आर प्रक्रिया

परमाणु खगोल भौतिकी में, तीव्र न्यूट्रॉन-अधिकृत प्रक्रिया, जिसे 'आर'-प्रक्रिया के रूप में भी जाना जाता है, परमाणु प्रतिक्रिया का उपसमुच्चय है, जो लगभग अर्द्ध परमाणु नाभिक भारी धातुओं, भारी तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी है। अन्य अर्द्ध का उत्पादन पी-प्रक्रिया एवं एस-प्रोसेस 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 सबसे भारी चार समस्थानिकों को संश्लेषित कर सकती है, एवं दो सबसे भारी समस्थानिक, जिन्हें आर-केवल नाभिक कहा जाता है, आर के माध्यम से बनाए जा सकते हैं। केवल प्रक्रिया 'आर'-प्रक्रिया के लिए A = 82 की चोटियां जन संख्या A = 130 (तत्व Te, एवं Xe) एवं A = 196 (तत्व ओएस, आईआर, एवं पीटी) के पास होती हैं। ।

आर-प्रक्रिया में भारी बीज नाभिक द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत (इसलिए नाम) 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 है। प्रारंभिक अध्ययनों ने सिद्धांत दिया कि 10²⁴ मुक्त न्यूट्रॉन प्रति cm³ की आवश्यकता होगी, लगभग 1 GK के तापमान के लिए, प्रतीक्षा बिंदुओं का मिलान करने के लिए, जिस पर आर-प्रोसेस नाभिकों के लिए बहुतायत चोटियों की द्रव्यमान संख्या के साथ एवं अधिक न्यूट्रॉन को अधिकृत नहीं किया जा सकता है। यह प्रत्येक घन सेंटीमीटर में लगभग ग्राम मुक्त न्यूट्रॉन के समान है, आश्चर्यजनक संख्या जिसके लिए चरम स्थानों की आवश्यकता होती है। 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। किलोनोवा में बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार विलय द्वारा फेंके गए न्यूट्रॉन-स्टार पदार्थ का अपघटन आर-प्रक्रिया तत्वों की खगोलभौतिकीय प्रचुरता के लिए इनमें से प्रत्येक स्रोत का सापेक्ष योगदान चल रहे शोध का विषय है। न्यूट्रॉन अधिकृत की सीमित आर-प्रक्रिया जैसी श्रृंखला थर्मोन्यूक्लियर हथियार विस्फोटों में साधारण सीमा तक होती है। इससे परमाणु हथियारों 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 है। 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 से 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। साथ लिया गया, 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 पतिस्थिति की जानकारी ज्ञात करने के लिए हो रही है।

इतिहास

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 के तापमान पर होता है। एवं 8×10⁹ केल्विन उनके सिद्धांत में क्लोरीन तक के 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। यह फ्रेड हॉयल द्वारा किए गए अध्ययन की नींव बन गया, जिसने परिकल्पना की, कि ढहते 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 खाते थे।

तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत प्रदान करने वाली भौतिक उपसमुच्चय पतिस्थिति की आवश्यकता, 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। उनकी बहुतायत सारणी ने सम्मोहन संख्या (भौतिकी) वाले प्राकृतिक समस्थानिकों की औसत बहुतायत से अधिक का वर्णन किया न्यूट्रॉन के साथ-साथ बहुतायत में न्यूट्रॉन की सम्मोहन संख्या वाले 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 तीव्र गति से हुआ, एवं परिणामी बहुतायत चोटियों को सम्मोहन संख्याओं पर तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं के कारण हुआ। यह प्रक्रिया, न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिकों द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत, आर-प्रोसेस के रूप में जाना जाता है, जबकि एस-प्रोसेस 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,  जिसने आर-प्रक्रिया को नाम दिया एवं इसे निर्देशित करने वाले भौतिकी को रेखांकित किया। एलेस्टेयर जी. डब्ल्यू. कैमरून ने भी उसी वर्ष आर-प्रक्रिया के विषय में अल्प अध्ययन प्रकाशित किया। B²FH द्वारा वर्णित स्थिर आर-प्रक्रिया पेपर को प्रथम बार फिलिप ए. सीगर, विलियम ए. फाउलर एवं डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा कैलटेक में समय निर्भर गणना में प्रदर्शित किया गया था। 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 से अर्घ्य पर बहुतायत A = 140 पर बल देते हैं, जबकि लंबे समय के वितरण ने परमाणु भार से अधिक A = 140 पर बल दिया। आर-प्रक्रिया के पश्चात के उपचारों 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 बहुतायत से अधिक विश्वसनीय एस-प्रक्रिया समस्थानिक बहुतायत को घटाने एवं शेष को आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी कहने की उनकी प्रविधि का उपयोग करके निर्धारित की जाती है। वह आर-प्रक्रिया बहुतायत वक्र ( परमाणु भार) ने कई दशकों तक भौतिक आर-प्रक्रिया द्वारा संश्लेषित बहुतायत की सैद्धांतिक संगणनाओं के लिए लक्ष्य प्रदान किया है।

कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों की त्वरित असेंबली के साथ सुपरनोवा कोर के उच्च घनत्व के तीव्रता से पतन के दौरान इलेक्ट्रॉन अधिकृत द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को एक प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रिया बनाता है, जिसका अर्थ है कि एक प्रक्रिया जो एक तारे में भी हो सकती है। शुरुआत में शुद्ध H एवं He, B के विपरीत²पहले से उपस्थित लोहे पर द्वितीयक प्रक्रिया निर्माण के रूप में FH पदनाम। माध्यमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में प्राथमिक तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस पहले आकाशगंगा में शुरू होता है। वैकल्पिक रूप से न्यूट्रॉन सितारों के अंदर न्यूट्रॉन का उच्च घनत्व आर-प्रोसेस नाभिक में तीव्रता से असेंबली के लिए उपलब्ध होगा यदि एक टक्कर न्यूट्रॉन स्टार के हिस्से को बाहर निकालने के लिए होती है, जो तीव्रता से बंधन से मुक्त हो जाती है। एस-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में यह क्रम गैलेक्टिक समय में पहले भी शुरू हो सकता है; इसलिए प्रत्येक परिदृश्य आकाशगंगा में आर-प्रक्रिया प्रचुरता के पहले के विकास में फिट बैठता है। इनमें से प्रत्येक परिदृश्य सक्रिय सैद्धांतिक शोध का विषय है। सितारों की आकाशगंगा के बहुतायत विकास के लिए लागू के रूप में इंटरस्टेलर गैस एवं पश्चात के नवगठित सितारों की प्रारंभिक आर-प्रक्रिया संवर्धन के अवलोकन संबंधी सबूत, पहली बार 1981 में जेम्स डब्ल्यू ट्रूरन द्वारा निर्धारित किए गए थे। उन्होंने एवं पश्चात के खगोलविदों ने दिखाया कि शुरुआती धातु-खराब सितारों में भारी-तत्व बहुतायत का पैटर्न सौर आर-प्रोसेस वक्र के आकार से मेल खाता था, जैसे कि एस-प्रोसेस घटक गायब थे। यह परिकल्पना के अनुरूप था कि एस-प्रक्रिया अभी तक इंटरस्टेलर गैस को समृद्ध करने के लिए शुरू नहीं हुई थी, जब एस-प्रक्रिया बहुतायत से लापता इन युवा सितारों का जन्म उस गैस से हुआ था, इसके लिए एस-प्रक्रिया के लिए लगभग 100 मिलियन वर्षों के गांगेय इतिहास की आवश्यकता होती है। आरंभ करने के लिए जबकि आर-प्रक्रिया दो मिलियन वर्षों के पश्चात शुरू हो सकती है। ये एस-प्रोसेस-खराब, आर-प्रोसेस-समृद्ध तारकीय रचनाएं किसी भी एस-प्रोसेस से पहले पैदा हुई होंगी, यह दर्शाती है कि आर-प्रोसेस तीव्रता से विकसित होने वाले बड़े सितारों से उभरती है जो सुपरनोवा बन जाते हैं एवं न्यूट्रॉन-स्टार अवशेष छोड़ देते हैं जो विलय कर सकते हैं एक एवं न्यूट्रॉन तारा। प्रारंभिक आर-प्रक्रिया की प्राथमिक प्रकृति पुराने सितारों में देखे गए बहुतायत स्पेक्ट्रा से प्राप्त होती हैजो जल्दी पैदा हुआ था, जब गांगेय धातु अभी भी छोटा था, किन्तु फिर भी आर-प्रोसेस नाभिक के उनके पूरक होते हैं।

File:Nucleosynthesis periodic table.svg

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

या तो व्याख्या, चूंकि आम तौर पर सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की पूरी तरह 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 बारे में नए डेटा की खोज की गई जब एलआईजीओ एवं कन्या इंटरफेरोमीटर गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशालाओं ने आर-प्रोसेस पदार्थ को बाहर निकालने वाले दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय की खोज की। नीचे #एस्ट्रोफिजिकल साइट देखें।

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 है।

परमाणु भौतिकी

आर-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तीन उम्मीदवार साइट हैं जहां आवश्यक परिस्थितियों का अस्तित्व माना जाता है: अर्घ्य -द्रव्यमान सुपरनोवा, टाइप II सुपरनोवा, एवं न्यूट्रॉन स्टार विलय। टाइप II सुपरनोवा में इलेक्ट्रॉनों के गंभीर संपीड़न के तुरंत पश्चात, बीटा क्षय | बीटा-माइनस क्षय अवरुद्ध हो जाता है। ऐसा इसलिए है क्योंकि उच्च इलेक्ट्रॉन घनत्व सभी उपलब्ध मुक्त इलेक्ट्रॉन 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 10 के क्रम में क्षय नहीं कर सकता²⁴ न्यूट्रॉन प्रति सेमी^{3</सुप>,एवं उच्च तापमान। जैसा कि यह फिर से 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। नतीजतन, आर-प्रक्रिया न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन के साथ चलती है एवं अत्यधिक-अस्थिर न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक बनते हैं।}

न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन की चढ़ाई को प्रभावित करने वाली तीन प्रक्रियाएं बंद परमाणु शेल मॉडल के साथ नाभिक में न्यूट्रॉन-अधिकृत परमाणु क्रॉस सेक्शन में उल्लेखनीय अर्घ्य ी, photodisintegration की अवरोधक प्रक्रिया एवं भारी-आइसोटोप क्षेत्र में परमाणु स्थिरता की डिग्री हैं। आर-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस में न्यूट्रॉन अधिकृत करने से न्यूट्रॉन से भरपूर, परमाणु बाध्यका�