ডিউটেরিয়াম ফিউশন

From LTRC
Revision as of 23:43, 19 October 2026 by Sourav001 (talk | contribs) (ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Deuterium fusion” নিবন্ধের বাংলা অনুবাদ)
(diff) ← Older revision | Latest revision (diff) | Newer revision → (diff)

ডিউটেরিয়াম ফিউশন, যা ডিউটেরিয়াম বার্নিং নামেও পরিচিত, হলো একটি নিউক্লীয় সংযোজন বিক্রিয়া যা নক্ষত্র এবং কিছু সাবস্টেলার অবজেক্ট-এ ঘটে, যেখানে একটি ডিউটেরিয়াম নিউক্লিয়াস (ডিউটেরন) এবং একটি প্রোটন একত্রিত হয়ে একটি হিলিয়াম-৩ নিউক্লিয়াস গঠন করে। এটি প্রোটন-প্রোটন চেইন বিক্রিয়া-র দ্বিতীয় ধাপ হিসেবে ঘটে, যেখানে দুটি প্রোটন থেকে গঠিত একটি ডিউটেরন অন্য একটি প্রোটনের সাথে সংযোজিত হয়, তবে এটি আদি ডিউটেরিয়াম থেকেও শুরু হতে পারে।

প্রোটোস্টারে

ডিউটেরিয়াম (2H) হলো অ্যাক্রিশন বা ভর আহরণকারী প্রোটোস্টার-এর জন্য সবচেয়ে সহজে সংযোজনযোগ্য নিউক্লিয়াস,[1] এবং প্রোটোস্টারের কেন্দ্রে তাপমাত্রা ১০6 K অতিক্রম করলে এই ধরনের সংযোজন ঘটতে পারে।[2] বিক্রিয়ার হার তাপমাত্রার প্রতি এতটাই সংবেদনশীল যে তাপমাত্রা এর চেয়ে খুব বেশি বৃদ্ধি পায় না।[2] ফিউশন দ্বারা উৎপন্ন শক্তি পরিচলন (convection) প্রক্রিয়াকে চালিত করে, যা উৎপন্ন তাপকে পৃষ্ঠতলে বহন করে নিয়ে যায়।[1]

যদি সংযোজনের জন্য কোনো 2H উপলব্ধ না থাকত, তবে নক্ষত্রগুলো প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায়ে উল্লেখযোগ্যভাবে কম ভর অর্জন করত, কারণ বস্তুটি দ্রুত সংকুচিত হতো এবং আরও তীব্র হাইড্রোজেন ফিউশন ঘটত, যা বস্তুটিকে পদার্থ আহরণ করতে বাধা দিত।[2] 2H ফিউশন একটি থার্মোস্ট্যাট হিসেবে কাজ করে আরও ভর আহরণের সুযোগ করে দেয়, যা সাময়িকভাবে কেন্দ্রীয় তাপমাত্রাকে প্রায় দশ লক্ষ ডিগ্রির উপরে উঠতে বাধা দেয়—যে তাপমাত্রা হাইড্রোজেন ফিউশনের জন্য যথেষ্ট নয়, কিন্তু আরও ভর জমা হওয়ার জন্য সময় দেয়।[3] যখন শক্তি পরিবহনের প্রক্রিয়া পরিচলন থেকে বিকিরণমূলক (radiative) অবস্থায় পরিবর্তিত হয়, তখন শক্তি পরিবহন ধীর হয়ে যায়, ফলে তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায় এবং হাইড্রোজেন ফিউশন একটি স্থিতিশীল ও টেকসই উপায়ে শুরু হয়। হাইড্রোজেন ফিউশন ×10^7 K তাপমাত্রায় শুরু হবে।

শক্তি উৎপাদনের হার ডিউটেরিয়ামের ঘনত্ব, পদার্থের ঘনত্ব এবং তাপমাত্রার গুণফলের সমানুপাতিক। যদি কেন্দ্রটি একটি স্থিতিশীল অবস্থায় থাকে, তবে শক্তি উৎপাদন ধ্রুবক থাকবে। সমীকরণের একটি চলক বৃদ্ধি পেলে, শক্তি উৎপাদন ধ্রুবক রাখতে অন্য দুটিকে অবশ্যই হ্রাস পেতে হবে। যেহেতু তাপমাত্রা ১১.৮ ঘাতের সমানুপাতিক, তাই তাপমাত্রায় সামান্য পরিবর্তনের জন্যও ডিউটেরিয়ামের ঘনত্ব বা এর ঘনত্বের খুব বড় পরিবর্তনের প্রয়োজন হবে।[2][3] ডিউটেরিয়ামের ঘনত্ব এই সত্যটিকে প্রতিফলিত করে যে গ্যাসগুলো সাধারণ হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং ডিউটেরিয়ামের মিশ্রণ।

বিকিরণমূলক অঞ্চলের চারপাশের ভর এখনও ডিউটেরিয়াম সমৃদ্ধ এবং নক্ষত্রের বিকিরণমূলক কেন্দ্র বৃদ্ধির সাথে সাথে ডিউটেরিয়াম ফিউশন ক্রমশ পাতলা হতে থাকা একটি আবরণে ঘটতে থাকে যা ধীরে ধীরে বাইরের দিকে সরে যায়। এই নিম্ন-ঘনত্ব বিশিষ্ট বাইরের অঞ্চলে নিউক্লীয় শক্তি উৎপাদন প্রোটোস্টারকে স্ফীত করে তোলে, যা বস্তুটির মহাকর্ষীয় সংকোচনকে বিলম্বিত করে এবং মেইন-সিকোয়েন্সে এর আগমনকে পিছিয়ে দেয়।[2] 2H ফিউশন দ্বারা প্রাপ্ত মোট শক্তি মহাকর্ষীয় সংকোচনের ফলে নির্গত শক্তির সাথে তুলনীয়।[3]

মহাবিশ্বে ডিউটেরিয়ামের দুষ্প্রাপ্যতার কারণে, একটি প্রোটোস্টারের এর সরবরাহ সীমিত। কয়েক মিলিয়ন বছর পর, এটি কার্যত সম্পূর্ণভাবে নিঃশেষ হয়ে যাবে।[4]

সাবস্টেলার অবজেক্টে

হাইড্রোজেন ফিউশন-এর জন্য ডিউটেরিয়াম ফিউশনের চেয়ে অনেক বেশি তাপমাত্রা এবং চাপের প্রয়োজন হয়, তাই এমন কিছু বস্তু আছে যা 2H পোড়ানোর জন্য যথেষ্ট ভরসম্পন্ন কিন্তু সাধারণ হাইড্রোজেন পোড়ানোর জন্য যথেষ্ট নয়। এই বস্তুগুলোকে ব্রাউন ডোয়ার্ফ বলা হয় এবং এদের ভর বৃহস্পতি-র ভরের প্রায় ১৩ থেকে ৮০ গুণ।[5] ব্রাউন ডোয়ার্ফগুলো তাদের ডিউটেরিয়াম সরবরাহ শেষ হওয়ার আগে পর্যন্ত দশ কোটি বছর ধরে জ্বলতে পারে।[6]

ডিউটেরিয়াম-ফিউশন ন্যূনতম ভরের (ডিউটেরিয়াম বার্নিং মিনিমাম মাস, DBMM) উপরের বস্তুগুলো খুব অল্প সময়ের মধ্যে (~৪–৫০ মিলিয়ন বছর) তাদের সমস্ত ডিউটেরিয়াম ফিউজ করে ফেলবে, যেখানে এর নিচের বস্তুগুলো খুব সামান্যই পোড়াবে এবং তাই তাদের মূল 2H প্রাচুর্য বজায় রাখবে। "DBMM-এর নিচে মুক্তভাবে ভাসমান বস্তু বা রোগ প্ল্যানেট-এর আপাত শনাক্তকরণ ইঙ্গিত দেয় যে নক্ষত্র সদৃশ বস্তুর গঠন DBMM-এর নিচেও বিস্তৃত।"[7]

ডিউটেরিয়াম বার্নিং শুরু হওয়াকে ডিউটেরিয়াম ফ্ল্যাশ বলা হয়।[8] ১৯৬৪ সালে এম. গ্যাব্রিয়েল খুব কম ভরের নক্ষত্রের জন্য এই প্রাথমিক ডিউটেরিয়াম ফ্ল্যাশের পরে ডিউটেরিয়াম বার্নিং প্ররোচিত অস্থিরতার প্রস্তাব করেছিলেন।[9][10] এই পরিস্থিতিতে একটি কম ভরের নক্ষত্র বা ব্রাউন ডোয়ার্ফ যা সম্পূর্ণ পরিচলনশীল, তা তাপমাত্রার প্রতি সংবেদনশীল নিউক্লীয় বিক্রিয়ার কারণে স্পন্দনগতভাবে অস্থির হয়ে উঠবে।[10] এই স্পন্দন পর্যবেক্ষণ করা কঠিন কারণ > ০.১ true নক্ষত্রের জন্য ডিউটেরিয়াম বার্নিং < ০.৫ মিলিয়ন বছরে শুরু হয় বলে মনে করা হয়। এই সময়ে প্রোটোস্টারগুলো তাদের সারকামস্টেলার এনভেলপ-এর মধ্যে গভীরভাবে নিমজ্জিত থাকে। ২০ থেকে ৮০ true ভরের ব্রাউন ডোয়ার্ফগুলো সহজ লক্ষ্য হওয়া উচিত কারণ ডিউটেরিয়াম বার্নিং ১ থেকে ১০ মিলিয়ন বছরের পুরনো বয়সে ঘটে।[10][11] খুব কম ভরের নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণগুলো এই ভবিষ্যদ্বাণী সত্ত্বেও ডিউটেরিয়াম-বার্নিং অস্থিরতার সাথে সম্পর্কিত কোনো পরিবর্তনশীলতা শনাক্ত করতে ব্যর্থ হয়েছে।[12] রুইজ-রদ্রিগেজ এবং তার দল প্রস্তাব করেছেন যে তরুণ ব্রাউন ডোয়ার্ফ SSTc2d J163134.1-24006-এর চারপাশের উপবৃত্তাকার কার্বন মনোক্সাইড শেলটি একটি প্রচণ্ড ডিউটেরিয়াম ফ্ল্যাশের কারণে হয়েছে, যা পুরনো নক্ষত্রের হিলিয়াম শেল ফ্ল্যাশ-এর কথা মনে করিয়ে দেয়।[11]

গ্রহে

এটি দেখানো হয়েছে যে গ্রহেও ডিউটেরিয়াম ফিউশন সম্ভব। কঠিন কোরের উপরে ডিউটেরিয়াম ফিউশন শুরুর জন্য ভরের সীমাও প্রায় ১৩ বৃহস্পতি ভরের সমান (১ = 1.889×10^27 kg)।[13][14]

অন্যান্য বিক্রিয়া

যদিও প্রোটনের সাথে ফিউশন ডিউটেরিয়াম খরচের প্রধান উপায়, তবে অন্যান্য বিক্রিয়াও সম্ভব। এর মধ্যে রয়েছে অন্য একটি ডিউটেরনের সাথে ফিউশন হয়ে হিলিয়াম-৩, ট্রিটিয়াম, বা খুব কম ক্ষেত্রে হিলিয়াম-৪ গঠন, অথবা হিলিয়ামের সাথে ফিউশন হয়ে লিথিয়াম-এর বিভিন্ন আইসোটোপ গঠন।[15] অন্যান্য পথগুলো হলো:

2H  +  2H  →  3H  (1.01 MeV)  +  p+  (3.02 MeV)
      →  3He  (0.82 MeV)  +  n  (2.45 MeV)
2H  +  3H  →  4He  (3.52 MeV)  +  n  (14.06 MeV)
2H  +  3He  →  4He  (3.6 MeV)  +  p+  (14.7 MeV)

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 Adams, Fred C.. (1996). The Origin and Evolution of the Universe. 47. Jones & Bartlett. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Palla, Francesco. (2002). Physics of Star Formation in Galaxies. 21–22, 24–25. Springer-Verlag. ISBN 978-3-540-43102-2.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 Bally, John. (2006). The birth of stars and planets. 61. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80105-8.
  4. ↑ Adams, Fred. (2002). Origins of existence: how life emerged in the universe. 102. The Free Press. ISBN 978-0-7432-1262-5.
  5. ↑ LeBlanc, Francis. (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. 218. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-69956-0.
  6. ↑ Lewis, John S.. (2004). Physics and chemistry of the solar system. 600. Elsevier Academic Press. ISBN 978-0-12-446744-6.
  7. ↑ (2000). "Deuterium Burning in Substellar Objects". The Astrophysical Journal. 542 (2) L119. doi:10.1086/312941.
  8. ↑ Salpeter, E. E.. (1992-07-01). "Minimum Mass for D and H Burning during Slow Accretion". The Astrophysical Journal. 393 258. doi:10.1086/171502.
  9. ↑ Gabriel, M.. (1964-02-01). La stabilité vibrationnelle de kruger 60 A et des naines rouges. Annales d'Astrophysique. 27 141.
  10. ↑ 10.0 10.1 10.2 (2005-03-01). Pulsating young brown dwarfs. Astronomy and Astrophysics. 432 (2) L57–L60. doi:10.1051/0004-6361:200500020.
  11. ↑ 11.0 11.1 (2022-09-01). "Discovery of a Brown Dwarf with Quasi-spherical Mass Loss". The Astrophysical Journal. 938 (1) 54. doi:10.3847/1538-4357/ac8ff5.
  12. ↑ (2014-12-01). A Pulsation Search among Young Brown Dwarfs and Very-low-mass Stars. The Astrophysical Journal. 796 (2) 129. doi:10.1088/0004-637X/796/2/129.
  13. ↑ (7 November 2012). "Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario". Astronomy & Astrophysics. 547 A105. doi:10.1051/0004-6361/201219844.
  14. ↑ (20 June 2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2) 120. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120.
  15. ↑ Rolfs, Claus E.. (1988). Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. 338. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72456-0.

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ডিউটেরিয়াম_ফিউশন&oldid=7849"