आर प्रक्रिया: Difference between revisions

परमाणु खगोल भौतिकी में, तीव्र न्यूट्रॉन-अधिकृत  प्रक्रिया, जिसे '''<nowiki/>'आर' प्रक्रिया''' के रूप में भी जाना जाता है, [[परमाणु प्रतिक्रिया]] का  उपसमुच्चय  है, जो लगभग अर्द्ध [[परमाणु नाभिक]] भारी धातुओं एवं तत्वों के [[न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के लिए उत्तरदायी होता है। अन्य अर्द्ध  का उत्पादन [[पी-प्रक्रिया]] एवं  एस-प्रक्रिया द्वारा किया जाता है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन युक्त स्थिर समस्थानिकों को संश्लेषित करती है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के चार समस्थानिकों को संश्लेषित कर सकती है, एवं दो सबसे भारी समस्थानिक, जिन्हें केवल आर- नाभिक कहा जाता है, जो आर के माध्यम से बनाए जा सकते हैं। जिन्हे केवल 'आर'-प्रक्रिया  के लिए  {{nowrap|1=''A'' = 82}}  की चोटियां जन संख्या  {{nowrap|1=''A'' = 130}} (तत्व Te, एवं  Xe) एवं  {{nowrap|1=''A'' = 196}} (तत्व ओएस, आईआर, एवं  पीटी) के निकट होती हैं।  

आर-प्रक्रिया में भारी [[बीज नाभिक]] द्वारा तीव्रता से [[न्यूट्रॉन कैप्चर|न्यूट्रॉन अधिकृत]] के उत्तराधिकार की आवश्यकता होती है, जो सामान्यतः आयरन -56 पर केंद्रित बहुतायत शिखर में नाभिक से प्रारम्भ होता है। ⁵⁶FE अधिकृत  इस अर्थ में तीव्रता से होना चाहिए कि, नाभिक के निकट [[रेडियोधर्मी क्षय]] से निर्वाहित का समय (सामान्यतः  β⁻ क्षय) दूसरे [[न्यूट्रॉन]] के आने से सम्मुख प्रभुत्व करने के लिए नहीं होना चाहिए। यह अनुक्रम अर्घ्य दूरी के परमाणु बल द्वारा नियंत्रित न्यूट्रॉन को भौतिक रूप से बनाए रखने के लिए तीव्रता  से न्यूट्रॉन युक्त नाभिक ([[न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन]]) की स्थिरता की सीमा तक निरंतर रह सकता है। इसलिए आर-प्रक्रिया उन स्थानों पर होनी चाहिए जहां [[मुक्त न्यूट्रॉन]] का उच्च घनत्व उपस्थित होता है। प्रारंभिक अध्ययनों ने सिद्धांत दिया कि 10²⁴ मुक्त न्यूट्रॉन के लिए प्रति cm³ की आवश्यकता होगी, लगभग 1 GK के तापमान के लिए, प्रतीक्षा बिंदुओं को संगयुग्मित करने के लिए, जिस पर आर-प्रक्रिया नाभिकों के लिए बहुतायत चोटियों की द्रव्यमान संख्या के साथ एवं अधिक न्यूट्रॉन को अधिकृत  नहीं किया जा सकता है।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars">

}}</ref> यह प्रत्येक घन सेंटीमीटर में लगभग ग्राम मुक्त न्यूट्रॉन के समान होती है, आश्चर्यजनक संख्या जिसके लिए शीर्ष स्थानों की आवश्यकता होती है।{{efn|neutrons 1,674,927,471,000,000,000,000,000/cc vs 1 atom/cc [[Interstellar medium|interstellar space]]}} परंपरागत रूप से इसने [[सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के भाग के रूप में [[कोर-पतन सुपरनोवा]] के पुन: विस्तारित कोर से निकलने वाली सामग्री का विचार दिया।<ref name=Thielemann>

}}</ref> आर-प्रक्रिया तत्वों की खगोल भौतिकीय प्रचुरता के लिए इनमें से प्रत्येक स्रोत का सापेक्ष योगदान चल रहे शोध का विषय है।<ref name=Frebel>

|arxiv=1801.01190|bibcode=2018PhT....71a..30F}}</ref> न्यूट्रॉन अधिकृत  की  सीमित आर-प्रक्रिया जैसी श्रृंखला [[थर्मोन्यूक्लियर हथियार|थर्मोन्यूक्लियर उपकरण]] विस्फोटों में साधारण सीमा तक होती है। इससे परमाणु उपकरणों के पतन में तत्वों [[ आइंस्टिनियम ]] (तत्व 99) एवं [[ फेर्मियम ]] (तत्व 100) का शोध हुआ था।

आर-प्रक्रिया एस-प्रक्रिया के विपरीत है, भारी तत्वों के उत्पादन के लिए अन्य प्रमुख तंत्र, जो न्यूट्रॉन के मंद अधिकृत के माध्यम से न्यूक्लियोसिंथेसिस है। सामान्यतः, एस-प्रक्रिया में सम्मिलित  समस्थानिकों का अर्द्ध जीवन इतना लंबा होता है कि वे प्रयोगशाला प्रयोगों में स्वयं अध्ययन कर सकें, किन्तु  यह आर-प्रक्रिया में सम्मिलित समस्थानिकों के लिए विशिष्ट रूप से उचित नहीं होती है।<ref>{{cite journal|author=Cowan, John J.|author2=Thielemann, Friedrich-Karl Thielemann|title=सुपरनोवा में आर-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस|journal=Physics Today|volume=57|issue=10|year=2004|pages=47–54|doi=10.1063/1.1825268 |url=https://www.astro.umd.edu/~hamilton/ASTR630/handouts/R-Process.pdf}}</ref> एस-प्रक्रिया मुख्य रूप से साधारण सितारों के अंदर होती है, विशेष रूप से [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]], जहां न्यूट्रॉन प्रवाह पर्याप्त होता है, जिससे प्रत्येक 10-100 वर्षों में न्यूट्रॉन अधिकृत की पुनरावृत्ति होती है, आर-प्रक्रिया के लिए अधिक मंद होती है, जिसके लिए प्रति सेकंड 100 अधिकृत की आवश्यकता होती है। एस-प्रक्रिया द्वितीयक है, जिसका अर्थ है कि इसके लिए पूर्व में उपस्थित भारी समस्थानिकों की आवश्यकता होती है, क्योंकि मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ने के मंद अनुक्रम द्वारा बीज नाभिक को अन्य भारी नाभिक में परिवर्तित किया जाता है। आर-प्रक्रिया परिदृश्य अपने स्वयं के बीज नाभिक बनाते हैं, इसलिए वे बड़े सितारों में आगे बढ़ सकते हैं जिनमें भारी बीज नाभिक नहीं होते हैं। आर- एवं  एस-प्रक्रियाओं में लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की लगभग पूर्ण बहुतायत होती है। ऐतिहासिक प्रचारणा उनके समय के स्तर के लिए उपयुक्त भौतिक समुच्चय परिस्थिति की जानकारी ज्ञात करने के लिए होती है।

[[महा विस्फोट]] एवं सितारों में [[हीलियम]] के निर्माण में अग्रणी शोध के पश्चात, [[हाइड्रोजन]] एवं  हीलियम से पृथ्वी पर पाए जाने वाले भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी अज्ञात प्रक्रिया के अस्तित्व में होने का संदेह था। स्पष्टीकरण का प्रारंभिक प्रयास [[सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर]] एवं  लुई आर. हेनरिक ने किया, जिन्होंने माना कि तत्वों का उत्पादन 6 × 10⁹ के मध्य तापमान पर होता है। एवं  8×10⁹ [[केल्विन]] उनके सिद्धांत में [[क्लोरीन]] तत्वों का अभिकलन था। चूंकि गैर-नगण्य बहुतायत पर 40 परमाणु द्रव्यमान इकाई से भारी परमाणु भार के तत्वों के लिए कोई स्पष्टीकरण नहीं था।<ref name=Hoyle>

</ref> यह [[फ्रेड हॉयल]] द्वारा किए गए  अध्ययन का आधार बन गया, जिसने परिकल्पना की, कि तारों के मूल में स्थितियां घनी पैक मुक्त न्यूट्रॉन के तीव्रता से आधिपत्य के माध्यम से शेष तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को सक्षम करेंगी। चूंकि, सितारों में संतुलन के विषय में अनुत्तरित प्रश्न बने रहे जो बीटा-क्षय को संतुलित करने के लिए आवश्यक थे एवं  ऐसी स्थितियों में बनने वाले [[रासायनिक तत्वों की प्रचुरता]] के लिए स्थिर रूप से सम्मिलित थे।<ref name=Hoyle />

तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत  प्रदान करने वाली भौतिक उपसमुच्चय परिस्थिति की आवश्यकता होती है। जिसे लगभग निश्चित रूप से तत्व निर्माण में  भूमिका के लिए जाना जाता था। 1956 में [[हंस सूस]] एवं  [[हेरोल्ड उरे]] द्वारा भारी तत्वों के आइसोटोप की बहुतायत की सारणी में भी देखा गया था।<ref>{{cite journal |last1=Suess |first1=H. E. |last2=Urey |first2=H. C. |year=1956 |title=तत्वों की अधिकता|journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=28 |issue=1 |pages=53–74 |bibcode=1956RvMP...28...53S |doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref> उनकी बहुतायत सारणी ने सम्मोहन संख्या (भौतिकी) वाले प्राकृतिक समस्थानिकों की औसत बहुतायत से अधिक का वर्णन किया{{efn|[[Neutron number]] 50, 82 and 126}} न्यूट्रॉन के साथ-साथ बहुतायत में [[स्थिर नाभिक]] की तुलना में लगभग 10 amu हल्का होता है, जो कि प्रचुर मात्रा में थे, यह विचार प्रकट करते हैं, कि रेडियोधर्मी न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक में सम्मोहन न्यूट्रॉन संख्या होती है, किन्तु  लगभग 10 अर्घ्य  प्रोटॉन बनते हैं। इन अवलोकनों का यह भी अर्थ है कि तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत [[बीटा क्षय]] से हुआ, एवं  परिणामी बहुतायत चोटियों को सम्मोहन संख्याओं पर तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं के कारण हुआ।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>{{efn|1=Abundance peaks for the ''r''- and ''s''-processes are at ''A''&nbsp;= 80, 130, 196 and ''A''&nbsp;= 90, 138, 208, respectively.}} यह प्रक्रिया, न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिकों द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत को आर-प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है, जबकि एस-प्रक्रिया को इसकी विशिष्ट मंद न्यूट्रॉन अधिकृत के लिए नामित किया गया था। एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के मध्य अभूतपूर्व रूप से भारी समस्थानिकों को विभाजित करने वाली सारणी  1957 में B²FH पेपर में प्रकाशित हुई थी। B²FH समीक्षा पत्र,<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>  जिसने आर-प्रक्रिया को नाम दिया एवं  इसे निर्देशित करने वाले भौतिकी को रेखांकित किया।<ref>{{cite journal|doi=10.1063/PT.3.4134|title=तत्वों की उत्पत्ति|year=2019 |last1=Woosley |first1=Stan |author-link=Stanford E. Woosley |last2=Trimble |first2=Virginia |author-link2=Virginia Louise Trimble |last3=Thielemann |first3=Friedrich-Karl |journal=Physics Today |volume=72 |issue=2 |pages=36–37 |s2cid=186549912 }}</ref> एलेस्टेयर जी. डब्ल्यू. कैमरून ने भी उसी वर्ष आर-प्रक्रिया के विषय में अल्प अध्ययन प्रकाशित किया।<ref>

}}</ref> B²FH द्वारा वर्णित स्थिर आर-प्रक्रिया पेपर को प्रथम बार फिलिप ए. सीगर, विलियम ए. फाउलर एवं  डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा [[कैलटेक]] ने समय निर्भर गणना में प्रदर्शित किया गया था।<ref name=Seeger>

}}</ref> जिन्होंने पाया कि कोई एकल अस्थायी स्नैपशॉट सौर आर-प्रक्रिया प्रचुरता से परस्पर होता है, किन्तु जब अधिरोपित किया गया, तो आर-प्रक्रिया बहुतायत वितरण का  सफल लक्षण वर्णन प्राप्त किया। अर्घ्य  समय के वितरण परमाणु भार  पर बहुतायत  {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल देते हैं, जबकि लंबे समय के वितरण ने परमाणु भार से अधिक {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल दिया।<ref>See {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}. Figure 16 shows the short-flux calculation and its comparison with natural ''r''-process abundances whereas Figure 18 shows the calculated abundances for long neutron fluxes.</ref> आर-प्रक्रिया के पश्चात की प्रक्रियाओं ने उन लौकिक विशेषताओं को सुदृढ़ किया। सीगर एट अल भारी समस्थानिकों की बहुतायत सारणी की एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया के मध्य अधिक मात्रात्मक विभाजन का निर्माण करने में भी सक्षम थे, जिससे B²FH की तुलना में आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के लिए अधिक विश्वसनीय बहुतायत वक्र की स्थापना हुई। वर्तमान में, आर-प्रक्रिया बहुतायत कुल समस्थानिक से अधिक विश्वसनीय एस-प्रक्रिया समस्थानिक को घटाने एवं शेष को आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी प्रविधि का उपयोग करके निर्धारित की जाती है।<ref>See Table 4 in {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}.</ref> वह आर-प्रक्रिया बहुतायत वक्र ( परमाणु भार) ने कई दशकों तक भौतिक द्वारा संश्लेषित सैद्धांतिक संगणनाओं के लिए लक्ष्य प्रदान किया है।

कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों की त्वरित जनसमूह के साथ सुपरनोवा कोर के उच्च घनत्व के तीव्रता से पतन के समय इलेक्ट्रॉन अधिकृत द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रिया बनाता है, जिसका अर्थ है कि प्रक्रिया जो तारे में भी हो सकती है। प्रारम्भ में शुद्ध H एवं  He, B² के विपरीत पूर्व में उपस्थित लोहे पर द्वितीयक प्रक्रिया निर्माण के रूप में FH पदनाम माध्यमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में प्राथमिक तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस आकाशगंगा में प्रारम्भ होता है। वैकल्पिक रूप से न्यूट्रॉन सितारों के अंदर का उच्च घनत्व आर-प्रक्रिया नाभिक में तीव्रता  से सभा के लिए उपलब्ध होगा, यदि न्यूट्रॉन तारे के भाग को बाहर निकालने के लिए होती है, जो तीव्रता से बंधन से मुक्त हो जाती है। एस-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में यह क्रम गैलेक्टिक समय से पूर्व भी प्रारम्भ हो सकता है। इसलिए प्रत्येक परिदृश्य आकाशगंगा में आर-प्रक्रिया प्रचुरता के पूर्व के विकास में योग्य होता है। इनमें से प्रत्येक परिदृश्य सक्रिय सैद्धांतिक शोध का विषय है। सितारों की आकाशगंगा के बहुतायत विकास के लिए प्रारम्भ के रूप में तारों के मध्‍य गैस एवं पश्चात के नवगठित सितारों की प्रारंभिक आर-प्रक्रिया संवर्धन के अवलोकन संबंधी प्रमाण, प्रथम बार 1981 में जेम्स डब्ल्यू ट्रूरन द्वारा निर्धारित किए गए थे।<ref>

}}</ref> खगोल वैज्ञानिक ने दिखाया कि प्रारंभिक धातु-निकृष्ट सितारों में भारी-तत्व बहुतायत का सारणी सौर आर-प्रक्रिया वक्र के आकार से प्रवाहित होता था, जैसे कि एस-प्रक्रिया घटक विलुप्त थे। यह परिकल्पना के अनुरूप था, कि एस-प्रक्रिया अभी तक तारों के मध्‍य गैस को समृद्ध करने के लिए प्रारम्भ नहीं हुई थी, जब एस-प्रक्रिया इन युवा सितारों की उत्पत्ति उस गैस से हुई थी, इसके लिए एस-प्रक्रिया के लिए लगभग 100 मिलियन वर्षों के गांगेय इतिहास की आवश्यकता होती है।  जबकि आर-प्रक्रिया दो मिलियन वर्षों के पश्चात प्रारम्भ हो सकती है। ये एस-प्रक्रिया-निकृष्ट, आर-प्रक्रिया-समृद्ध तारकीय रचनाएं किसी भी एस-प्रक्रिया से पूर्व उत्पन्न हुई होंगी, यह दर्शाती है कि आर-प्रक्रिया तीव्रता से विकसित होने वाले बड़े सितारों से उभरती है, जो सुपरनोवा बन जाते हैं एवं न्यूट्रॉन-तारे अवशेष त्याग देते हैं जो विलय कर सकते हैं। प्रारंभिक आर-प्रक्रिया की प्राथमिक प्रकृति पूर्वकालीन सितारों में देखे गए बहुतायत विस्तार से प्राप्त होती है,<ref name=Frebel/>जो शीघ्र उत्पन्न हुआ था। जब गांगेय धातु अभी भी अल्प था, किन्तु  आर-प्रक्रिया नाभिक के उनके पूरक होते हैं।

[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|500px|[[आवर्त सारणी]] प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति को दर्शाती है। सुपरनोवा में उत्पत्ति वाले लोहे से भारी तत्व सामान्यतः आर-प्रक्रिया द्वारा उत्पादित होते हैं, जो सुपरनोवा न्यूट्रॉन फटने से संचालित होता है। ]]चूंकि सामान्यतः सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की पूर्ण रूप से संतोषजनक गणना प्राप्त नहीं हुई है, क्योंकि समग्र समस्या संख्यात्मक रूप से दुर्जेय है, किन्तु  उपस्थित परिणाम सहायक हैं। 2017 में, आर-प्रक्रिया के विषय में नए डेटा का शोध किया गया। जब एलआईजीओ एवं  [[कन्या इंटरफेरोमीटर|वर्गो गुरुत्वाकर्षण]] -तरंग वेधशालाओं ने आर-प्रक्रिया पदार्थ को बाहर निकालने वाले दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय का शोध किया गया था।<ref name=Abbott>

}}</ref> उल्लेखनीय है, कि आर-प्रक्रिया हमारे रेडियोधर्मी तत्वों, जैसे यूरेनियम एवं थोरियम, के साथ-साथ प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन-समृद्ध समस्थानिकों के लिए उत्तरदायी होते है।

आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तीन प्रत्याशी स्थल हैं जहां आवश्यक परिस्थितियों का अस्तित्व माना जाता है। अर्घ्य -द्रव्यमान [[सुपरनोवा]], [[टाइप II सुपरनोवा|प्रकार II सुपरनोवा]], एवं  [[न्यूट्रॉन स्टार विलय]]<ref name=Bartlett>{{cite journal|last1=Bartlett|first1=A.|last2=Görres| first2=J.|last3=Mathews|first3=G.J.|last4=Otsuki| first4=K.|last5=Wiescher|first5=W.|date=2006| title=दो-न्यूट्रॉन अभिग्रहण अभिक्रियाएँ और ''आर'' प्रक्रिया| url=https://core.ac.uk/download/pdf/101046.pdf|journal=[[Physical Review C]]|volume=74|issue=1|pages=015082|doi=10.1103/PhysRevC.74.015802|bibcode=2006PhRvC..74a5802B}}</ref> प्रकार II सुपरनोवा में इलेक्ट्रॉनों के प्रतिभाशाली संपीड़न के पश्चात, बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय अवरुद्ध हो जाता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि उच्च इलेक्ट्रॉन घनत्व सभी उपलब्ध मुक्त अवस्थाओं को [[फर्मी ऊर्जा]] तक भर देता है जो परमाणु बीटा क्षय की ऊर्जा से अधिक है। चूंकि, परमाणु [[ इलेक्ट्रॉन ग्रहण ]]अभी भी होता है, एवं विक्षनरी बढ़ने का कारण बनता है। पदार्थ का न्यूट्रॉनाइजेशन इसका परिणाम मुक्त न्यूट्रॉन के अत्यधिक उच्च घनत्व में होता है जो 10²⁴ के क्रम में क्षय नहीं कर सकता न्यूट्रॉन प्रति cm<sup>3<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/> एवं उच्च तापमान जैसा कि यह तत्पश्चात फैलता है एवं ठंडा होता है, अभी भी उपस्थित भारी नाभिक द्वारा न्यूट्रॉन अधिकृत बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय की तुलना में बहुत तीव्रता से होता है। परिणामस्वरूप, आर-प्रक्रिया न्यूट्रॉन टपकाने वाली तार के साथ चलती है एवं अत्यधिक-अस्थिर न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक बनते हैं।      

न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन को प्रभावित करने वाली तीन प्रक्रियाएं बंद परमाणु शेल प्रतिरूप के साथ नाभिक में न्यूट्रॉन-अधिकृत [[ परमाणु क्रॉस सेक्शन |परमाणु विरोध अनुभाग]] में उल्लेखनीय अर्घ्य, [[ photodisintegration | चित्र विघटन]] की अवरोधक प्रक्रिया एवं भारी-आइसोटोप क्षेत्र में परमाणु स्थिरता की उपाधि हैं। आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस में न्यूट्रॉन अधिकृत करने से न्यूट्रॉन से भरपूर, [[ परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा |परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा]] न्यूक्लियर का निर्माण होता है, जिसकी पृथक्करण ऊर्जा 2 MeV जितनी अर्घ्य होती है।<ref name=thoennes>{{cite journal|last=Thoennessen|first=M.|date=2004|title=परमाणु स्थिरता की सीमा तक पहुँचना|url=https://people.nscl.msu.edu/~thoennes/personal/papers/rpp67_1187.pdf|journal=Reports on Progress in Physics|volume=67|issue=7|pages=1187–1232|doi=10.1088/0034-4885/67/7/R04|bibcode=2004RPPh...67.1187T|s2cid=250790169 }}</ref><ref name=