View source for নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস

[[File:Nuclear energy generation.svg|right|upright=1.5|thumb|নিম্নলিখিত ফিউশন প্রক্রিয়াগুলোর আপেক্ষিক শক্তি উৎপাদনের (''ε'') [[লগারিদমিক স্কেল|লগারিদমিক স্কেল]] প্লট, বিভিন্ন তাপমাত্রায় (''T''):
[[প্রোটন-প্রোটন চেইন]] (PP)
[[CNO চক্র]]
[[ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া|ট্রিপল-α প্রক্রিয়া]]
একটি নক্ষত্রের অভ্যন্তরে PP এবং CNO-এর সম্মিলিত শক্তি উৎপাদন
2=সূর্যের কেন্দ্রের তাপমাত্রা (প্রায় 1.57×10^7 K, যেখানে log_{10} T = 7.20), যেখানে PP অধিক কার্যকর।]]

[[অ্যাস্ট্রোফিজিক্স|জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানে]], '''নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস''' (stellar nucleosynthesis) হলো [[নক্ষত্র|নক্ষত্রের]] অভ্যন্তরে [[নিউক্লীয় বিক্রিয়া|নিউক্লীয় বিক্রিয়ার]] মাধ্যমে [[রাসায়নিক মৌল|রাসায়নিক মৌলসমূহের]] [[নিউক্লিওসিন্থেসিস|সৃষ্টি]]। [[বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস|বিগ ব্যাং-এর সময়]] [[হাইড্রোজেন]], [[হিলিয়াম]] এবং [[লিথিয়াম]]-এর [[বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস|প্রাথমিক সৃষ্টির]] পর থেকেই নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস ঘটে আসছে। একটি [[পূর্বাভাসমূলক তত্ত্ব|পূর্বাভাসমূলক তত্ত্ব]] হিসেবে, এটি মৌলসমূহের [[রাসায়নিক মৌলের প্রাচুর্য|পর্যবেক্ষিত প্রাচুর্যের]] সঠিক অনুমান প্রদান করে। এটি ব্যাখ্যা করে কেন সময়ের সাথে মৌলসমূহের পর্যবেক্ষণকৃত প্রাচুর্য পরিবর্তিত হয় এবং কেন কিছু মৌল ও তাদের [[আইসোটোপ]] অন্যদের তুলনায় অনেক বেশি প্রাচুর্যপূর্ণ। এই তত্ত্বটি প্রাথমিকভাবে ১৯৪৬ সালে [[ফ্রেড হয়েল]] প্রস্তাব করেছিলেন,<ref name=Hoyle1946/> যিনি পরবর্তীতে ১৯৫৪ সালে এটিকে আরও পরিমার্জন করেন।<ref name=Hoyle1954>
(1954). "On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel". ''[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]''. 1 121. doi:[https://doi.org/10.1086/190005 10.1086/190005].</ref> পরবর্তীতে আরও অগ্রগতি সাধিত হয়, বিশেষ করে [[লোহা|লোহার]] চেয়ে ভারী মৌলগুলোর [[নিউট্রন ক্যাপচার|নিউট্রন ক্যাপচার]] বা নিউট্রন আহরণের মাধ্যমে নিউক্লিওসিন্থেসিসের ক্ষেত্রে, যা [[মার্গারেট বার্বিজ|মার্গারেট]] ও [[জেফ্রি বার্বিজ]], [[উইলিয়াম আলফ্রেড ফাউলার]] এবং [[ফ্রেড হয়েল]] তাদের বিখ্যাত<ref name=Wallerstein-40yrs>Wallerstein, George; Iben, Icko; Parker, Peter; Boesgaard, Ann Merchant; Hale, Gerald M.; Champagne, Arthur E.; Barnes, Charles A.; Käppeler, Franz; Smith, Verne V.. (October 1, 1997). [https://link.aps.org/doi/10.1103/RevModPhys.69.995 Synthesis of the elements in stars: forty years of progress]. ''Reviews of Modern Physics''. 69 (4) 995–1084. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.69.995 10.1103/RevModPhys.69.995].</ref> ১৯৫৭ সালের [[B2FH পেপার|B<sup>2</sup>FH গবেষণাপত্রে]] প্রকাশ করেন,<ref name=B2FH>
(1957). [https://authors.library.caltech.edu/45747/1/BURrmp57.pdf Synthesis of the Elements in Stars]. ''[[Reviews of Modern Physics]]''. 29 (4) 547–650. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.29.547 10.1103/RevModPhys.29.547].</ref> যা জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানের ইতিহাসে সবচেয়ে বেশি উদ্ধৃত গবেষণাপত্রগুলোর একটি হয়ে ওঠে।

[[নাক্ষত্রিক বিবর্তন|নক্ষত্রের বিবর্তন]] ঘটে তাদের জীবনকাল জুড়ে গঠনের (উপাদানগুলোর প্রাচুর্য) পরিবর্তনের কারণে, প্রথমে [[হাইড্রোজেন বার্নিং|হাইড্রোজেন দহনের]] মাধ্যমে ([[মেইন সিকোয়েন্স|মেইন সিকোয়েন্স]] নক্ষত্র), তারপর [[হিলিয়াম বার্নিং|হিলিয়াম]] ([[হরাইজন্টাল ব্রাঞ্চ]] নক্ষত্র), এবং ক্রমান্বয়ে [[ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া|উচ্চতর মৌলসমূহ]] দহনের মাধ্যমে। তবে, এটি নিজে থেকে মহাবিশ্বে মৌলসমূহের প্রাচুর্যকে উল্লেখযোগ্যভাবে পরিবর্তন করে না কারণ মৌলগুলো নক্ষত্রের ভেতরেই আবদ্ধ থাকে। জীবনের পরবর্তী পর্যায়ে, একটি কম ভরের নক্ষত্র ধীরে ধীরে [[নাক্ষত্রিক বায়ু|নাক্ষত্রিক বায়ুর]] মাধ্যমে তার বায়ুমণ্ডল নির্গত করে একটি [[প্ল্যানেটারি নেবুলা]] গঠন করে, অন্যদিকে একটি উচ্চ ভরের নক্ষত্র [[সুপারনোভা]] নামক একটি আকস্মিক বিপর্যয়মূলক ঘটনার মাধ্যমে ভর নির্গত করে। [[সুপারনোভা নিউক্লিওসিন্থেসিস]] শব্দটি একটি বিশাল নক্ষত্র বা [[হোয়াইট ডোয়ার্ফ|শ্বেত বামন]] নক্ষত্রের বিস্ফোরণের সময় মৌল সৃষ্টির প্রক্রিয়া বর্ণনা করতে ব্যবহৃত হয়।

জ্বালানি দহনের উন্নত পর্যায়গুলো [[মহাকর্ষীয় সংকোচন]] এবং এর সাথে সম্পর্কিত তাপীয় প্রক্রিয়ার দ্বারা চালিত হয়, যার ফলে পরবর্তীতে [[কার্বন বার্নিং|কার্বন]], [[অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া|অক্সিজেন]] এবং [[সিলিকন বার্নিং|সিলিকন]] দহন ঘটে। তবে, 1=''[[ভর সংখ্যা|A]]'' = ২৮–৫৬ (সিলিকন থেকে নিকেল) ভর পরিসরে অধিকাংশ নিউক্লিওসিন্থেসিস আসলে নক্ষত্রের উপরের স্তরগুলো [[সুপারনোভা#কোর কোলাপ্স|কেন্দ্রের ওপর ধসে পড়ার]] কারণে ঘটে, যা একটি সংকোচনমূলক [[শক ওয়েভ]] বা অভিঘাত তরঙ্গ তৈরি করে বাইরের দিকে প্রতিফলিত হয়। শক ফ্রন্টটি সংক্ষেপে তাপমাত্রা প্রায় ৫০% বৃদ্ধি করে, যার ফলে প্রায় এক সেকেন্ডের জন্য প্রচণ্ড দহন ঘটে। বিশাল নক্ষত্রে এই চূড়ান্ত দহনকে 'বিস্ফোরক নিউক্লিওসিন্থেসিস' বা [[সুপারনোভা নিউক্লিওসিন্থেসিস]] বলা হয়, যা নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের শেষ পর্যায়।

নিউক্লিওসিন্থেসিস তত্ত্বের বিকাশের একটি উদ্দীপনা ছিল বিংশ শতাব্দীর শুরুতে [[ওডো-হারকিন্স নিয়ম|ওডো-হারকিন্স নিয়ম]] অনুযায়ী [[মহাবিশ্বে মৌলসমূহের প্রাচুর্য|মহাবিশ্বে প্রাপ্ত মৌলসমূহের প্রাচুর্যে]] নিয়মিত পরিবর্তনের আবিষ্কার। একটি ভৌত বর্ণনার প্রয়োজনীয়তা ইতিমধ্যেই [[সৌরজগতে]] রাসায়নিক মৌলগুলোর আপেক্ষিক প্রাচুর্য দ্বারা অনুপ্রাণিত হয়েছিল। সেই প্রাচুর্যগুলো যখন মৌলের পারমাণবিক সংখ্যার ফাংশন হিসেবে একটি গ্রাফে প্লট করা হয়, তখন তা একটি খাঁজকাটা করাতের মতো আকৃতি ধারণ করে যা কোটি গুণ পর্যন্ত পরিবর্তিত হয় (দেখুন [[নিউক্লিওসিন্থেসিস তত্ত্বের ইতিহাস]])।<ref>
(1956). "Abundances of the Elements". ''[[Reviews of Modern Physics]]''. 28 (1) 53–74. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.28.53 10.1103/RevModPhys.28.53].</ref> এটি একটি প্রাকৃতিক প্রক্রিয়ার ইঙ্গিত দেয় যা দৈব নয়। নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের প্রক্রিয়াগুলো বোঝার জন্য দ্বিতীয় উদ্দীপনাটি একই শতাব্দীর শেষের দিকে আসে, যখন [[আর্থার এডিংটন]] বুঝতে পারেন এবং পরবর্তীতে [[জর্জ গ্যামো]] ও [[হ্যান্স বেথে]] তা বিস্তারিতভাবে ব্যাখ্যা করেন যে, [[নিউক্লীয় ফিউশন]] বিক্রিয়া থেকে নির্গত [[শক্তি]] তাপ ও আলোর উৎস হিসেবে [[সূর্যের]] দীর্ঘায়ুত্বের কারণ।

==ইতিহাস==
[[File:Arthur Stanley Eddington.jpg|250px|right|thumb|১৯২০ সালে, [[আর্থার এডিংটন]] প্রস্তাব করেছিলেন যে নক্ষত্রগুলো [[হাইড্রোজেন]] থেকে [[হিলিয়াম]] তৈরির [[নিউক্লীয় ফিউশন|নিউক্লীয় ফিউশন]] থেকে তাদের শক্তি পায় এবং ভারী মৌলগুলো নক্ষত্রে উৎপাদিত হওয়ার সম্ভাবনাও উত্থাপন করেছিলেন।]]
১৯২০ সালে, [[ফ্রান্সিস উইলিয়াম অ্যাস্টন|এফ.ডব্লিউ. অ্যাস্টন]]-এর পারমাণবিক ভরের সুনির্দিষ্ট পরিমাপ এবং [[জঁ পেরিন]]-এর একটি প্রাথমিক পরামর্শের ভিত্তিতে [[আর্থার এডিংটন]] প্রস্তাব করেন যে, নক্ষত্রগুলো [[হাইড্রোজেন]] থেকে [[হিলিয়াম]] তৈরির [[নিউক্লীয় ফিউশন|নিউক্লীয় ফিউশন]] থেকে তাদের শক্তি পায় এবং ভারী মৌলগুলো নক্ষত্রে উৎপাদিত হওয়ার সম্ভাবনা উত্থাপন করেন।<ref>
(1920). [https://zenodo.org/record/1429642 The internal constitution of the stars]. ''[[The Observatory (journal)|The Observatory]]''. 43 341–358.</ref><ref>
(1920). [https://zenodo.org/record/1429642 The Internal Constitution of the Stars]. ''[[Nature (journal)|Nature]]''. 106 (2653) 14–20. doi:[https://doi.org/10.1038/106014a0 10.1038/106014a0].</ref><ref>
Selle, D.. (October 2012). [https://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf Why the Stars Shine]. ''Guidestar''. 6–8.</ref> এটি নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের ধারণার দিকে একটি প্রাথমিক পদক্ষেপ ছিল। ১৯২৮ সালে [[জর্জ গ্যামো]] যা এখন [[গ্যামো ফ্যাক্টর]] নামে পরিচিত তা উদ্ভূত করেন, এটি একটি [[কোয়ান্টাম মেকানিক্স|কোয়ান্টাম-যান্ত্রিক]] সূত্র যা দুটি সংলগ্ন নিউক্লিয়াসের মধ্যে ইলেক্ট্রোস্ট্যাটিক [[কুলম্ব ব্যারিয়ার]] অতিক্রম করার এবং [[সবল নিউক্লীয় বল|সবল নিউক্লীয় বলের]] কারণে নিউক্লীয় বিক্রিয়া ঘটানোর সম্ভাবনা প্রদান করে, যা কেবল খুব অল্প দূরত্বে কার্যকর।<ref>Krane, K. S., ''Modern Physics'' ([[Hoboken, New Jersey|Hoboken, NJ]]: [[Wiley (publisher)|Wiley]], 1983), [https://books.google.com/books?id=-x-VDwAAQBAJ&pg=PA410&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 410].</ref>410 পরবর্তী দশকে গ্যামো ফ্যাক্টরটি [[রবার্ট ডি'এসকোর্ট অ্যাটকিনসন]] এবং [[ফ্রিটজ হাউটারম্যানস]] এবং পরবর্তীতে [[এডওয়ার্ড টেলার]] ও স্বয়ং গ্যামো ব্যবহার করেছিলেন নাক্ষত্রিক অভ্যন্তরে বিদ্যমান উচ্চ তাপমাত্রায় নিউক্লীয় বিক্রিয়ার হার নির্ণয় করতে।

১৯৩৯ সালের "এনার্জি প্রোডাকশন ইন স্টারস" শিরোনামের একটি গবেষণাপত্রে, [[হ্যান্স বেথে]] হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়াম ফিউশনের বিভিন্ন বিক্রিয়া প্রক্রিয়া বিশ্লেষণ করেন।<ref>
(1939). "Energy Production in Stars". ''[[Physical Review]]''. 55 (5) 434–456. doi:[https://doi.org/10.1103/PhysRev.55.434 10.1103/PhysRev.55.434].</ref> তিনি দুটি প্রক্রিয়া সংজ্ঞায়িত করেন যা নক্ষত্রে শক্তির উৎস বলে তিনি বিশ্বাস করতেন। প্রথমটি, [[প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া]], সূর্যের ভরের কাছাকাছি ভরের নক্ষত্রগুলোতে শক্তির প্রধান উৎস। দ্বিতীয় প্রক্রিয়াটি, [[CNO চক্র|কার্বন-নাইট্রোজেন-অক্সিজেন চক্র]], যা ১৯৩৮ সালে [[কার্ল ফ্রেডরিখ ফন ওয়াইজেকার]] বিবেচনা করেছিলেন, তা আরও বিশাল মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রগুলোতে বেশি গুরুত্বপূর্ণ।<ref>Lang, K. R.. (2013). "The Life and Death of Stars". [https://books.google.com/books?id=MN-UCkUK9pcC&pg=PA167&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false 167]. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-01638-5..</ref>167 এই কাজগুলো নক্ষত্রকে উত্তপ্ত রাখার জন্য শক্তি উৎপাদনের সাথে সম্পর্কিত ছিল। তবে বেথের দুটি গবেষণাপত্র ভারী নিউক্লিয়াস তৈরির বিষয়টি সম্বোধন করেনি। সেই তত্ত্বটি ১৯৪৬ সালে ফ্রেড হয়েল শুরু করেছিলেন তার এই যুক্তির মাধ্যমে যে, খুব উত্তপ্ত নিউক্লিয়াসের একটি সংগ্রহ তাপগতিীয়ভাবে [[লোহা|লোহায়]] রূপান্তরিত হবে।<ref name=Hoyle1946>
Hoyle, F.. (1946). "The synthesis of the elements from hydrogen". ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]''. 106 (5) 343–383. doi:[https://doi.org/10.1093/mnras/106.5.343 10.1093/mnras/106.5.343].</ref> হয়েল ১৯৫৪ সালে একটি গবেষণাপত্রের মাধ্যমে বর্ণনা করেন যে কীভাবে বিশাল নক্ষত্রের অভ্যন্তরে উন্নত ফিউশন পর্যায়গুলো কার্বন থেকে লোহা পর্যন্ত মৌলগুলোকে সংশ্লেষণ করবে।<ref name=Hoyle1954/><ref>
(2007). "History of Science: Hoyle's Equation". ''[[Science (journal)|Science]]''. 318 (5858) 1876–1877. doi:[https://doi.org/10.1126/science.1151167 10.1126/science.1151167].</ref>

হয়েলের তত্ত্বটি অন্যান্য প্রক্রিয়ার দিকে প্রসারিত হয়, যা ১৯৫৭ সালে [[মার্গারেট বার্বিজ]], [[জেফ্রি বার্বিজ]], [[উইলিয়াম আলফ্রেড ফাউলার]] এবং [[ফ্রেড হয়েল]]-এর "সিন্থেসিস অফ দ্য এলিমেন্টস ইন স্টারস" নামক পর্যালোচনা গবেষণাপত্র প্রকাশের মাধ্যমে শুরু হয়, যা সাধারণত [[B2FH পেপার|B<sup>2</sup>FH পেপার]] হিসেবে পরিচিত।<ref name=B2FH/> এই পর্যালোচনা গবেষণাপত্রটি [[নিউক্লীয় পদার্থবিজ্ঞান]], [[নাক্ষত্রিক বিবর্তন]] এবং [[মৌলসমূহের প্রাচুর্য]] ক্ষেত্র থেকে তথ্য সংশ্লেষণ করে নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের তত্ত্বের ভিত্তি তৈরি করে।<ref>Salpeter, Edwin E.. (March 1, 1999). [https://link.aps.org/doi/10.1103/RevModPhys.71.S220 Stellar nucleosynthesis]. ''Reviews of Modern Physics''. 71 (2) S220–S222. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.71.S220 10.1103/RevModPhys.71.S220].</ref> ১৯৫৭ সালে [[অ্যালাস্টেয়ার জি. ডব্লিউ. ক্যামেরন]], স্বাধীনভাবে কাজ করে<ref>Cameron, A. G. W.. (1957). [https://fas.org/sgp/eprint/CRL-41.pdf Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics, and Nucleogenesis]. [[Atomic Energy of Canada Limited]].</ref> দেখান যে [[ওডো-হারকিন্স নিয়ম|ওডো-হারকিন্স জোড়-বিজোড় প্রাচুর্য নিয়ম]] B<sup>2</sup>FH পেপারে বর্ণিত প্রক্রিয়াগুলো থেকে অনুসরণ করা হবে। ক্লেটন ১৯৬১ সালে [[S-প্রক্রিয়া|''s''-প্রক্রিয়ার]] প্রথম সময়-নির্ভর মডেল<ref>
(1961). "Neutron capture chains in heavy element synthesis". ''[[Annals of Physics]]''. 12 (3) 331–408. doi:[https://doi.org/10.1016/0003-4916(61)90067-7 10.1016/0003-4916(61)90067-7].</ref> এবং ১৯৬৫ সালে [[R-প্রক্রিয়া|''r''-প্রক্রিয়ার]] মডেল গণনা করেন,<ref name=Seeger1965>
(1965). [https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1307&context=physastro_pubs Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture]. ''[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]''. 11 121–126. doi:[https://doi.org/10.1086/190111 10.1086/190111].</ref> পাশাপাশি ১৯৬৮ সালে সিলিকন থেকে প্রচুর আলফা-কণা নিউক্লিয়াস এবং আয়রন-গ্রুপ মৌল তৈরির দহন প্রক্রিয়া গণনা করেন,<ref name=Bodansky1968a>
(1968). [https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1393&context=physastro_pubs Nucleosynthesis During Silicon Burning]. ''[[Physical Review Letters]]''. 20 (4) 161–164. doi:[https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.20.161 10.1103/PhysRevLett.20.161].</ref><ref name=Bodansky1968b>
(1968). [https://tigerprints.clemson.edu/physastro_pubs/312 Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning]. ''[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]''. 16 299. doi:[https://doi.org/10.1086/190176 10.1086/190176].</ref> এবং মৌলগুলোর বয়স নির্ধারণের জন্য রেডিওজেনিক কালপঞ্জি আবিষ্কার করেন।<ref>
(1964). [https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1305&context=physastro_pubs Cosmoradiogenic Chronologies of Nucleosynthesis]. ''[[The Astrophysical Journal]]''. 139 637. doi:[https://doi.org/10.1086/147791 10.1086/147791].</ref>

[[File:Nucleosynthesis in a star.gif|thumb|একটি [[সুপারজায়ান্ট]] নক্ষত্রের প্রস্থচ্ছেদ, যেখানে নিউক্লিওসিন্থেসিস এবং গঠিত মৌলগুলো দেখানো হয়েছে।]]

==মূল বিক্রিয়াসমূহ==
[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|right|500px|পর্যায় সারণীর একটি সংস্করণ যা মৌলগুলোর উৎস নির্দেশ করে—যার মধ্যে নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসও অন্তর্ভুক্ত। ১০৩-এর উপরের সমস্ত মৌল এই সারণী থেকে বাদ দেওয়া হয়েছে এবং সেগুলো কেবল মানুষের সংশ্লেষণের মাধ্যমে উৎপাদিত হয়।]]
নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ বিক্রিয়াসমূহ:
* [[হাইড্রোজেন]] ফিউশন:
** [[ডিউটেরিয়াম ফিউশন]]
** [[প্রোটন-প্রোটন চেইন]]
** [[CNO চক্র|কার্বন-নাইট্রোজেন-অক্সিজেন চক্র]]
* [[হিলিয়াম]] ফিউশন:
** [[ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া]]
** [[আলফা প্রক্রিয়া]]
* ভারী মৌলসমূহের ফিউশন:
** [[লিথিয়াম বার্নিং]]: একটি প্রক্রিয়া যা সাধারণত [[ব্রাউন ডোয়ার্ফ|বাদামী বামন]] নক্ষত্রে দেখা যায়
** [[কার্বন-বার্নিং প্রক্রিয়া]]
** [[নিয়ন-বার্নিং প্রক্রিয়া]]
** [[অক্সিজেন-বার্নিং প্রক্রিয়া]]
** [[সিলিকন-বার্নিং প্রক্রিয়া]]
* [[লোহার]] চেয়ে ভারী মৌল উৎপাদন:
** [[নিউট্রন]] ক্যাপচার:
*** [[r-প্রক্রিয়া]]
*** [[s-প্রক্রিয়া]]
** [[প্রোটন]] ক্যাপচার:
*** [[rp-প্রক্রিয়া]]
*** [[p-প্রক্রিয়া]]
** [[ফটোডিসইন্টিগ্রেশন]]

===হাইড্রোজেন ফিউশন===

''মূল নিবন্ধ: Proton–proton chain reaction, CNO cycle, Deuterium fusion''

হাইড্রোজেন ফিউশন (চারটি প্রোটনের নিউক্লীয় ফিউশন যা একটি [[হিলিয়াম-৪]] নিউক্লিয়াস গঠন করে<ref name=jones2009/>) হলো প্রধান প্রক্রিয়া যা [[মেইন সিকোয়েন্স|মেইন-সিকোয়েন্স]] নক্ষত্রের কেন্দ্রে শক্তি উৎপন্ন করে। একে "হাইড্রোজেন বার্নিং"ও বলা হয়, যা একটি [[অক্সিডাইজিং]] বায়ুমণ্ডলে [[হাইড্রোজেন#দহন|হাইড্রোজেনের রাসায়নিক দহনের]] সাথে বিভ্রান্ত হওয়া উচিত নয়। নাক্ষত্রিক হাইড্রোজেন ফিউশন দুটি প্রধান প্রক্রিয়ার মাধ্যমে ঘটে: [[প্রোটন-প্রোটন চেইন]] এবং কার্বন-নাইট্রোজেন-অক্সিজেন (CNO) চক্র। [[হোয়াইট ডোয়ার্ফ|শ্বেত বামন]] নক্ষত্র ব্যতীত সমস্ত নক্ষত্রের নব্বই শতাংশই এই দুটি প্রক্রিয়ার মাধ্যমে হাইড্রোজেন ফিউশন করছে।<ref>Seeds, M. A., ''Foundations of Astronomy'' ([[Belmont, California|Belmont, CA]]: [[Cengage|Wadsworth Publishing Company]], 1986), p. 245.</ref>245

সূর্যের মতো কম ভরের মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রের কেন্দ্রে, প্রধান শক্তি উৎপাদন প্রক্রিয়া হলো [[প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া]]। এটি বিক্রিয়ার একটি ধারার মাধ্যমে একটি হিলিয়াম-৪ নিউক্লিয়াস তৈরি করে, যা দুটি প্রোটনের ফিউশন থেকে শুরু হয়ে একটি [[ডিউটেরিয়াম]] নিউক্লিয়াস (একটি প্রোটন এবং একটি নিউট্রন) গঠন করে, সাথে একটি নির্গত পজিট্রন এবং নিউট্রিনো থাকে।<ref name=bohm_vitense1992/> প্রতিটি সম্পূর্ণ ফিউশন চক্রে, প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া প্রায় ২৬.২ MeV শক্তি নির্গত করে।<ref name=bohm_vitense1992/> প্রোটন-প্রোটন চেইনের তাপমাত্রা নির্ভরতা প্রায় T<sup>4</sup>, যার অর্থ বিক্রিয়া চক্রটি তাপমাত্রার প্রতি অত্যন্ত সংবেদনশীল; তাপমাত্রার ১০% বৃদ্ধি এই পদ্ধতিতে শক্তি উৎপাদন ৪৬% বৃদ্ধি করবে, তাই এই হাইড্রোজেন ফিউশন প্রক্রিয়াটি নক্ষত্রের ব্যাসার্ধের এক-তৃতীয়াংশ পর্যন্ত ঘটতে পারে এবং নক্ষত্রের ভরের অর্ধেক দখল করতে পারে। সূর্যের ভরের ৩৫%-এর বেশি ভরের নক্ষত্রগুলোর জন্য,<ref name=aaa496_3_787/> পৃষ্ঠের দিকে [[শক্তি প্রবাহ]] যথেষ্ট কম এবং কেন্দ্র অঞ্চল থেকে শক্তি স্থানান্তর [[বিকিরণমূলক তাপ স্থানান্তর|বিকিরণমূলক তাপ স্থানান্তরের]] মাধ্যমে ঘটে, [[পরিচলন|পরিচলনমূলক তাপ স্থানান্তরের]] মাধ্যমে নয়।<ref name=deloore_doom1992/> ফলস্বরূপ, নতুন হাইড্রোজেনের কেন্দ্রে মিশ্রণ বা ফিউশন পণ্যগুলোর বাইরের দিকে যাওয়ার প্রক্রিয়া খুব কম হয়।

উচ্চ ভরের নক্ষত্রগুলোতে, প্রধান শক্তি উৎপাদন প্রক্রিয়া হলো [[CNO চক্র]], যা একটি [[ক্যাটালিটিক চক্র]] বা অনুঘটক চক্র যা কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেনের নিউক্লিয়াসকে মধ্যবর্তী হিসেবে ব্যবহার করে এবং পরিশেষে প্রোটন-প্রোটন চেইনের মতোই একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস তৈরি করে।<ref name=bohm_vitense1992/> একটি সম্পূর্ণ CNO চক্রের সময়, ২৫.০ MeV শক্তি নির্গত হয়। প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়ার তুলনায় এই চক্রের শক্তি উৎপাদনের পার্থক্যটি [[নিউট্রিনো]] নিঃসরণের মাধ্যমে হারানো শক্তির দ্বারা হিসাব করা হয়।<ref name=bohm_vitense1992/> CNO চক্র তাপমাত্রার প্রতি অত্যন্ত সংবেদনশীল, যার হার তাপমাত্রার ১৬তম থেকে ২০তম ঘাতের সমানুপাতিক; তাপমাত্রার ১০% বৃদ্ধি শক্তি উৎপাদনে ৩৫০% বৃদ্ধি ঘটাবে। CNO চক্রের প্রায় ৯০% শক্তি উৎপাদন নক্ষত্রের ভরের অভ্যন্তরীণ ১৫%-এর মধ্যে ঘটে, তাই এটি কেন্দ্রের দিকে দৃঢ়ভাবে কেন্দ্রীভূত।<ref name=jeffrey2010/> এর ফলে এমন তীব্র বাইরের শক্তি প্রবাহ তৈরি হয় যে [[পরিচলনমূলক]] শক্তি স্থানান্তর [[বিকিরণমূলক স্থানান্তর]] থেকে বেশি গুরুত্বপূর্ণ হয়ে ওঠে। ফলস্বরূপ, কেন্দ্র অঞ্চলটি একটি [[পরিচলন অঞ্চল]] হয়ে ওঠে, যা হাইড্রোজেন ফিউশন অঞ্চলকে আলোড়িত করে এবং আশেপাশের প্রোটন-সমৃদ্ধ অঞ্চলের সাথে ভালোভাবে মিশ্রিত রাখে।<ref name=karttunen_oja2007/> এই কেন্দ্রীয় পরিচলন সেই নক্ষত্রগুলোতে ঘটে যেখানে CNO চক্র মোট শক্তির ২০%-এর বেশি অবদান রাখে। নক্ষত্রটি বয়স বাড়ার সাথে সাথে এবং কেন্দ্রের তাপমাত্রা বৃদ্ধির সাথে সাথে, পরিচলন অঞ্চল দ্বারা দখলকৃত অঞ্চলটি ধীরে ধীরে ভরের ২০% থেকে কমে ভরের অভ্যন্তরীণ ৮%-এ নেমে আসে।<ref name=jeffrey2010/> সূর্য তার শক্তির প্রায় ১% CNO চক্র থেকে উৎপন্ন করে।<ref>[https://phys.org/news/2020-11-neutrinos-yield-experimental-evidence-catalyzed.html Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars]. ''phys.org''.</ref><ref group="note">[[Nature (journal)|''Nature'']]-এর [https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 নভেম্বর ২০২০] সংখ্যায়, কণা পদার্থবিজ্ঞানী আন্দ্রেয়া পোকার উল্লেখ করেছেন, "আমাদের সূর্যের মধ্যে CNO দহনের নিশ্চিতকরণ, যেখানে এটি মাত্র এক শতাংশে কাজ করে, আমাদের এই আত্মবিশ্বাসকে শক্তিশালী করে যে আমরা বুঝি নক্ষত্র কীভাবে কাজ করে।"</ref><ref>[[Gregory Robert Choppin|Choppin, G. R.]], [[Jan-Olov Liljenzin|Liljenzin, J.-O.]], [[Jan Rydberg|Rydberg, J.]], & [[:sv:Christian Ekberg|Ekberg, C.]], ''Radiochemistry and Nuclear Chemistry'' (Cambridge, MA: [[Academic Press]], 2013), [https://books.google.com/books?id=CN88gBPtiucC&pg=PA357&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 357].</ref>357<ref>(25 November 2020). [https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun]. ''Nature''. 587 (7835) 577–582. doi:[https://doi.org/10.1038/s41586-020-2934-0 10.1038/s41586-020-2934-0].</ref><ref group="note">"এই ফলাফলটি তাই CNO নিউট্রিনো ব্যবহার করে সৌর ধাতবতার সরাসরি পরিমাপের পথ প্রশস্ত করে। আমাদের অনুসন্ধানগুলো সূর্যের মধ্যে CNO ফিউশনের আপেক্ষিক অবদানকে ১ শতাংশের ক্রম হিসেবে পরিমাপ করে।"—এম. অ্যাগোস্টিনি, প্রমুখ।</ref>

একটি নক্ষত্রে কোন ধরনের হাইড্রোজেন ফিউশন প্রক্রিয়া প্রাধান্য পাবে তা দুটি বিক্রিয়ার মধ্যে তাপমাত্রার পার্থক্যের দ্বারা নির্ধারিত হয়। প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া প্রায় 4×10^6 K তাপমাত্রায় শুরু হয়,<ref name=reid_hawley2005/> যা এটিকে ছোট নক্ষত্রগুলোতে প্রধান ফিউশন প্রক্রিয়া করে তোলে। একটি স্বয়ংসম্পূর্ণ CNO চেইনের জন্য প্রায় 1.6×10^7 K উচ্চ তাপমাত্রার প্রয়োজন হয়, কিন্তু এরপর তাপমাত্রা বাড়ার সাথে সাথে এটি প্রোটন-প্রোটন বিক্রিয়ার চেয়ে দ্রুত কার্যকর হয়ে ওঠে।<ref name=salaris_cassini2005/> প্রায় 1.7×10^7 K-এর উপরে, CNO চক্র শক্তির প্রধান উৎস হয়ে ওঠে। এই তাপমাত্রা সূর্যের ভরের অন্তত ১.৩ গুণ ভরের মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রের কেন্দ্রে অর্জিত হয়।<ref name=apj701_1_837/> সূর্যের নিজস্ব কেন্দ্রের তাপমাত্রা প্রায় 1.57×10^7 K।<ref>Wolf, E. L., ''Physics and Technology of Sustainable Energy'' ([[Oxford]], [[Oxford University Press]], 2018), [https://books.google.com/books?id=BP9eDwAAQBAJ&pg=PA5&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 5].</ref>5 একটি মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রের বয়স বাড়ার সাথে সাথে, কেন্দ্রের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পাবে, যার ফলে এর CNO চক্র থেকে অবদান ক্রমাগত বাড়তে থাকবে।<ref name=jeffrey2010/>

===হিলিয়াম ফিউশন===
''মূল নিবন্ধ: Triple-alpha process, Alpha process''
মেইন সিকোয়েন্স নক্ষত্রগুলো হাইড্রোজেন ফিউশনের ফলে তাদের কেন্দ্রে হিলিয়াম জমা করে, কিন্তু কেন্দ্রটি হিলিয়াম ফিউশন শুরু করার মতো যথেষ্ট উত্তপ্ত হয় না। হিলিয়াম ফিউশন প্রথম শুরু হয় যখন একটি নক্ষত্র [[রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ|রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ]] ত্যাগ করে তার কেন্দ্রে হিলিয়াম প্রজ্বলিত করার জন্য পর্যাপ্ত হিলিয়াম জমা করার পর। সূর্যের ভরের কাছাকাছি নক্ষত্রগুলোতে, এটি রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চের শীর্ষে একটি [[ডিজেনারেট ম্যাটার|ডিজেনারেট]] হিলিয়াম কোর থেকে [[হিলিয়াম ফ্ল্যাশ]] দিয়ে শুরু হয় এবং নক্ষত্রটি [[হরাইজন্টাল ব্রাঞ্চে]] চলে যায় যেখানে এটি তার কেন্দ্রে হিলিয়াম দহন করে। আরও বিশাল নক্ষত্রগুলো ফ্ল্যাশ ছাড়াই তাদের কেন্দ্রে হিলিয়াম প্রজ্বলিত করে এবং [[অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চে]] পৌঁছানোর আগে একটি [[ব্লু লুপ]] সম্পন্ন করে। এই ধরনের নক্ষত্র প্রাথমিকভাবে রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ থেকে নীল রঙের দিকে সরে যায়, তারপর আবার [[হায়াশি ট্র্যাক]] নামক পথে ফিরে আসে। ব্লু লুপের একটি গুরুত্বপূর্ণ ফলাফল হলো যে তারা ধ্রুপদী [[সেফাইড ভেরিয়েবল]] নক্ষত্রের জন্ম দেয়, যা [[মিল্কিওয়ে]] এবং নিকটবর্তী গ্যালাক্সিগুলোর দূরত্ব নির্ধারণে কেন্দ্রীয় গুরুত্ব বহন করে।<ref>Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., & Donner, K. J., eds., ''Fundamental Astronomy'' ([[Berlin]]/[[Heidelberg]]: [[Springer Science+Business Media|Springer]], 1987), [https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA250&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 250].</ref>250 নাম সত্ত্বেও, রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ থেকে ব্লু লুপে থাকা নক্ষত্রগুলো সাধারণত নীল রঙের হয় না বরং হলুদ জায়ান্ট হয়, সম্ভবত সেফাইড ভেরিয়েবল। তারা হিলিয়াম দহন করে যতক্ষণ না কেন্দ্রটি মূলত [[কার্বন]] এবং [[অক্সিজেন]] হয়ে যায়। সবচেয়ে বিশাল নক্ষত্রগুলো মেইন সিকোয়েন্স ত্যাগ করার সময় সুপারজায়ান্ট হয়ে ওঠে এবং [[রেড সুপারজায়ান্ট]] হওয়ার সাথে সাথে দ্রুত হিলিয়াম ফিউশন শুরু করে। নক্ষত্রের কেন্দ্রে হিলিয়াম শেষ হয়ে যাওয়ার পর, কার্বন-অক্সিজেন কেন্দ্রের চারপাশে একটি স্তরে হিলিয়াম ফিউশন চলতে থাকে।<ref name=jones2009/><ref name=deloore_doom1992/>

সব ক্ষেত্রে, হিলিয়াম ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়ার মাধ্যমে কার্বনে ফিউজ হয়, অর্থাৎ তিনটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস [[বেরিলিয়াম-৮|<sup>8</sup>Be]]-এর মাধ্যমে কার্বনে রূপান্তরিত হয়,<ref>Rehder, D., ''Chemistry in Space: From Interstellar Matter to the Origin of Life'' ([[Weinheim]]: [[Wiley-VCH]], 2010), [https://books.google.com/books?id=baI91e8lgm0C&pg=PT30&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 30].</ref>30 যা অত্যন্ত অস্থির। এটি পরবর্তীতে আলফা প্রক্রিয়ার মাধ্যমে অক্সিজেন, নিয়ন এবং ভারী মৌল গঠন করতে পারে। এইভাবে, আলফা প্রক্রিয়া অগ্রাধিকারমূলকভাবে হিলিয়াম নিউক্লিয়াস আহরণের মাধ্যমে জোড় সংখ্যক প্রোটনযুক্ত মৌল তৈরি করে, এবং হালকা মৌল বেরিলিয়াম ও বোরন "বাদ পড়ে যায়" কারণ নাক্ষত্রিক প্রক্রিয়াগুলো তাদের স্থিতিশীল আইসোটোপ তৈরি করে না। বিজোড় সংখ্যক প্রোটনযুক্ত মৌলগুলো অন্যান্য ফিউশন পথের মাধ্যমে গঠিত হয়।<ref>[[Michael Perryman|Perryman, M.]], ''The Exoplanet Handbook'' (Cambridge: Cambridge University Press, 2011), [https://books.google.com/books?id=ngtmDwAAQBAJ&pg=PA398&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 398].</ref>398

==বিক্রিয়ার হার==
''A'' এবং ''B'' প্রজাতির মধ্যে বিক্রিয়ার হার ঘনত্ব, যাদের সংখ্যা ঘনত্ব ''n''<sub>''A'',''B''</sub>, তা নিম্নরূপ: <math display="block">r=n_A\,n_B\,k_r </math> যেখানে ''k<sub>r</sub>'' হলো [[নিউক্লীয় ফিউশন]] প্রক্রিয়া গঠনকারী প্রতিটি একক প্রাথমিক বাইনারি বিক্রিয়ার [[বিক্রিয়ার হার ধ্রুবক]]; <math display="block">k_r=\langle\sigma(v)\,v\rangle</math> যেখানে ''σ''(''v'') হলো আপেক্ষিক বেগ ''v''-তে [[ক্রস সেকশন (পদার্থবিজ্ঞান)|ক্রস-সেকশন]], এবং সমস্ত বেগের ওপর গড় করা হয়।

সেমি-ক্লাসিক্যালি, ক্রস-সেকশন <math display="inline">\pi\,\lambda^2</math>-এর সমানুপাতিক, যেখানে <math display="inline">\lambda =h/p</math> হলো [[ম্যাটার ওয়েভ|ডি ব্রগলি তরঙ্গদৈর্ঘ্য]]। সুতরাং সেমি-ক্লাসিক্যালি ক্রস-সেকশন <math display="inline">\frac{E}{m} =c^{2}</math>-এর সমানুপাতিক।

যাইহোক, যেহেতু বিক্রিয়াটিতে [[কোয়ান্টাম টানেলিং]] জড়িত, তাই নিম্ন শক্তিতে একটি সূচকীয় ড্যাম্পিং বা হ্রাস ঘটে যা [[গ্যামো ফ্যাক্টর]] ''E''<sub>G</sub>-এর ওপর নির্ভর করে, যা একটি [[আরহেনিয়াস সমীকরণ|আরহেনিয়াস-টাইপ সমীকরণ]] দ্বারা প্রদত্ত: <math display="block">\sigma(E) = \frac{S(E)}{E} e^{-\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}}}.</math> এখানে অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল [[S-ফ্যাক্টর|''S''-ফ্যাক্টর]] ''S''(''E'') নিউক্লীয় মিথস্ক্রিয়ার বিস্তারিত বিবরণের ওপর নির্ভর করে এবং এর মাত্রা হলো শক্তি গুণিতক ক্রস-সেকশন।

এরপর মোট বিক্রিয়ার হার পাওয়ার জন্য সমস্ত শক্তির ওপর ইন্টিগ্রেট করা হয়, [[ম্যাক্সওয়েল-বোল্টজম্যান ডিস্ট্রিবিউশন#শক্তির জন্য ডিস্ট্রিবিউশন|ম্যাক্সওয়েল-বোল্টজম্যান ডিস্ট্রিবিউশন]] এবং সম্পর্কটি ব্যবহার করে: <math display="block">\frac{r}{V}=n_A n_B \int_0^{\infty}\Bigl(\frac{S(E)}{E}\, e^{-\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}}} \cdot2\sqrt{\frac{E}{\pi(kT)^3}}\, e^{-\frac{E}{kT}} \,\cdot\sqrt{\frac{2E}{m_\text{R}}}\Bigr)dE</math> যেখানে ''k'' = ৮৬.১৭ μeV/K, <math>m_\text{R} =\frac{m_Am_B}{m_A+m_B}</math> হলো [[রিডিউসড মাস|রিডিউসড মাস]]। ইন্টিগ্র্যান্ডটি সমান

<math>S(E)\,e^{-\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}}}\cdot2\sqrt{2/\pi}(kT)^{-3/2}\, e^{-\frac{E}{kT}}\,/\sqrt}.</math>

যেহেতু ''f''(''E'', ধ্রুবক ''T'')-এর এই ইন্টিগ্রেশনে উচ্চ শক্তিতে <math display="inline">\sim e^{-\frac{E}{kT}}</math> আকারে এবং নিম্ন শক্তিতে গ্যামো ফ্যাক্টর থেকে সূচকীয় ড্যাম্পিং থাকে, তাই ইন্টিগ্রালটি E<sub>0</sub>-এর শিখরের চারপাশ ছাড়া প্রায় সর্বত্রই শূন্য হয়ে যায়, যাকে বলা হয় '''গ্যামো পিক'''।<ref>Iliadis, C., ''Nuclear Physics of Stars'' (Weinheim: Wiley-VCH, 2015), [https://books.google.com/books?id=kLZNCAAAQBAJ&pg=PA185&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 185].</ref>185 সেখানে: <math display="block">-\frac{\partial}{\partial E} \left(\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}}+\frac{E}{kT}\right)\,=\, 0</math>

সুতরাং:

<math>E_0 = \left(\frac{1}{2}kT \sqrt{E_\text{G}}\right)^\frac{2}{3}</math> এবং <math>\sqrt{E_\text{G}}=E_0^\frac{3}{2}/\frac{1}{2}kT </math>

সূচকটিকে তখন ''E''<sub>0</sub>-এর চারপাশে এভাবে আসন্ন করা যেতে পারে: <math display="block">e^{-(\frac{E}{kT}+\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}})}\approx e^{-\frac{3E_0}{kT}}e^{\bigl(-\frac{3(E-E_0)^2}{4E_0kT}\bigr)}=e^{-\frac{3E_0}{kT}\bigl(1+(\frac{E-E_0}{2E_0})^2\bigr)}=e^{-\frac{3E_0}{kT}\bigl(1+(E/E_0-1)^2/4\bigr)}</math>

এবং বিক্রিয়ার হারকে এভাবে আসন্ন করা হয়: <ref>[https://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~idh/PHAS2112/Lectures/Current/Part7.pdf University College London astrophysics course: lecture 7 – Stars].</ref> <math display="block">\frac{r}{V} \approx n_A \,n_B \,\frac{4\sqrt(2/3)}{ \sqrt{m_\text{R}}} \,\sqrt{E_0}\frac{S(E_0)}{kT} \, e^{-\frac{3E_0}{kT}} </math>

''S''(''E''<sub>0</sub>)-এর মান সাধারণত 10<sup>−3</sup> – 10<sup>3</sup> [[keV]]·[[barn (unit)|b]] হয়ে থাকে, কিন্তু যখন এতে [[বিটা ক্ষয়]] (beta decay) জড়িত থাকে, তখন মধ্যবর্তী আবদ্ধ অবস্থার (যেমন [[ডাইপ্রোটন]]) [[অর্ধায়ু]] এবং বিটা ক্ষয়ের অর্ধায়ুর মধ্যে সম্পর্কের কারণে এটি বিশাল গুণক দ্বারা হ্রাস পায়, যেমনটি [[প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া]]-তে ঘটে। লক্ষ্য করুন যে, [[মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্র]]গুলোর (সূর্য) সাধারণ কেন্দ্রস্থলের তাপমাত্রা ''kT''-এর মান প্রায় 1 keV হয়ে থাকে:<ref><math>\log_{10}k =(-16-7)+\log_{10}1.3806</math> এবং <math>\log_{10}T= 7+\log_{10}1.57</math>: ''kT'' = 0.217 fJ = 0.135 keV</ref> <math display="inline">\log_{10}kT=-16+\log_{10}2.17</math>।<ref>Maoz, D., ''Astrophysics in a Nutshell'' ([[Princeton, New Jersey|Princeton]]: [[Princeton University Press]], 2007), [https://assets.press.princeton.edu/chapters/s3-10772.pdf ch. 3].</ref>ch. 3

সুতরাং, [[CNO চক্র]]-এর সীমাবদ্ধকারী বিক্রিয়া, 14-এর প্রোটন ক্যাপচার-এর ক্ষেত্রে ''S''(''E''<sub>0</sub>) ~ ''S''(0) = 3.5&nbsp;keV·b, যেখানে [[প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া]]-এর সীমাবদ্ধকারী বিক্রিয়া, অর্থাৎ দুটি প্রোটন থেকে [[ডিউটেরিয়াম]] তৈরির ক্ষেত্রে ''S''(''E''<sub>0</sub>) ~ ''S''(0) = 4×10<sup>−22</sup>&nbsp;keV·b-এর মান অনেক কম।<ref>(1998-10-01). "Solar fusion cross sections". ''Reviews of Modern Physics''. 70 (4) 1265–1291. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.70.1265 10.1103/RevModPhys.70.1265].</ref><ref>(2011). "Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles". ''Reviews of Modern Physics''. 83 (1) 195–245. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.83.195 10.1103/RevModPhys.83.195].</ref> প্রসঙ্গত, যেহেতু পূর্বের বিক্রিয়াটির গ্যামো ফ্যাক্টর (Gamow factor) অনেক বেশি এবং সাধারণ নক্ষত্রগুলোতে মৌলগুলোর আপেক্ষিক [[মৌলের প্রাচুর্য]]-এর কারণে, এই দুটি বিক্রিয়ার হার একটি নির্দিষ্ট তাপমাত্রায় সমান হয় যা মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রগুলোর কেন্দ্রস্থলের তাপমাত্রার সীমার মধ্যেই থাকে।<ref>Goupil, M., Belkacem, K., Neiner, C., Lignières, F., & Green, J. J., eds., ''Studying Stellar Rotation and Convection: Theoretical Background and Seismic Diagnostics'' (Berlin/Heidelberg: Springer, 2013), [https://books.google.com/books?id=ovO5BQAAQBAJ&pg=PA211&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 211].</ref>

==তথ্যসূত্র==
===নোটসমূহ===
<references group="note" />

===উদ্ধৃতিসমূহ===
<ref name=apj701_1_837>(2009). "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster". ''[[The Astrophysical Journal]]''. 701 (1) 837–849. doi:[https://doi.org/10.1088/0004-637X/701/1/837 10.1088/0004-637X/701/1/837].</ref>

<ref name=jones2009>(2009). [https://books.google.com/books?id=BuyIHbwsm0sC&pg=PA65 Stars and galaxies]. 65–67. ABC-CLIO. ISBN 978-0-313-34075-8.</ref>

<ref name=bohm_vitense1992>(1992). [https://books.google.com/books?id=msZMEvEpxG8C&pg=PA93 Introduction to Stellar Astrophysics]. 3 93–100. [[Cambridge University Press]]. ISBN 978-0-521-34871-3.</ref>

<ref name=reid_hawley2005>(2005). "New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs". [https://books.google.com/books?id=o7pe7Fp4JaAC&pg=PA108&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false 108]. [[Springer Science+Business Media|Springer]]. ISBN 978-3-540-25124-8..</ref>

<ref name=salaris_cassini2005>(2005). "Evolution of Stars and Stellar Populations". [https://books.google.com/books?id=r1dNzr8viRYC&pg=PA119&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false 119–123]. [[John Wiley and Sons]]. ISBN 978-0-470-09220-0.</ref>

<ref name=deloore_doom1992>(1992). [https://books.google.com/books?id=LJgNIi0vkeYC&pg=PA200 Structure and evolution of single and binary stars]. 179 200–214. Springer. ISBN 978-0-7923-1768-5.</ref>

<ref name=karttunen_oja2007>(2007). "Fundamental astronomy". [https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA247 247]. Springer. ISBN 978-3-540-34143-7..</ref>

<ref name=jeffrey2010>(2010). [https://books.google.com/books?id=gCr9WVH0utwC&pg=PA64 Astrophysics and Space Science Proceedings]. 16 64–66. Springer. ISBN 978-3-642-10368-1. doi:[https://doi.org/10.1007/978-3-642-10352-0 10.1007/978-3-642-10352-0].</ref>

<ref name=aaa496_3_787>(March 2009). "On the magnetic topology of partially and fully convective stars". ''[[Astronomy and Astrophysics]]''. 496 (3) 787–790. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361:200811450 10.1051/0004-6361:200811450].</ref>
<references />

==আরও পড়ুন==
* Bethe, H. A.. (January 1939). "Energy Production in Stars". ''[[Physical Review]]''. 55 (1) 541–547. doi:[https://doi.org/10.1103/PhysRev.55.103 10.1103/PhysRev.55.103].
* Bethe, H. A.. (March 1939). "Energy Production in Stars". ''[[Physical Review]]''. 55 (5) 434–456. doi:[https://doi.org/10.1103/PhysRev.55.434 10.1103/PhysRev.55.434].
* Clayton, Donald D.. (1968). [https://archive.org/details/principlesofstel00clay Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis]. [[McGraw-Hill]].365 প্রোটন-প্রোটন চেইন এবং CNO চক্রের একটি স্পষ্ট ভৌত বর্ণনা।
* Clayton, Donald D.. (2003). [https://books.google.com/books?id=fXcdHyLUVnEC Handbook of Isotopes in the Cosmos: Hydrogen to Gallium]. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82381-4.
* Hoyle, F.. (1954). "On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot Stars: Synthesis of Elements from Carbon to Nickel". ''[[Astrophysical Journal Supplement]]''. 1 121–146. doi:[https://doi.org/10.1086/190005 10.1086/190005].
* Iliadis, Christian. (2015). [https://onlinelibrary.wiley.com/doi/book/10.1002/9783527692668 Nuclear Physics of Stars]. Wiley-VCH. ISBN 9783527692668. doi:[https://doi.org/10.1002/9783527692668 10.1002/9783527692668].
* (2004). "Stars as Thermonuclear Reactors: Their Fuels and Ashes".
* Wallerstein, G.. (1997). [https://www.astrosen.unam.mx/~richer/docencia/astrofisica1/wallersteinetal1997.pdf Synthesis of the Elements in Stars: Forty Years of Progress]. ''[[Reviews of Modern Physics]]''. 69 (4) 995–1084. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.69.995 10.1103/RevModPhys.69.995].
* Woosley, S. E.. (October–December 2002). [https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc624959/m2/1/high_res_d/115557.pdf The Evolution and Explosion of Massive Stars]. ''[[Reviews of Modern Physics]]''. 74 (4) 1015–1071. doi:[https://doi.org/10.1103/RevModPhys.74.1015 10.1103/RevModPhys.74.1015].

==বহিঃসংযোগ==
* [https://www.nobelprize.org/prizes/themes/how-the-sun-shines/ "How the Sun Shines"], [[জন এন. বাহকাল]] (নোবেল পুরস্কার সাইট, ৬ জানুয়ারি ২০২০ তারিখে সংগৃহীত)
* [https://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html Nucleosynthesis] [[NASA]]-এর কসমিকোপিয়াতে। [https://web.archive.org/web/19990129020628/https://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html আর্কাইভ] ১৯৯৯-০১-২৯ তারিখে।

[[Category:নিউক্লিওসিন্থেসিস]]
[[Category:পারমাণবিক পদার্থবিজ্ঞান]]
[[Category:নাক্ষত্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞান|নিউক্লিওসিন্থেসিস, নাক্ষত্রিক]]
[[Category:নাক্ষত্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞানের ধারণা]]
[[Category:জ্যোতির্বিজ্ঞানের ধারণা]]
[[Category:ফ্রেড হয়েল]]

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