সিএনও চক্র

জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানে, কার্বন-নাইট্রোজেন-অক্সিজেন চক্র (সিএনও চক্র বা CNO cycle), যা হ্যান্স আলব্রেখট বেথে এবং কার্ল ফ্রিডরিখ ফন ভাইৎসেকার-এর নামানুসারে কখনও কখনও বেথে-ভাইৎসেকার চক্র নামেও পরিচিত, হলো নক্ষত্রের অভ্যন্তরে হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়াম তৈরির দুটি পরিচিত ফিউশন বিক্রিয়ার সেট-এর একটি। অন্যটি হলো প্রোটন-প্রোটন শৃঙ্খল বিক্রিয়া (p–p chain), যা সূর্যের কোর তাপমাত্রায় অধিক কার্যকর। সিএনও চক্রটি সূর্যের ভরের চেয়ে ১.৩ গুণ বেশি ভরের নক্ষত্রগুলোতে প্রধান শক্তি উৎস হিসেবে কাজ করে বলে ধারণা করা হয়।^[1]

প্রোটন-প্রোটন বিক্রিয়ার বিপরীতে, যা তার সমস্ত উপাদানকে খরচ করে ফেলে, সিএনও চক্র একটি অনুঘটক চক্র। সিএনও চক্রে চারটি প্রোটন ফিউজ হয়, যেখানে কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন-এর আইসোটোপ অনুঘটক হিসেবে কাজ করে। প্রতিটি অনুঘটক সিএনও চক্রের একটি ধাপে ব্যবহৃত হয়, কিন্তু পরবর্তী ধাপে পুনরায় উৎপন্ন হয়। এর চূড়ান্ত পণ্য হলো একটি আলফা কণা (একটি স্থিতিশীল হিলিয়াম নিউক্লিয়াস), দুটি পজিট্রন এবং দুটি ইলেকট্রন নিউট্রিনো।

সিএনও চক্রে বিভিন্ন বিকল্প পথ এবং অনুঘটক জড়িত থাকে, তবে এই সমস্ত চক্রের নিট ফলাফল একই:

4 1 + 2 Electron

→ 4 +

2 P o s i t r o n + 2 E l e c t r o n + 2 E l e c t r o n n e u t r i n o + 3 G a m m a

+ 24.7 MeV

→ 4 +

2 E l e c t r o n n e u t r i n o + 7 G a m m a

+ 26.7 MeV

পজিট্রনগুলো প্রায় তাৎক্ষণিকভাবে ইলেকট্রনের সাথে বিলুপ্ত হয়ে গামা রশ্মি আকারে শক্তি নির্গত করে। নিউট্রিনোগুলো নক্ষত্র থেকে বেরিয়ে যাওয়ার সময় কিছু শক্তি বহন করে নিয়ে যায়।^[2] একটি নিউক্লিয়াস একটি পুনরাবৃত্ত চক্রে বিভিন্ন রূপান্তরের মাধ্যমে কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন আইসোটোপে পরিণত হয়।

সূর্যের ভরের সমান বা তার চেয়ে ছোট নক্ষত্রগুলোতে প্রোটন-প্রোটন শৃঙ্খল বিক্রিয়া বেশি প্রাধান্য পায়। এই পার্থক্যের কারণ হলো দুটি বিক্রিয়ার তাপমাত্রার ওপর নির্ভরশীলতার ভিন্নতা; পিপি-শৃঙ্খল বিক্রিয়া প্রায় 4×10^6 K^[3] (৪ মেগাকেলভিন) তাপমাত্রায় শুরু হয়, যা ছোট নক্ষত্রগুলোতে এটিকে প্রধান শক্তির উৎসে পরিণত করে। একটি স্ব-চালিত সিএনও শৃঙ্খল প্রায় 15×10^6 K তাপমাত্রায় শুরু হয়, কিন্তু তাপমাত্রা বৃদ্ধির সাথে সাথে এর শক্তি উৎপাদন অনেক দ্রুত বৃদ্ধি পায়^[1] এবং প্রায় 17×10^6 K তাপমাত্রায় এটি প্রধান শক্তির উৎস হয়ে ওঠে।^[4]

সূর্যের কোর তাপমাত্রা প্রায় 15.7×10^6 K, এবং সূর্যের অভ্যন্তরে উৎপন্ন 4 নিউক্লিয়াসের মাত্র 1.7 সিএনও চক্রের মাধ্যমে তৈরি হয়।

সিএনও-১ প্রক্রিয়াটি স্বাধীনভাবে কার্ল ফন ভাইৎসেকার^[5]^[6] এবং হ্যান্স বেথে^[7]^[8] কর্তৃক ১৯৩০-এর দশকের শেষের দিকে প্রস্তাবিত হয়েছিল।

সূর্যের সিএনও চক্র দ্বারা উৎপন্ন নিউট্রিনোর পরীক্ষামূলক শনাক্তকরণের প্রথম প্রতিবেদন ২০২০ সালে BOREXINO কোলাবরেশন কর্তৃক প্রকাশিত হয়। এটিই ছিল প্রথম পরীক্ষামূলক নিশ্চিতকরণ যে সূর্যের একটি সিএনও চক্র রয়েছে, চক্রটির প্রস্তাবিত মাত্রা সঠিক ছিল এবং ফন ভাইৎসেকার ও বেথে সঠিক ছিলেন।^[2]^[9]^[10]

কোল্ড সিএনও চক্র (Cold CNO cycles)

নক্ষত্রের সাধারণ অবস্থায়, সিএনও চক্রের মাধ্যমে অনুঘটক হাইড্রোজেন দহন প্রোটন ক্যাপচার দ্বারা সীমাবদ্ধ থাকে। বিশেষত, উৎপন্ন তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াসের বিটা ক্ষয়-এর সময়কাল ফিউশনের সময়কালের চেয়ে দ্রুত হয়। দীর্ঘ সময়কাল জড়িত থাকার কারণে, কোল্ড সিএনও চক্রগুলো হাইড্রোজেনকে ধীরে ধীরে হিলিয়ামে রূপান্তর করে, যা নক্ষত্রগুলোকে বহু বছর ধরে স্থিতিশীল সাম্যাবস্থায় শক্তি প্রদান করতে সক্ষম করে।

সিএনও-১ (CNO-I)

হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়ামে রূপান্তরের জন্য প্রথম প্রস্তাবিত অনুঘটক চক্রটিকে প্রাথমিকভাবে কার্বন-নাইট্রোজেন চক্র (CN-cycle) বলা হতো, যা ১৯৩৭-৩৮ সালে কার্ল ফ্রিডরিখ ফন ভাইৎসেকার^[5]^[6] এবং হ্যান্স বেথে-এর স্বাধীন কাজের সম্মানে বেথে-ভাইৎসেকার চক্র নামেও পরিচিত। সিএন-চক্রের ওপর বেথের ১৯৩৯ সালের গবেষণাপত্রগুলো^[7]^[8] রবার্ট ব্যাচার এবং মিল্টন স্ট্যানলি লিভিংস্টোন-এর সাথে সহযোগিতায় লেখা তিনটি পূর্ববর্তী গবেষণাপত্রের ওপর ভিত্তি করে তৈরি হয়েছিল^[11]^[12]^[13] এবং যা অনানুষ্ঠানিকভাবে বেথের বাইবেল নামে পরিচিতি পায়। এটি বহু বছর ধরে নিউক্লীয় পদার্থবিজ্ঞানের আদর্শ কাজ হিসেবে বিবেচিত হতো এবং ১৯৬৭ সালে তার পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কার প্রাপ্তির ক্ষেত্রে একটি গুরুত্বপূর্ণ কারণ ছিল।^[14] বেথের মূল হিসাব অনুযায়ী সিএন-চক্র ছিল সূর্যের শক্তির প্রাথমিক উৎস।^[7]^[8] এই উপসংহারটি একটি বিশ্বাসের ওপর ভিত্তি করে এসেছিল যা এখন ভুল বলে প্রমাণিত, সেটি হলো সূর্যের নাইট্রোজেনের প্রাচুর্য প্রায় ১০%; বাস্তবে এটি অর্ধেকেরও কম।^[15] সিএন-চক্র, যার নামকরণের কারণ এতে অক্সিজেনের কোনো স্থিতিশীল আইসোটোপ নেই, রূপান্তরের নিম্নলিখিত চক্রটি অন্তর্ভুক্ত করে:^[15]

12 → 13 → 13 → 14 → 15 → 15 → 12

এই চক্রটি এখন একটি বৃহত্তর প্রক্রিয়ার প্রথম অংশ হিসেবে বোঝা যায়, যা সিএনও-চক্র এবং এই চক্রের প্রধান বিক্রিয়াগুলো (সিএনও-১) হলো:^[15]

12	+	1	→	13	+	$G a m m a$			+	1.95 MeV
13			→	13	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	1.20 MeV	(অর্ধায়ু ৯.৯৬৫ মিনিট^[16])
13	+	1	→	14	+	$G a m m a$			+	7.54 MeV
14	+	1	→	15	+	$G a m m a$			+	7.35 MeV
15			→	15	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	1.73 MeV	(অর্ধায়ু ১২২.২৪ সেকেন্ড^[16])
15	+	1	→	12	+	4			+	4.96 MeV

যেখানে প্রথম বিক্রিয়ায় ব্যবহৃত কার্বন-১২ নিউক্লিয়াসটি শেষ বিক্রিয়ায় পুনরায় উৎপন্ন হয়। দুটি পজিট্রন (বিটা-প্লাস ক্ষয় দ্বারা নির্গত) দুটি পরিবেষ্টিত ইলেকট্রনের সাথে বিলুপ্ত হয়ে অতিরিক্ত 2.04 MeV শক্তি উৎপন্ন করার পর, একটি চক্রে মোট নির্গত শক্তি হয় ২৬.৭৩ MeV; কিছু পাঠ্যে, লেখকরা ভুলবশত বিটা-ক্ষয়ের জন্য Q-মানের সাথে পজিট্রন বিলোপের শক্তি অন্তর্ভুক্ত করেন এবং তারপর বিলোপ দ্বারা নির্গত সমান পরিমাণ শক্তি উপেক্ষা করেন, যা বিভ্রান্তির সৃষ্টি করতে পারে। সমস্ত মান ২০০৩ সালের পারমাণবিক ভর মূল্যায়নের (Atomic Mass Evaluation 2003) ভিত্তিতে গণনা করা হয়েছে।^[17]

সিএনও-১ চক্রের সীমাবদ্ধ (সবচেয়ে ধীর) বিক্রিয়াটি হলো 14-এর ওপর প্রোটন ক্যাপচার। ২০০৬ সালে এটি নাক্ষত্রিক শক্তির নিচে পরীক্ষামূলকভাবে পরিমাপ করা হয়েছিল, যা গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর গণনাকৃত বয়স প্রায় ১ বিলিয়ন বছর সংশোধন করেছে।^[18]

বিটা ক্ষয়ে নির্গত নিউট্রিনোগুলোর শক্তির একটি বর্ণালী থাকবে, কারণ যদিও ভরবেগ সংরক্ষিত থাকে, ভরবেগটি পজিট্রন এবং নিউট্রিনোর মধ্যে যেকোনোভাবে ভাগ হতে পারে, যার ফলে একটি স্থির থেকে অন্যটি সম্পূর্ণ শক্তি নিয়ে যেতে পারে, অথবা এর মাঝামাঝি যেকোনো কিছু হতে পারে, যতক্ষণ না Q-মানের সমস্ত শক্তি ব্যবহৃত হয়। পজিট্রন এবং নিউট্রিনো দ্বারা প্রাপ্ত মোট ভরবেগ অনেক বেশি ভারী ডটার নিউক্লিয়াসের উল্লেখযোগ্য রিকয়েল ঘটানোর জন্য যথেষ্ট নয় এবং তাই, এখানে প্রদত্ত মানগুলোর নির্ভুলতার জন্য, পণ্যগুলোর গতিশক্তি-তে এর অবদান উপেক্ষা করা যেতে পারে। সুতরাং নাইট্রোজেন-১৩-এর ক্ষয়ের সময় নির্গত নিউট্রিনোর শক্তি শূন্য থেকে 1.20 MeV পর্যন্ত হতে পারে এবং অক্সিজেন-১৫-এর ক্ষয়ের সময় নির্গত নিউট্রিনোর শক্তি শূন্য থেকে 1.73 MeV পর্যন্ত হতে পারে। গড়ে, চক্রের প্রতিটি লুপের জন্য মোট শক্তি উৎপাদনের প্রায় ১.৭ MeV নিউট্রিনো দ্বারা অপসারিত হয়, যা লুমিনোসিটি তৈরির জন্য প্রায় 25 MeV অবশিষ্ট রাখে।^[19]

সিএনও-২ (CNO-II)

উপরের বিক্রিয়ার একটি গৌণ শাখায়, যা সূর্যের কোরে ০.০৪% সময় ঘটে, উপরে প্রদর্শিত 15 জড়িত চূড়ান্ত বিক্রিয়াটি কার্বন-১২ এবং একটি আলফা কণা তৈরি করে না, বরং অক্সিজেন-১৬ এবং একটি ফোটন তৈরি করে এবং চলতে থাকে:

15

বিস্তারিতভাবে:

15	+	1	→	16	+	$G a m m a$			+	12.13 MeV
16	+	1	→	17	+	$G a m m a$			+	0.60 MeV
17			→	17	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.76 MeV	(অর্ধায়ু ৬৪.৪৯ সেকেন্ড)
17	+	1	→	14	+	4			+	1.19 MeV
14	+	1	→	15	+	Gamma			+	7.35 MeV
15			→	15	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.75 MeV	(অর্ধায়ু ১২২.২৪ সেকেন্ড)

প্রধান শাখায় জড়িত কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেনের মতো, গৌণ শাখায় উৎপন্ন ফ্লোরিন কেবল একটি মধ্যবর্তী পণ্য; স্থির অবস্থায়, এটি নক্ষত্রে জমা হয় না।

সিএনও-৩ (CNO-III)

এই উপ-প্রধান শাখাটি কেবল বিশাল নক্ষত্রগুলোর জন্য তাৎপর্যপূর্ণ। বিক্রিয়াগুলো শুরু হয় যখন সিএনও-২-এর একটি বিক্রিয়ার ফলে নাইট্রোজেন-১৪ এবং একটি আলফা কণার পরিবর্তে ফ্লোরিন-১৮ এবং একটি ফোটন উৎপন্ন হয় এবং চলতে থাকে:

17 → 18 → 18 → 15 → 16 → 17 → 17

বিস্তারিতভাবে:

17	+	1	→	18	+	$G a m m a$			+	5.61 MeV
18			→	18	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	1.656 MeV	(অর্ধায়ু 109.771 minutes)
18	+	1	→	15	+	4			+	3.98 MeV
15	+	1	→	16	+	$G a m m a$			+	12.13 MeV
16	+	1	→	17	+	$G a m m a$			+	0.60 MeV
17			→	17	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.76 MeV	(অর্ধায়ু 64.49 seconds)

সিএনও-৪ (CNO-IV)

সিএনও-৩-এর মতো, এই শাখাটিও কেবল বিশাল নক্ষত্রগুলোতে তাৎপর্যপূর্ণ। বিক্রিয়াগুলো শুরু হয় যখন সিএনও-৩-এর একটি বিক্রিয়ার ফলে নাইট্রোজেন-১৫ এবং একটি আলফা কণার পরিবর্তে ফ্লোরিন-১৯ এবং একটি ফোটন উৎপন্ন হয় এবং চলতে থাকে:

18

বিস্তারিতভাবে:

18	+	1	→	19	+	$G a m m a$			+	7.994 MeV
19	+	1	→	16	+	4			+	8.114 MeV
16	+	1	→	17	+	$G a m m a$			+	0.60 MeV
17			→	17	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.76 MeV	(অর্ধায়ু ৬৪.৪৯ সেকেন্ড)
17	+	1	→	18	+	$G a m m a$			+	5.61 MeV
18			→	18	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	1.656 MeV	(অর্ধায়ু ১০৯.৭৭১ মিনিট)

কিছু ক্ষেত্রে 18 একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াসের সাথে মিলিত হয়ে 21 গঠন করতে পারে, যা একটি নিয়ন-সোডিয়াম চক্র শুরু করে, যেখানে:^[20]^[21]

21

সোডিয়াম-২৩ প্রোটন বোমাবর্ষণের পর ম্যাগনেসিয়াম-২৪-এ পরিণত হতে পারে, যা একটি ম্যাগনেসিয়াম-অ্যালুমিনিয়াম চক্র শুরু করে, যেখানে:^[22]

24

হট সিএনও চক্র (Hot CNO cycles)

উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপের পরিস্থিতিতে, যেমন নোভা এবং এক্স-রে বার্স্টে দেখা যায়, প্রোটন ক্যাপচারের হার বিটা-ক্ষয়ের হারকে ছাড়িয়ে যায়, যা দহনকে প্রোটন ড্রিপ লাইনের দিকে ঠেলে দেয়। মূল ধারণাটি হলো যে একটি তেজস্ক্রিয় প্রজাতি বিটা ক্ষয় হওয়ার আগেই একটি প্রোটন ক্যাপচার করবে, যা নতুন নিউক্লীয় দহন পথ উন্মুক্ত করবে যা অন্যথায় দুর্গম। জড়িত উচ্চ তাপমাত্রার কারণে, এই অনুঘটক চক্রগুলোকে সাধারণত হট সিএনও চক্র বলা হয়; যেহেতু সময়কালগুলো প্রোটন ক্যাপচার-এর পরিবর্তে বিটা ক্ষয় দ্বারা সীমাবদ্ধ, তাই এদের বিটা-সীমিত সিএনও চক্রও বলা হয়।

এইচসিএনও-১ (HCNO-I)

সিএনও-১ চক্র এবং এইচসিএনও-১ চক্রের মধ্যে পার্থক্য হলো 13 ক্ষয় হওয়ার পরিবর্তে একটি প্রোটন ক্যাপচার করে, যা মোট অনুক্রমের দিকে নিয়ে যায়:

12→13→14→14→15→15→12

বিস্তারিতভাবে:

12	+	1	→	13	+	$G a m m a$			+	1.95 MeV
13	+	1	→	14	+	$G a m m a$			+	4.63 MeV
14			→	14	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	5.14 MeV	(৭০.৬৪১ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)
14	+	1	→	15	+	$G a m m a$			+	7.35 MeV
15			→	15	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.75 MeV	(১২২.২৪ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)
15	+	1	→	12	+	4			+	4.96 MeV

HCNO-II

CNO-II চক্র এবং HCNO-II চক্রের মধ্যে উল্লেখযোগ্য পার্থক্য হলো, HCNO-II চক্রে 17 ক্ষয়প্রাপ্ত হওয়ার পরিবর্তে একটি প্রোটন গ্রহণ করে এবং 18-এর ওপর পরবর্তী বিক্রিয়ায় নিয়ন উৎপন্ন হয়, যা সামগ্রিক অনুক্রমটিকে নিম্নরূপ করে তোলে:

15→16→17→18→18→15→15

বিস্তারিতভাবে:

15	+	1	→	16	+	$G a m m a$			+	12.13 MeV
16	+	1	→	17	+	$G a m m a$			+	0.60 MeV
17	+	1	→	18	+	$G a m m a$			+	3.92 MeV
18			→	18	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	4.44 MeV	(১.৬৭২ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)
18	+	1	→	15	+	4			+	2.88 MeV
15			→	15	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	2.75 MeV	(১২২.২৪ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)

HCNO-III

HCNO-II চক্রের একটি বিকল্প হলো, 18 একটি প্রোটন গ্রহণ করে উচ্চ ভরের দিকে অগ্রসর হয় এবং CNO-IV চক্রের মতো একই হিলিয়াম উৎপাদন প্রক্রিয়া ব্যবহার করে:

18→19→19→16→17→18→18

বিস্তারিতভাবে:

18	+	1	→	19	+	$G a m m a$			+	6.41 MeV
19			→	19	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	3.32 MeV	(১৭.২২ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)
19	+	1	→	16	+	4			+	8.11 MeV
16	+	1	→	17	+	$G a m m a$			+	0.60 MeV
17	+	1	→	18	+	$G a m m a$			+	3.92 MeV
18			→	18	+	Positron	+	$E l e c t r o n N e u t r i n o$	+	4.44 MeV	(১.৬৭২ সেকেন্ডের অর্ধায়ু)

জ্যোতির্বিজ্ঞানে ব্যবহার

যদিও চক্রটিতে "অনুঘটক" নিউক্লিয়াসের মোট সংখ্যা সংরক্ষিত থাকে, নাক্ষত্রিক বিবর্তনের ক্ষেত্রে নিউক্লিয়াসগুলোর আপেক্ষিক অনুপাত পরিবর্তিত হয়। যখন চক্রটি সাম্যাবস্থায় পৌঁছায়, তখন কার্বন-১২/কার্বন-১৩ নিউক্লিয়াসের অনুপাত ৩.৫-এ চালিত হয় এবং প্রারম্ভিক গঠন নির্বিশেষে নাইট্রোজেন-১৪ সবচেয়ে বেশি পরিমাণে থাকা নিউক্লিয়াসে পরিণত হয়। তারার বিবর্তনের সময় পরিচলন মিশ্রণ (convective mixing) প্রক্রিয়াটি তারার অভ্যন্তরের উপাদানগুলোকে, যেখানে CNO চক্র সক্রিয় ছিল, পৃষ্ঠতলে নিয়ে আসে, যা তারার পর্যবেক্ষণকৃত গঠনকে পরিবর্তিত করে। লোহিত দানব (Red giant) তারার ক্ষেত্রে মেইন সিকোয়েন্স (main sequence) তারার তুলনায় কার্বন-১২/কার্বন-১৩ এবং কার্বন-১২/নাইট্রোজেন-১৪ অনুপাত কম দেখা যায়, যা CNO চক্রের সক্রিয়তার একটি জোরালো প্রমাণ হিসেবে বিবেচিত হয়।^[23]

আরও দেখুন

অনিউট্রনিক ফিউশন
কোল্ড ফিউশন
ফিউশন শক্তি
নিউট্রিনো জ্যোতির্বিজ্ঞান
নিউক্লীয় ফিউশন
প্রোটন-প্রোটন চেইন, যা সূর্যের মতো তারায় দেখা যায়
নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস, সামগ্রিক বিষয়
ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া, কীভাবে হালকা নিউক্লিয়াস থেকে 12 উৎপন্ন হয়

পাদটীকা

তথ্যসূত্র

↑ ^1.0 ^1.1 (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. 119–121. John Wiley and Sons. ISBN 0-470-09220-3.
↑ ^2.0 ^2.1 (25 June 2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature. 587 (7835) 577–582. doi:10.1038/s41586-020-2934-0.
↑ (2005). New Light on Dark Stars: Red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs. 108–111. Springer Science & Business Media. ISBN 3-540-25124-3.
↑ (2009). "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades open cluster". The Astrophysical Journal. 701 (1) 837–849. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837.
↑ ^5.0 ^5.1 von Weizsäcker, Carl F.. (1937). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I". Physikalische Zeitschrift. 38 176–191.
↑ ^6.0 ^6.1 von Weizsäcker, Carl F.. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II". Physikalische Zeitschrift. 39 633–646.
↑ ^7.0 ^7.1 ^7.2 Bethe, Hans A.. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. 55 (1) 541–7. doi:10.1103/PhysRev.55.103.
↑ ^8.0 ^8.1 ^8.2 Bethe, Hans A.. (1939). "Energy production in stars". Physical Review. 55 (5) 434–456. doi:10.1103/PhysRev.55.434.
↑ (25 November 2020). Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun. Nature. 587 (7835) 577–582. doi:10.1038/s41586-020-2934-0.
↑ Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars. phys.org.
↑ (1936). Nuclear Physics, A: Stationary states of nuclei. Reviews of Modern Physics. 8 (2) 82–229. doi:10.1103/RevModPhys.8.82.
↑ Bethe, Hans A.. (1937). "Nuclear Physics, B: Nuclear dynamics, theoretical". Reviews of Modern Physics. 9 (2) 69–244. doi:10.1103/RevModPhys.9.69.
↑ (1937). "Nuclear Physics, C: Nuclear Dynamics, Experimental". Reviews of Modern Physics. 9 (2) 245–390. doi:10.1103/RevModPhys.9.245.
↑ Bardi, Jason Socrates. (23 January 2008). Landmarks: What makes the stars shine?. Physical Review Focus. 21 (3). doi:10.1103/physrevfocus.21.3.
↑ ^15.0 ^15.1 ^15.2 Krane, Kenneth S.. (1988). Introductory Nuclear Physics. 537. John Wiley & Sons. ISBN 0-471-80553-X.
↑ ^16.0 ^16.1 Ray, Alak. (2010). Principles and Perspectives in Cosmochemistry. 233. Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-642-10368-1.
↑ (18 November 2003). The 2003 Atomic Mass Evaluation. Atomic Mass Data Center.
↑ (2006). "First measurement of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O cross section down to 70 keV". Physics Letters B. 634 (5–6) 483–487. doi:10.1016/j.physletb.2006.02.021.
↑ (1990). "Die Physik der Sterne und der Sonne". Bibliographisches Institut (Mannheim, Wien, Zürich). ISBN 3-411-14172-7.
↑ Depalo, Rosanna. The neon-sodium cycle: Study of the 22Ne(p, γ)23Na reaction at astrophysical energies.
↑ (2016-01-05). Towards a study of 22 Ne(p γ ) 23 Na at LUNA. Journal of Physics: Conference Series. 665. doi:10.1088/1742-6596/665/1/012017.
↑ (2013-02-01). Impact of a Revised 25Mg(p,g)26Al Reaction Rate on the Operation of the Mg-Al Cycle. The Astrophysical Journal. 763. doi:10.1088/0004-637X/763/2/100.
↑ (December 1998). "The chemical evolution of the secondary stars in close binaries, arising from common-envelope evolution and nova outbursts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (3) 699–720. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02039.x.

Anonymous

Search

সিএনও চক্র

Namespaces

More

Page actions

Contents

কোল্ড সিএনও চক্র (Cold CNO cycles)

সিএনও-১ (CNO-I)

সিএনও-২ (CNO-II)

সিএনও-৩ (CNO-III)

সিএনও-৪ (CNO-IV)

হট সিএনও চক্র (Hot CNO cycles)

এইচসিএনও-১ (HCNO-I)

HCNO-II

HCNO-III

জ্যোতির্বিজ্ঞানে ব্যবহার

আরও দেখুন

পাদটীকা

তথ্যসূত্র

আরও পড়ুন

Navigation

Navigation

Wiki tools

Wiki tools

Anonymous

Search

সিএনও চক্র

কোল্ড সিএনও চক্র (Cold CNO cycles)

সিএনও-১ (CNO-I)

সিএনও-২ (CNO-II)

সিএনও-৩ (CNO-III)

সিএনও-৪ (CNO-IV)

হট সিএনও চক্র (Hot CNO cycles)

এইচসিএনও-১ (HCNO-I)

HCNO-II

HCNO-III

জ্যোতির্বিজ্ঞানে ব্যবহার

আরও দেখুন

পাদটীকা

তথ্যসূত্র

আরও পড়ুন

Navigation

Wiki tools

Page tools

Categories