দীর্ঘ সময় ধরে ধীর নিউট্রন ব্যাপন এবং ক্যাপচারের মাধ্যমে চিহ্নিত হয়।

লোহার সিড নিউক্লিয়াস থেকে সময়-নির্ভর পদ্ধতিতে ভারী আইসোটোপ তৈরির একটি গণনাযোগ্য মডেল ১৯৬১ সালের আগে প্রদান করা হয়নি।[5] সেই কাজ থেকে দেখা যায় যে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নির্দিষ্ট লোহিত দানব নক্ষত্রে বেরিয়ামের যে বিশাল প্রাচুর্য পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, তা লোহার সিড নিউক্লিয়াস থেকে তৈরি হতে পারে যদি মোট নিউট্রন ফ্লাক্স (প্রতি একক ক্ষেত্রফলে নিউট্রনের সংখ্যা) উপযুক্ত হয়। এটি আরও দেখায় যে, নিউট্রন ফ্লাক্সের কোনো একটি একক মান পর্যবেক্ষণকৃত s-প্রসেস প্রাচুর্য ব্যাখ্যা করতে পারে না, বরং এর জন্য একটি বিস্তৃত পরিসর প্রয়োজন। যে লোহার সিড নিউক্লিয়াসগুলো একটি নির্দিষ্ট ফ্লাক্সের সংস্পর্শে আসে, ফ্লাক্স শক্তিশালী হওয়ার সাথে সাথে তাদের সংখ্যা হ্রাস পেতে হবে। এই কাজটি আরও দেখায় যে, নিউট্রন-ক্যাপচার ক্রস সেকশন এবং প্রাচুর্যের গুণফলের বক্ররেখাটি B2FH-এর স্কেচ করা মসৃণভাবে পতনশীল রেখা নয়, বরং এর একটি 'লেজ-প্রিসিপিস কাঠামো' (ledge-precipice structure) রয়েছে। ১৯৭০-এর দশকে ডোনাল্ড ডি. ক্লেটন কর্তৃক লোহার নিউক্লিয়াসের সংখ্যার ফাংশন হিসেবে সূচকীয়ভাবে হ্রাসমান নিউট্রন ফ্লাক্স ব্যবহার করে লেখা ধারাবাহিক গবেষণাপত্রগুলো[6][7][8][9][10][11] s-প্রসেসের আদর্শ মডেলে পরিণত হয় এবং নক্ষত্র গঠনের মডেলের ওপর ভিত্তি করে s-প্রসেস মৌল গঠনের জন্য AGB-নক্ষত্র নিউক্লিওসিন্থেসিসের বিস্তারিত তথ্য যথেষ্ট উন্নত না হওয়া পর্যন্ত এটিই টিকে ছিল। ১৯৬৫ সালে ওক রিজ ন্যাশনাল ল্যাব[12] এবং ১৯৮২ সালে কার্লসরুহে ইনস্টিটিউট অফ টেকনোলজির নিউক্লীয় পদার্থবিজ্ঞান কেন্দ্র কর্তৃক[13] নিউট্রন-ক্যাপচার ক্রস সেকশনের গুরুত্বপূর্ণ পরিমাপের ধারাবাহিক প্রতিবেদন প্রকাশিত হয়, যা s-প্রসেসকে আজকের দৃঢ় পরিমাণগত ভিত্তির ওপর প্রতিষ্ঠিত করে।

নক্ষত্রে

s-প্রসেস মূলত অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ নক্ষত্রে ঘটে বলে মনে করা হয়, যা পূর্ববর্তী প্রজন্মের নক্ষত্র থেকে সুপারনোভা দ্বারা অবশিষ্ট লোহার নিউক্লিয়াস দ্বারা সিড বা বীজ হিসেবে কাজ করে। r-প্রসেসের বিপরীতে, যা বিস্ফোরক পরিবেশে সেকেন্ডের স্কেলে ঘটে বলে মনে করা হয়, s-প্রসেস হাজার হাজার বছরের স্কেলে ঘটে এবং নিউট্রন ক্যাপচারের মধ্যে কয়েক দশক সময় অতিবাহিত হয়। আইসোটোপের চার্টে s-প্রসেস কতদূর পর্যন্ত উচ্চতর ভর সংখ্যা বিশিষ্ট মৌল তৈরি করতে পারে, তা মূলত সংশ্লিষ্ট নক্ষত্রের নিউট্রন তৈরির ক্ষমতার ওপর নির্ভর করে। পরিমাণগত উৎপাদন নক্ষত্রের প্রাথমিক প্রাচুর্য বিন্যাসে লোহার পরিমাণের সাথেও সমানুপাতিক।The number of neutrons produced should not be proportional to this. লোহা হলো নতুন মৌল সংশ্লেষণের এই নিউট্রন ক্যাপচার-বিটা মাইনাস ক্ষয় ধারার "প্রাথমিক উপাদান" (বা সিড)।[14]

প্রধান নিউট্রন উৎস বিক্রিয়াগুলো হলো:

13  +  4  →  16  +  Neutron
22  +  4  →  25  +  Neutron
Ag থেকে Sb পর্যন্ত পরিসরে s-প্রসেসের ক্রিয়া

s-প্রসেসের প্রধান এবং দুর্বল উপাদানগুলোর মধ্যে পার্থক্য করা হয়। প্রধান উপাদানটি Sr এবং Y এর পরের ভারী মৌলগুলো এবং সর্বনিম্ন মেটালিটি নক্ষত্রে Pb পর্যন্ত তৈরি করে। প্রধান উপাদানের উৎপত্তিস্থল হলো স্বল্প-ভরের অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ নক্ষত্র।[15] প্রধান উপাদানটি উপরের 13C নিউট্রন উৎসের ওপর নির্ভর করে।[16] অন্যদিকে, s-প্রসেসের দুর্বল উপাদানটি লোহার গ্রুপের সিড নিউক্লিয়াস থেকে 58Fe হয়ে Sr এবং Y পর্যন্ত s-প্রসেস আইসোটোপ সংশ্লেষণ করে এবং এটি বিশাল নক্ষত্রে হিলিয়াম- এবং কার্বন-বার্নিং প্রক্রিয়ার শেষে ঘটে। এটি মূলত 22Ne নিউট্রন উৎস ব্যবহার করে। এই নক্ষত্রগুলো তাদের মৃত্যুর সময় সুপারনোভায় পরিণত হয় এবং সেই s-প্রসেস আইসোটোপগুলোকে আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসে ছড়িয়ে দেয়।

s-প্রসেসকে কখনও কখনও "লোকাল অ্যাপ্রক্সিমেশন" বা স্থানীয় আসন্ন মান ব্যবহার করে একটি ছোট ভর অঞ্চলে অনুমান করা হয়, যার মাধ্যমে প্রাচুর্যের অনুপাত s-প্রসেস পথে থাকা নিকটবর্তী আইসোটোপগুলোর নিউট্রন-ক্যাপচার ক্রস সেকশনের অনুপাতের ব্যস্তানুপাতিক হয়। এই আসন্ন মানটি—নাম থেকেই বোঝা যায়—শুধুমাত্র স্থানীয়ভাবে বৈধ, অর্থাৎ নিকটবর্তী ভর সংখ্যার আইসোটোপগুলোর জন্য, কিন্তু ম্যাজিক সংখ্যাগুলোতে এটি অকার্যকর যেখানে লেজ-প্রিসিপিস কাঠামো প্রাধান্য পায়।

s-প্রসেসের সমাপ্তি

s-প্রসেসের শেষ অংশ প্রদর্শনকারী চার্ট। ডান প্রান্তে বৃত্তসহ লাল অনুভূমিক রেখাগুলো নিউট্রন ক্যাপচার নির্দেশ করে; উপরের দিকে বামে নির্দেশকারী নীল তীরগুলো বিটা ক্ষয় নির্দেশ করে; নিচের দিকে বামে নির্দেশকারী সবুজ তীরগুলো আলফা ক্ষয় নির্দেশ করে; নিচের দিকে ডানে নির্দেশকারী সায়ান/হালকা সবুজ তীরগুলো ইলেকট্রন ক্যাপচার নির্দেশ করে।

s-প্রসেসের সময় প্রত্যাশিত তুলনামূলকভাবে কম নিউট্রন ফ্লাক্স (প্রতি সেকেন্ডে প্রতি বর্গ সেন্টিমিটারে ১০৫ থেকে ১০১১ নিউট্রন) থাকার কারণে, এই প্রক্রিয়ায় থোরিয়াম বা ইউরেনিয়ামের মতো কোনো ভারী তেজস্ক্রিয় আইসোটোপ তৈরি করার ক্ষমতা নেই। যে চক্রটি s-প্রসেসকে সমাপ্ত করে তার মধ্যে রয়েছে স্থায়ী আইসোটোপ Pb-206,207,208 এবং Bi-209; যখন শেষ আইসোটোপটি আরেকটি নিউট্রন ক্যাপচার করে, তখন এটি Po-210 (বা Bi-210m) এ পরিণত হয় এবং তারপর আলফা ক্ষয়ের মাধ্যমে ২০৬ ভরের আইসোটোপে ফিরে আসে। যদি আরেকটি নিউট্রন ক্যাপচার করা হয়, তবে ২১১ থেকে ২০৭ এ আলফা ক্ষয় আরও দ্রুত ঘটে। চক্রটির নিট ফলাফল হলো ৪টি নিউট্রন দুটি বিটা ক্ষয় সহ একটি আলফা কণায় ফিউজ হয়।

প্রকৃতপক্ষে, এই চক্রটি সাম্যাবস্থায় পৌঁছায় না কারণ দ্বিগুণ ম্যাজিক 208Pb এর নিউট্রন ক্রস সেকশন এতই কম যে সেই আইসোটোপটি জমা হতে থাকে এবং s-প্রসেসে খুব কম বিসমাথ উৎপাদিত হয়, যেমনটি উপরের চার্টে দেখানো হয়েছে।

অন্যান্য ম্যাজিক সংখ্যাগুলো একইভাবে আচরণ করতে পারে: লোহা এবং সীসার মধ্যবর্তী স্থায়ী নিউক্লিয়াসগুলো যাদের নিউট্রনের ম্যাজিক সংখ্যা রয়েছে, সেগুলো হলো Sr-Zr (N = 50) এবং Ba-Nd (N = 82) এবং সেই আইসোটোপগুলো অস্বাভাবিকভাবে প্রাচুর্যপূর্ণ এবং তাদের মৌলের সবচেয়ে প্রাচুর্যপূর্ণ আইসোটোপ (অত্যন্ত বিরল তেজস্ক্রিয় ল্যান্থানাম-১৩৮ ব্যতীত বিজোড় মৌলগুলোর জন্য একমাত্র)।

মহাজাগতিক ধূলিকণায়

মহাজাগতিক ধূলিকণা বা স্টারডাস্ট হলো মহাজাগতিক ধূলিকণার একটি উপাদান। স্টারডাস্ট হলো পৃথক কঠিন দানা যা বিভিন্ন দীর্ঘ-মৃত নক্ষত্র থেকে ভর হ্রাসের সময় ঘনীভূত হয়েছিল। সৌরজগৎ সৃষ্টির আগে আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস জুড়ে স্টারডাস্ট বিদ্যমান ছিল এবং সৌরজগতের শুরুর দিকে গ্রহীয় অ্যাক্রিশন ডিস্কে আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থ থেকে যখন গ্রহগুলো গঠিত হচ্ছিল, তখন সেগুলো উল্কাপিণ্ডে আটকা পড়েছিল। আজ সেগুলো উল্কাপিণ্ডে পাওয়া যায়, যেখানে সেগুলো সংরক্ষিত রয়েছে। উল্কাবিজ্ঞানীরা সাধারণত এদের প্রিসোলার গ্রেইন হিসেবে অভিহিত করেন। s-প্রসেস সমৃদ্ধ দানাগুলো মূলত সিলিকন কার্বাইড (SiC)। এই দানাগুলোর উৎস দানার অভ্যন্তরে অত্যন্ত অস্বাভাবিক আইসোটোপিক প্রাচুর্যের অনুপাতের ল্যাবরেটরি পরিমাপ দ্বারা প্রমাণিত হয়। ১৯৭৮ সালে প্রথম s-প্রসেস জেনন আইসোটোপের পরীক্ষামূলক শনাক্তকরণ করা হয়েছিল,[17] যা লোহিত দানব নক্ষত্র থেকে আসা স্টারডাস্টে s-প্রসেস আইসোটোপগুলো সমৃদ্ধ এবং প্রায় বিশুদ্ধ থাকবে—এমন পূর্ববর্তী ভবিষ্যদ্বাণীগুলোকে নিশ্চিত করে।[18] এই আবিষ্কারগুলো জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞান এবং সৌরজগতে উল্কাপিণ্ডের উৎপত্তির বিষয়ে নতুন অন্তর্দৃষ্টি উন্মোচন করে।[19] সিলিকন কার্বাইড (SiC) দানাগুলো AGB নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডলে ঘনীভূত হয় এবং তাই সেই নক্ষত্রে বিদ্যমান আইসোটোপিক প্রাচুর্যের অনুপাতকে আটকে ফেলে। যেহেতু AGB নক্ষত্রগুলো গ্যালাক্সিতে s-প্রসেসের প্রধান স্থান, তাই SiC দানার ভারী মৌলগুলোতে লোহার চেয়ে ভারী মৌলগুলোর প্রায় বিশুদ্ধ s-প্রসেস আইসোটোপ থাকে। এই সত্যটি এই স্টারডাস্ট প্রিসোলার গ্রেইনগুলোর স্পাটারিং-আয়ন মাস স্পেকট্রোমিটার গবেষণার মাধ্যমে বারবার প্রমাণিত হয়েছে।[19] বেশ কিছু আশ্চর্যজনক ফলাফল দেখিয়েছে যে তাদের মধ্যে s-প্রসেস এবং r-প্রসেস প্রাচুর্যের অনুপাত পূর্বে যা ধারণা করা হয়েছিল তার থেকে কিছুটা আলাদা। ক্রিপ্টন এবং জেননের আটকা পড়া আইসোটোপগুলোর মাধ্যমে এটিও দেখানো হয়েছে যে AGB-নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডলে s-প্রসেস প্রাচুর্য সময়ের সাথে সাথে বা নক্ষত্রভেদে পরিবর্তিত হয়েছে, সম্ভবত সেই নক্ষত্রে নিউট্রন ফ্লাক্সের শক্তির কারণে বা সম্ভবত তাপমাত্রার কারণে। এটি ২০০০-এর দশকে s-প্রসেস গবেষণার একটি নতুন দিগন্ত।

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ (1956). "Abundances of the Elements". Reviews of Modern Physics. 28 (1) 53–74. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
  2. ↑ (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4) 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  3. ↑ Merrill, P. W.. (1952). "Technetium in the stars". Science. 115 (2992) 484. doi:10.1126/science.115.2992.479.
  4. ↑ George Sivulka. (8 March 2017). An Introduction to the Evidence for Stellar Nucleosynthesis. Stanford University.
  5. ↑ (1961). "Neutron capture chains in heavy element synthesis". Annals of Physics. 12 (3) 331–408. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7.
  6. ↑ (1967). "Termination of the s-process". The Astrophysical Journal. 148 69. doi:10.1086/149128.
  7. ↑ Clayton, D. D.. (1968). "Nucleosynthesis". 225–240. Gordon and Breach.
  8. ↑ (1972). "Weak s-process Irradiations". The Astrophysical Journal. 173 637. doi:10.1086/151450.
  9. ↑ (1974). "s-process Studies: Exact Solution to a Chain Having Two Distinct Cross-Section Values". The Astrophysical Journal. 192 501. doi:10.1086/153082.
  10. ↑ (1974). "s-process Studies: Exact Evaluation of an Exponential Distribution of Exposures". The Astrophysical Journal. 193 397. doi:10.1086/153175.
  11. ↑ (1976). "s-process Studies: Branching and the Time Scale". The Astrophysical Journal Supplement Series. 31 33. doi:10.1086/190373.
  12. ↑ (1965). "Neutron Capture Data at Stellar Temperatures". Reviews of Modern Physics. 37 (1) 166–176. doi:10.1103/RevModPhys.37.166.
  13. ↑ (1982). "s-process studies in the light of new experimental cross sections". The Astrophysical Journal. 257 821–846. doi:10.1086/160033.
  14. ↑ Reifarth, R.. (2010). "The s-process – overview and selected developments". Journal of Physics: Conference Series. 202 (12022). doi:10.1088/1742-6596/202/1/012022.
  15. ↑ Boothroyd, A. I.. (2006). "Heavy elements in stars". Science. 314 (5806) 1690–1691. doi:10.1126/science.1136842.
  16. ↑ (1999). Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 37 (1) 239–309. doi:10.1146/annurev.astro.37.1.239.
  17. ↑ (1978). "Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of s-process Nucleosynthesis". Science. 201 (4350) 51–56. doi:10.1126/science.201.4350.51.
  18. ↑ (1978). s-process studies: Xenon and krypton isotopic abundances. The Astrophysical Journal. 224 1000. doi:10.1086/156449.
  19. ↑ 19.0 19.1 (2004). Astrophysics with Presolar Stardust. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1) 39–78. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.

uncollapsed

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=এস-প্রসেস&oldid=7988"