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सूर्य में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं

(Ter.Ink। N03-02, 18/01/2002) वादिम प्रिबिटकोव, सैद्धांतिक भौतिक विज्ञानी, टेरा इनकॉग्निटा के स्थायी संवाददाता। वैज्ञानिक अच्छी तरह से जानते हैं कि सूर्य में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं, सामान्य रूप से हाइड्रोजन को हीलियम और भारी तत्वों में परिवर्तित करती हैं। लेकिन यहां बताया गया है कि इन परिवर्तनों को कैसे पूरा किया जाता है, कोई पूर्ण स्पष्टता नहीं है, अधिक सटीक रूप से, पूर्ण अस्पष्टता बनी रहती है: सबसे महत्वपूर्ण प्रारंभिक लिंक गायब है। इसलिए, एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो की रिहाई के साथ दो प्रोटॉन को ड्यूटेरियम में संयोजित करने के लिए एक शानदार प्रतिक्रिया का आविष्कार किया गया था। हालांकि, ऐसी प्रतिक्रिया वास्तव में असंभव है क्योंकि शक्तिशाली प्रतिकारक बल प्रोटॉन के बीच कार्य करते हैं। ---- सूर्य पर वास्तव में क्या होता है ? पहली प्रतिक्रिया ड्यूटेरियम का जन्म है, जिसका गठन दो हाइड्रोजन परमाणुओं के घनिष्ठ संबंध के साथ कम तापमान वाले प्लाज्मा में उच्च दबाव पर होता है। इस मामले में, थोड़े समय के लिए दो हाइड्रोजन नाभिक लगभग पास होते हैं, जबकि वे इनमें से एक को पकड़ने में सक्षम होते हैं ...

(टेर। इंक। N03-02, 01/18/2002)

वादिम प्रिबिटकोव, सैद्धांतिक भौतिक विज्ञानी, टेरा इनकॉग्निटा के स्थायी संवाददाता।

वैज्ञानिक अच्छी तरह से जानते हैं कि सूर्य में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं, सामान्य रूप से हाइड्रोजन को हीलियम और भारी तत्वों में परिवर्तित करती हैं। लेकिन यहां बताया गया है कि इन परिवर्तनों को कैसे पूरा किया जाता है, कोई पूर्ण स्पष्टता नहीं है, अधिक सटीक रूप से, पूर्ण अस्पष्टता बनी रहती है: सबसे महत्वपूर्ण प्रारंभिक लिंक गायब है। इसलिए, एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो की रिहाई के साथ दो प्रोटॉन को ड्यूटेरियम में संयोजित करने के लिए एक शानदार प्रतिक्रिया का आविष्कार किया गया था। हालांकि, ऐसी प्रतिक्रिया वास्तव में असंभव है क्योंकि शक्तिशाली प्रतिकारक बल प्रोटॉन के बीच कार्य करते हैं।

वास्तव में सूर्य पर क्या हो रहा है?

पहली प्रतिक्रिया ड्यूटेरियम का जन्म है, जिसका गठन दो हाइड्रोजन परमाणुओं के घनिष्ठ संबंध के साथ कम तापमान वाले प्लाज्मा में उच्च दबाव पर होता है। इस मामले में, छोटी अवधि के लिए दो हाइड्रोजन नाभिक लगभग पास होते हैं, जबकि वे कक्षीय इलेक्ट्रॉनों में से एक को पकड़ने में सक्षम होते हैं, जो प्रोटॉन में से एक के साथ न्यूट्रॉन बनाता है।

इसी तरह की प्रतिक्रिया अन्य परिस्थितियों में भी हो सकती है, जब एक प्रोटॉन को हाइड्रोजन परमाणु में पेश किया जाता है। इस मामले में, एक कक्षीय इलेक्ट्रॉन (के-कैप्चर) का कब्जा भी होता है।

अंत में, ऐसी प्रतिक्रिया हो सकती है, जब दो प्रोटॉन एक छोटी अवधि के लिए एक साथ आते हैं, तो उनके संयुक्त बल एक गुजरने वाले इलेक्ट्रॉन को पकड़ने और ड्यूटेरियम बनाने के लिए पर्याप्त होते हैं। सब कुछ उस प्लाज्मा या गैस के तापमान पर निर्भर करता है जिसमें ये प्रतिक्रियाएं होती हैं। इस मामले में, 1.4 MeV ऊर्जा निकलती है।

ड्यूटेरियम प्रतिक्रियाओं के बाद के चक्र का आधार है, जब दो ड्यूटेरियम नाभिक एक प्रोटॉन की रिहाई के साथ ट्रिटियम बनाते हैं, या न्यूट्रॉन की रिहाई के साथ हीलियम -3। दोनों प्रतिक्रियाएं समान रूप से संभावित और प्रसिद्ध हैं।

इसके बाद ड्यूटेरियम के साथ ट्रिटियम, ट्रिटियम के साथ ट्रिटियम, ड्यूटेरियम के साथ हीलियम -3, ट्रिटियम के साथ हीलियम -3, हीलियम -3 के साथ हीलियम -3 के साथ हीलियम -4 के संयोजन की प्रतिक्रियाएं होती हैं। इससे अधिक प्रोटॉन और न्यूट्रॉन निकलते हैं। न्यूट्रॉन हीलियम -3 नाभिक और ड्यूटेरियम बांड वाले सभी तत्वों द्वारा कब्जा कर लिया जाता है।

इन प्रतिक्रियाओं की पुष्टि इस तथ्य से भी होती है कि सौर हवा के हिस्से के रूप में सूर्य से भारी मात्रा में उच्च ऊर्जा वाले प्रोटॉन निकलते हैं। इन सभी प्रतिक्रियाओं की सबसे उल्लेखनीय बात यह है कि इनके दौरान न तो पॉज़िट्रॉन और न ही न्यूट्रिनो उत्पन्न होते हैं। सभी प्रतिक्रियाएं ऊर्जा छोड़ती हैं।

प्रकृति में, सब कुछ बहुत आसान होता है।

इसके अलावा, ड्यूटेरियम, ट्रिटियम, हीलियम -3, हीलियम -4 के नाभिक से अधिक जटिल तत्व बनने लगते हैं। इस मामले में, पूरा रहस्य इस तथ्य में निहित है कि हीलियम -4 नाभिक सीधे एक दूसरे से नहीं जुड़ सकते, क्योंकि वे एक दूसरे को पीछे हटाते हैं। उनका जुड़ाव ड्यूटेरियम और ट्रिटियम के बंडलों के माध्यम से होता है। आधिकारिक विज्ञान भी इस क्षण को बिल्कुल भी ध्यान में नहीं रखता है और हीलियम -4 नाभिक को एक ढेर में डाल देता है, जो असंभव है।

आधिकारिक हाइड्रोजन चक्र जितना शानदार है, वह तथाकथित कार्बन चक्र है, जिसे 1939 में जी. बेथे द्वारा आविष्कार किया गया था, जिसके दौरान हीलियम -4 चार प्रोटॉन से बनता है और माना जाता है कि पॉज़िट्रॉन और न्यूट्रिनो भी जारी किए जाते हैं।

प्रकृति में, सब कुछ बहुत आसान होता है। प्रकृति नए कणों का आविष्कार नहीं करती है, जैसा कि सिद्धांतकार करते हैं, लेकिन केवल उन्हीं का उपयोग करते हैं जो उसके पास हैं। जैसा कि हम देख सकते हैं, तत्वों का निर्माण दो प्रोटॉन (तथाकथित के-कैप्चर) द्वारा एक इलेक्ट्रॉन के जुड़ने से शुरू होता है, जिसके परिणामस्वरूप ड्यूटेरियम प्राप्त होता है। के-कैप्चर न्यूट्रॉन बनाने का एकमात्र तरीका है और अन्य सभी अधिक जटिल नाभिकों द्वारा व्यापक रूप से अभ्यास किया जाता है। क्वांटम यांत्रिकी नाभिक में इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति से इनकार करता है, लेकिन इलेक्ट्रॉनों के बिना नाभिक का निर्माण असंभव है।

>सूर्य किससे बना है?

पता लगाना, सूरज किससे बना है: तारे की संरचना और संरचना का विवरण, रासायनिक तत्वों की सूची, एक तस्वीर के साथ परतों की संख्या और विशेषताएं, एक आरेख।

पृथ्वी से, सूर्य आग की एक चिकनी गेंद की तरह दिखता है, और कॉमिक जहाज गैलीलियो द्वारा सनस्पॉट की खोज से पहले, कई खगोलविदों ने सोचा था कि यह बिना किसी अपूर्णता के पूरी तरह से आकार का था। अब हम जानते हैं कि सूरज बना हुआ हैपृथ्वी की तरह कई परतों से, जिनमें से प्रत्येक अपना कार्य करता है। सूर्य की यह संरचना, एक विशाल ओवन की तरह, पृथ्वी पर सभी ऊर्जा का आपूर्तिकर्ता है जो सांसारिक जीवन के लिए आवश्यक है।

सूर्य किन तत्वों से मिलकर बना है?

यदि आप एक तारे को अलग कर लें और घटक तत्वों की तुलना करें, तो आप समझेंगे कि संरचना 74% हाइड्रोजन और 24% हीलियम है। इसके अलावा, सूर्य में 1% ऑक्सीजन होता है, और शेष 1% आवर्त सारणी के ऐसे रासायनिक तत्व हैं जैसे क्रोमियम, कैल्शियम, नियॉन, कार्बन, मैग्नीशियम, सल्फर, सिलिकॉन, निकल, लोहा। खगोलविदों का मानना ​​है कि हीलियम से भारी तत्व धातु है।

सूर्य के ये सभी तत्व कैसे आए? बिग बैंग ने हाइड्रोजन और हीलियम का उत्पादन किया। ब्रह्मांड के निर्माण की शुरुआत में, पहला तत्व, हाइड्रोजन, प्राथमिक कणों से प्रकट हुआ। उच्च तापमान और दबाव के कारण, ब्रह्मांड में स्थितियां एक तारे के मूल में जैसी थीं। बाद में, हाइड्रोजन को हीलियम में तब तक मिला दिया गया जब तक कि संलयन प्रतिक्रिया होने के लिए ब्रह्मांड में उच्च तापमान था। हाइड्रोजन और हीलियम के मौजूदा अनुपात, जो अब ब्रह्मांड में हैं, बिग बैंग के बाद बने थे और नहीं बदले।

सूर्य के शेष तत्व अन्य तारों में निर्मित होते हैं। तारों के कोर में हाइड्रोजन का हीलियम में संलयन निरंतर चल रहा है। कोर में सभी ऑक्सीजन का उत्पादन करने के बाद, वे लिथियम, ऑक्सीजन, हीलियम जैसे भारी तत्वों के परमाणु संलयन में बदल जाते हैं। कई भारी धातुएँ जो सूर्य में हैं, उनके जीवन के अंत में अन्य तारों में भी बनीं।

सबसे भारी तत्व, सोना और यूरेनियम का निर्माण तब हुआ जब हमारे सूर्य के आकार से कई गुना अधिक तारे फट गए। ब्लैक होल के बनने के एक सेकंड के एक अंश में, तत्व तेज गति से टकराते हैं और सबसे भारी तत्व बनते हैं। विस्फोट ने इन तत्वों को पूरे ब्रह्मांड में बिखेर दिया, जहाँ उन्होंने नए तारे बनाने में मदद की।

हमारे सूर्य ने बिग बैंग द्वारा बनाए गए तत्वों, मरने वाले सितारों के तत्वों और सितारों के नए विस्फोटों से कणों को एकत्र किया है।

सूर्य की परतें क्या हैं?

पहली नज़र में, सूर्य केवल हीलियम और हाइड्रोजन का एक गोला है, लेकिन करीब से देखने पर आप देख सकते हैं कि इसमें विभिन्न परतें हैं। कोर की ओर बढ़ने पर, तापमान और दबाव बढ़ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप परतें बन जाती हैं, क्योंकि हाइड्रोजन और हीलियम की अलग-अलग परिस्थितियों में अलग-अलग विशेषताएं होती हैं।

सौर कोर

आइए, सूर्य की संरचना की कोर से बाहरी परत तक की परतों के माध्यम से अपना आंदोलन शुरू करें। सूर्य की भीतरी परत में - कोर, तापमान और दबाव बहुत अधिक होते हैं, जो परमाणु संलयन के प्रवाह में योगदान करते हैं। सूर्य हाइड्रोजन से हीलियम परमाणु बनाता है, इस प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप प्रकाश और ऊष्मा का निर्माण होता है, जो ऊपर तक पहुँचता है। यह आमतौर पर स्वीकार किया जाता है कि सूर्य पर तापमान लगभग 13,600,000 डिग्री केल्विन है, और कोर का घनत्व पानी के घनत्व से 150 गुना अधिक है।

वैज्ञानिकों और खगोलविदों का मानना ​​है कि सूर्य का कोर सौर त्रिज्या की लंबाई के लगभग 20% तक पहुंचता है। और नाभिक के अंदर, उच्च तापमान और दबाव हाइड्रोजन परमाणुओं को प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों में तोड़ने में मदद करते हैं। सूर्य उनकी मुक्त-अस्थायी अवस्था के बावजूद, उन्हें हीलियम परमाणुओं में परिवर्तित कर देता है।

ऐसी प्रतिक्रिया को ऊष्माक्षेपी कहते हैं। इस प्रतिक्रिया के दौरान, 389 x 10 31 J के बराबर बड़ी मात्रा में ऊष्मा निकलती है। प्रति सेकंड।

सूर्य का विकिरण क्षेत्र

यह क्षेत्र कोर (सौर त्रिज्या का 20%) की सीमा पर उत्पन्न होता है, और सौर त्रिज्या के 70% तक की लंबाई तक पहुंचता है। इस क्षेत्र के अंदर सौर पदार्थ है, जो संरचना में काफी घना और गर्म है, इसलिए थर्मल विकिरण बिना गर्मी खोए इससे गुजरता है।

सौर कोर के अंदर, एक परमाणु संलयन प्रतिक्रिया होती है - प्रोटॉन के संलयन के परिणामस्वरूप हीलियम परमाणुओं का निर्माण। इस प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, बड़ी मात्रा में गामा विकिरण होता है। इस प्रक्रिया में, ऊर्जा के फोटॉन उत्सर्जित होते हैं, फिर विकिरण क्षेत्र में अवशोषित होते हैं और विभिन्न कणों द्वारा फिर से उत्सर्जित होते हैं।

एक फोटॉन के प्रक्षेपवक्र को "रैंडम वॉक" कहा जाता है। सूर्य की सतह पर एक सीधे रास्ते में जाने के बजाय, फोटॉन एक ज़िगज़ैग पैटर्न में चलता है। नतीजतन, प्रत्येक फोटॉन को सूर्य के विकिरण क्षेत्र को दूर करने के लिए लगभग 200,000 वर्षों की आवश्यकता होती है। एक कण से दूसरे कण में जाने पर, फोटॉन ऊर्जा खो देता है। पृथ्वी के लिए, यह अच्छा है, क्योंकि हम केवल सूर्य से आने वाली गामा विकिरण प्राप्त कर सकते हैं। अंतरिक्ष में प्रवेश करने वाले एक फोटॉन को पृथ्वी की यात्रा करने में 8 मिनट लगते हैं।

बड़ी संख्या में तारों में विकिरण क्षेत्र होते हैं, और उनका आकार सीधे तारे के पैमाने पर निर्भर करता है। तारा जितना छोटा होगा, क्षेत्र उतने ही छोटे होंगे, जिनमें से अधिकांश पर संवहन क्षेत्र का कब्जा होगा। सबसे छोटे तारों में विकिरण क्षेत्रों की कमी हो सकती है, और संवहनी क्षेत्र कोर की दूरी तक पहुंच जाएगा। सबसे बड़े सितारों के लिए, स्थिति उलट है, विकिरण क्षेत्र सतह तक फैला हुआ है।

संवहनी क्षेत्र

संवहनी क्षेत्र विकिरण क्षेत्र के बाहर है, जहां सूर्य की आंतरिक गर्मी गर्म गैस के स्तंभों से बहती है।

लगभग सभी सितारों का ऐसा क्षेत्र होता है। हमारे सूर्य पर, यह सूर्य की त्रिज्या के 70% से सतह (फोटोस्फीयर) तक फैला हुआ है। तारे की गहराई में, बहुत मूल में, गैस गर्म होती है और सतह पर ऊपर उठती है, जैसे दीपक में मोम के बुलबुले। तारे की सतह पर पहुंचने पर, गर्मी का नुकसान होता है, ठंडा होने पर, तापीय ऊर्जा के नवीनीकरण के लिए गैस वापस केंद्र में चली जाती है। उदाहरण के तौर पर, आप आग पर उबलते पानी का एक बर्तन ला सकते हैं।

सूर्य की सतह ढीली मिट्टी की तरह है। ये अनियमितताएं गर्म गैस के स्तंभ हैं जो गर्मी को सूर्य की सतह तक ले जाती हैं। उनकी चौड़ाई 1000 किमी तक पहुंच जाती है, और अपव्यय का समय 8-20 मिनट तक पहुंच जाता है।

खगोलविदों का मानना ​​​​है कि कम द्रव्यमान वाले तारे, जैसे कि लाल बौने, में केवल एक संवहनी क्षेत्र होता है जो कोर तक फैला होता है। उनके पास विकिरण क्षेत्र नहीं है, जो सूर्य के बारे में नहीं कहा जा सकता है।

फ़ोटोस्फ़ेयर

पृथ्वी से दिखाई देने वाली सूर्य की एकमात्र परत है। इस परत के नीचे, सूर्य अपारदर्शी हो जाता है, और खगोलविद हमारे तारे के आंतरिक भाग का अध्ययन करने के लिए अन्य विधियों का उपयोग करते हैं। 6000 केल्विन जितना ऊंचा सतह का तापमान पृथ्वी से दिखाई देने वाला पीला-सफेद चमकता है।

सूर्य का वातावरण प्रकाशमंडल के पीछे स्थित है। सूर्य का वह भाग जो सूर्य ग्रहण के समय दिखाई देता है, कहलाता है।

चित्र में सूर्य की संरचना

नासा ने विशेष रूप से शैक्षिक उद्देश्यों के लिए सूर्य की संरचना और संरचना का एक योजनाबद्ध प्रतिनिधित्व विकसित किया है, जो प्रत्येक परत के लिए तापमान का संकेत देता है:

• (दृश्यमान, आईआर और यूवी विकिरण) दृश्य विकिरण, अवरक्त विकिरण और पराबैंगनी विकिरण है। दृश्यमान विकिरण वह प्रकाश है जिसे हम सूर्य से आते हुए देखते हैं। इन्फ्रारेड विकिरण वह गर्मी है जिसे हम महसूस करते हैं। पराबैंगनी विकिरण वह विकिरण है जो हमें एक तन देता है। सूर्य इन विकिरणों को एक साथ उत्पन्न करता है।
• (फोटोस्फीयर 6000 K) - फोटोस्फीयर सूर्य की ऊपरी परत, इसकी सतह है। 6000 केल्विन का तापमान 5700 डिग्री सेल्सियस के बराबर होता है।
• रेडियो उत्सर्जन - दृश्य विकिरण, अवरक्त विकिरण और पराबैंगनी विकिरण के अलावा, सूर्य रेडियो उत्सर्जन भेजता है, जिसे खगोलविदों ने एक रेडियो दूरबीन से पता लगाया है। सनस्पॉट की संख्या के आधार पर, यह उत्सर्जन बढ़ता और घटता है।
• कोरोनल होल - ये सूर्य पर ऐसे स्थान होते हैं जहां कोरोना का प्लाज्मा घनत्व कम होता है, जिसके परिणामस्वरूप कोरोना गहरा और ठंडा होता है।
• 2100000 K (2100000 केल्विन) - सूर्य के विकिरण क्षेत्र में यह तापमान होता है।
• संवहन क्षेत्र/अशांत संवहन (ट्रांस। संवहनी क्षेत्र/अशांत संवहन) - ये सूर्य पर ऐसे स्थान हैं जहां संवहन द्वारा कोर की तापीय ऊर्जा स्थानांतरित की जाती है। प्लाज्मा स्तंभ सतह पर पहुंच जाते हैं, अपनी गर्मी छोड़ते हैं, और फिर से गर्म होने के लिए फिर से नीचे की ओर दौड़ते हैं।
• कोरोनल लूप्स (ट्रांस। कोरोनल लूप्स) - सूर्य के वातावरण में प्लाज्मा से युक्त लूप, चुंबकीय रेखाओं के साथ चलते हैं। वे सतह से हजारों किलोमीटर तक फैले विशाल मेहराब की तरह दिखते हैं।
• कोर (प्रति कोर) सौर हृदय है, जिसमें उच्च तापमान और दबाव का उपयोग करके परमाणु संलयन होता है। सभी सौर ऊर्जा कोर से आती है।
• 14,500,000 K (प्रति 14,500,000 केल्विन) - सौर कोर का तापमान।
• विकिरण क्षेत्र (ट्रांस विकिरण क्षेत्र) - सूर्य की परत जहां विकिरण का उपयोग करके ऊर्जा स्थानांतरित की जाती है। फोटॉन 200,000 से अधिक विकिरण क्षेत्र पर काबू पा लेता है और बाहरी अंतरिक्ष में चला जाता है।
• न्यूट्रीनो (ट्रांस। न्यूट्रिनो) परमाणु संलयन प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप सूर्य से निकलने वाले नगण्य द्रव्यमान कण हैं। मानव शरीर में प्रति सेकेंड सैकड़ों-हजारों न्यूट्रिनो गुजरते हैं, लेकिन वे हमें कोई नुकसान नहीं पहुंचाते, हम उन्हें महसूस नहीं करते।
• क्रोमोस्फेरिक फ्लेयर (ट्रांस। क्रोमोस्फेरिक फ्लेयर) - हमारे तारे का चुंबकीय क्षेत्र मुड़ सकता है, और फिर विभिन्न रूपों में अचानक टूट सकता है। चुंबकीय क्षेत्र में टूटने के परिणामस्वरूप, शक्तिशाली एक्स-रे फ्लेयर्स दिखाई देते हैं, जो सूर्य की सतह से निकलते हैं।
• चुंबकीय क्षेत्र लूप - सूर्य का चुंबकीय क्षेत्र प्रकाशमंडल के ऊपर होता है, और सूर्य के वायुमंडल में चुंबकीय रेखाओं के साथ गर्म प्लाज्मा के चलते दिखाई देता है।
• स्पॉट - एक सनस्पॉट (ट्रांस। सनस्पॉट) - ये सूर्य की सतह पर ऐसे स्थान हैं जहां चुंबकीय क्षेत्र सूर्य की सतह से गुजरते हैं और तापमान कम होता है, अक्सर एक लूप में।
• ऊर्जावान कण (ट्रांस। ऊर्जावान कण) - वे सूर्य की सतह से आते हैं, परिणामस्वरूप सौर हवा का निर्माण होता है। सौर तूफानों में इनकी गति प्रकाश की गति तक पहुँच जाती है।
• एक्स-रे (ट्रांस। एक्स-रे) - मानव आंखों के लिए अदृश्य किरणें, जो सूर्य पर भड़कने के दौरान बनती हैं।
• उज्ज्वल धब्बे और अल्पकालिक चुंबकीय क्षेत्र (ट्रांस। उज्ज्वल धब्बे और अल्पकालिक चुंबकीय क्षेत्र) - तापमान अंतर के कारण, सूर्य की सतह पर उज्ज्वल और मंद धब्बे दिखाई देते हैं।

इसमें कोई संदेह नहीं है कि बिग बैंग के बाद के शुरुआती दौर में, छोटे, बहुत गर्म ब्रह्मांड का विस्तार और ठंडा होने तक प्रोटॉन और न्यूट्रॉन एक दूसरे के साथ मिलकर परमाणु नाभिक बनाने में सक्षम थे। कौन से नाभिक प्राप्त हुए और किस अनुपात में? ब्रह्मांड विज्ञानियों (ब्रह्मांड की उत्पत्ति से संबंधित वैज्ञानिकों) के लिए यह एक बहुत ही दिलचस्प समस्या है, एक ऐसी समस्या जो अंततः हमें नोवा और सुपरनोवा के विचार पर वापस लाएगी। तो आइए इसे कुछ विस्तार से देखें।

परमाणु नाभिक में कई किस्में होती हैं। इन किस्मों को समझने के लिए इन नाभिकों में उपस्थित प्रोटॉनों की संख्या के आधार पर इनका वर्गीकरण किया जाता है। यह संख्या 1 से 100 या अधिक तक होती है।

प्रत्येक प्रोटॉन का विद्युत आवेश +1 होता है। नाभिक में मौजूद अन्य कण न्यूट्रॉन होते हैं, जिनमें कोई विद्युत आवेश नहीं होता है। इसलिए, परमाणु नाभिक का कुल विद्युत आवेश उसमें निहित प्रोटॉन की संख्या के बराबर होता है। एक प्रोटॉन वाले नाभिक में +1 का आवेश होता है, दो प्रोटॉन वाले नाभिक में +2 का आवेश होता है, पंद्रह प्रोटॉन वाले नाभिक में +15 का आवेश होता है, इत्यादि। किसी दिए गए नाभिक में प्रोटॉनों की संख्या (या नाभिक के विद्युत आवेश को व्यक्त करने वाली संख्या) को परमाणु क्रमांक कहा जाता है।

ब्रह्मांड अधिक से अधिक ठंडा हो रहा है, और प्रत्येक नाभिक पहले से ही एक निश्चित संख्या में इलेक्ट्रॉनों को पकड़ने में सक्षम है। प्रत्येक इलेक्ट्रॉन में -1 का विद्युत आवेश होता है, और क्योंकि विपरीत आवेश आकर्षित होते हैं, ऋणात्मक रूप से आवेशित इलेक्ट्रॉन धनात्मक आवेशित नाभिक के करीब रहता है। सामान्य परिस्थितियों में, एक एकल नाभिक द्वारा धारण किए जा सकने वाले इलेक्ट्रॉनों की संख्या इस नाभिक में प्रोटॉन की संख्या के बराबर होती है। जब नाभिक में प्रोटॉन की संख्या उसके चारों ओर के इलेक्ट्रॉनों की संख्या के बराबर होती है, तो नाभिक और इलेक्ट्रॉनों का कुल विद्युत आवेश शून्य होता है, और उनका संयोजन एक तटस्थ परमाणु देता है। प्रोटॉन या इलेक्ट्रॉनों की संख्या परमाणु संख्या से मेल खाती है।

वे पदार्थ जो समान परमाणु क्रमांक वाले परमाणुओं से बने होते हैं, तत्व कहलाते हैं। उदाहरण के लिए, हाइड्रोजन एक ऐसा तत्व है जिसमें परमाणु होते हैं जिनके नाभिक में एक प्रोटॉन और उसके पास एक इलेक्ट्रॉन होता है। ऐसे परमाणु को "हाइड्रोजन परमाणु" कहा जाता है, और ऐसे परमाणु के नाभिक को "हाइड्रोजन नाभिक" कहा जाता है। इस प्रकार, हाइड्रोजन की परमाणु संख्या 1 है। हीलियम में दो प्रोटॉन के साथ नाभिक युक्त हीलियम परमाणु होते हैं, इसलिए हीलियम की परमाणु संख्या 2 होती है। इसी तरह, लिथियम की परमाणु संख्या 3, बेरिलियम - 4, बोरॉन - 5, कार्बन - 6, नाइट्रोजन - 7, ऑक्सीजन - 8, आदि।

पृथ्वी के वायुमंडल, महासागर और मिट्टी के रासायनिक विश्लेषण की सहायता से, यह स्थापित किया गया है कि 81 स्थिर तत्व हैं, यानी 81 तत्व हैं जो प्राकृतिक परिस्थितियों में अनिश्चित काल तक किसी भी बदलाव से नहीं गुजरेंगे।

पृथ्वी पर सबसे कम जटिल परमाणु (वास्तव में) हाइड्रोजन परमाणु है। परमाणु क्रमांक की वृद्धि हमें पृथ्वी पर सबसे जटिल स्थिर परमाणु की ओर ले जाएगी। यह एक विस्मुट परमाणु है जिसकी परमाणु संख्या 83 है, अर्थात, प्रत्येक बिस्मथ नाभिक में 83 प्रोटॉन होते हैं।

चूँकि कुल 81 स्थिर तत्व हैं, परमाणु संख्याओं की सूची से दो संख्याओं को हटा दिया जाना चाहिए, और यह ऐसा है: 43 प्रोटॉन और 61 प्रोटॉन वाले परमाणु अस्थिर हैं, परमाणु संख्या 43 और 61 वाले तत्व जिनका रासायनिक विश्लेषण किया गया है, वे नहीं हैं प्राकृतिक सामग्री में पाया जाता है।

हालांकि, इसका मतलब यह नहीं है कि परमाणु संख्या 43 और 61 या 83 से अधिक संख्या वाले तत्व अस्थायी रूप से मौजूद नहीं हो सकते हैं। ये परमाणु अस्थिर होते हैं, इसलिए देर-सबेर, एक या एक से अधिक चरणों में, वे स्थिर रहने वाले परमाणुओं में क्षय हो जाएंगे। यह जरूरी नहीं कि तुरंत हो, लेकिन इसमें लंबा समय लग सकता है। थोरियम (परमाणु संख्या 90) और यूरेनियम (परमाणु संख्या 92) को स्थिर लेड परमाणु (परमाणु संख्या 82) बनने के लिए अरबों वर्षों के परमाणु क्षय की आवश्यकता होती है।

वास्तव में, पृथ्वी के अस्तित्व के सभी लंबे अरबों वर्षों के लिए, थोरियम और यूरेनियम का केवल एक हिस्सा, जो मूल रूप से इसकी संरचना में मौजूद था, क्षय करने में कामयाब रहा। मूल थोरियम का लगभग 80% और यूरेनियम का 50% क्षय से बच गया है और आज भी पृथ्वी की सतह की चट्टानों में पाया जा सकता है।

यद्यपि सभी 81 स्थिर तत्व (प्लस थोरियम और यूरेनियम) पृथ्वी की पपड़ी (इसकी ऊपरी परतों) में मौजूद हैं, लेकिन अलग-अलग मात्रा में। सबसे आम हैं ऑक्सीजन (परमाणु संख्या 8), सिलिकॉन (14), एल्यूमीनियम (13) और लोहा (26)। ऑक्सीजन पृथ्वी की पपड़ी का 46.6%, सिलिकॉन - 27.7%, एल्यूमीनियम - 8.13%, लोहा -5% बनाता है। यह चार पृथ्वी की पपड़ी के लगभग सात-आठवें हिस्से का निर्माण करते हैं, एक-आठवां - अन्य सभी तत्व।

बेशक, ये तत्व शायद ही कभी अपने शुद्ध रूप में मौजूद होते हैं। मिलाते हुए, वे एक-दूसरे से जुड़ते हैं। परमाणुओं के इन संयोजनों (या तत्वों के संयोजन) को यौगिक कहा जाता है। सिलिकॉन और ऑक्सीजन परमाणु एक दूसरे से बहुत ही सनकी तरीके से जुड़ते हैं, इस यौगिक (सिलिकॉन / ऑक्सीजन) से लोहा, एल्यूमीनियम और अन्य तत्वों के परमाणु इधर-उधर जुड़ते हैं। ऐसे यौगिक - सिलिकेट - सामान्य चट्टानें हैं, जिनमें से मुख्य रूप से पृथ्वी की पपड़ी होती है।

चूंकि ऑक्सीजन परमाणु स्वयं पृथ्वी की पपड़ी के अन्य सबसे सामान्य तत्वों की तुलना में हल्के होते हैं, ऑक्सीजन के कुल द्रव्यमान में अन्य तत्वों के समान द्रव्यमान की तुलना में अधिक परमाणु होते हैं। पृथ्वी की पपड़ी के प्रत्येक 1000 परमाणुओं के लिए, ऑक्सीजन के 625 परमाणु, 212 सिलिकॉन, 65 एल्यूमीनियम और 19 लोहे, यानी पृथ्वी की पपड़ी के 92% परमाणु, किसी न किसी तरह इन चार तत्वों पर गिरते हैं।

पृथ्वी की पपड़ी ब्रह्मांड और यहां तक ​​कि पूरी पृथ्वी का परीक्षण नमूना नहीं है। कहा जाता है कि पृथ्वी का "कोर" (ग्रह के द्रव्यमान का एक तिहाई वाला मध्य क्षेत्र) लगभग पूरी तरह से लोहे से बना है। यदि हम इसे ध्यान में रखते हैं, तो लोहा पूरी पृथ्वी के द्रव्यमान का 38%, ऑक्सीजन - 28%, सिलिकॉन - 15% बनाता है। चौथा सबसे प्रचुर तत्व एल्यूमीनियम के बजाय मैग्नीशियम हो सकता है, जो पृथ्वी के द्रव्यमान का 7% तक बनाता है। ये चार तत्व मिलकर पूरी पृथ्वी के द्रव्यमान का सात-आठवां हिस्सा बनाते हैं। फिर पृथ्वी पर सामान्य रूप से प्रत्येक 1000 परमाणुओं के लिए ऑक्सीजन के 480 परमाणु, लोहे के 215, सिलिकॉन के 150 और मैग्नीशियम के 80 परमाणु होते हैं, यानी ये चारों मिलकर पृथ्वी के सभी परमाणुओं का 92.5% बनाते हैं। लेकिन पृथ्वी सौरमंडल का कोई विशिष्ट ग्रह नहीं है। शायद शुक्र, बुध, मंगल और चंद्रमा, उनकी संरचना में पृथ्वी के समान ही, पत्थर की सामग्री से बने होते हैं और शुक्र और बुध की तरह, लोहे से समृद्ध कोर होते हैं। कुछ हद तक, उपग्रहों और कुछ क्षुद्रग्रहों के लिए भी यही सच है, लेकिन ये सभी चट्टानी दुनिया (लोहे के कोर के साथ या बिना) सूर्य की परिक्रमा करने वाले सभी पिंडों के कुल द्रव्यमान का आधा प्रतिशत नहीं बनाते हैं। सौर मंडल के द्रव्यमान का शेष 99.5% (सूर्य के द्रव्यमान के बिना) चार विशाल ग्रहों के अंतर्गत आता है: बृहस्पति, शनि, यूरेनस और नेपच्यून। केवल बृहस्पति (सबसे बड़ा) कुल द्रव्यमान का 70% से अधिक बनाता है।

संभवतः बृहस्पति के पास अपेक्षाकृत छोटा चट्टानी-धातु कोर है। स्पेक्ट्रोस्कोपी के आंकड़ों और ग्रहों के नमूनों को देखते हुए विशाल ग्रह की संरचना में हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं। यह अन्य विशाल ग्रहों के लिए भी सही प्रतीत होता है।

लेकिन आइए सूर्य पर वापस आते हैं, जिसका द्रव्यमान सभी ग्रह पिंडों के द्रव्यमान का 500 गुना है - बृहस्पति से धूल के एक छोटे से कण तक; हम पाएंगे (मुख्य रूप से स्पेक्ट्रोस्कोपी के कारण) कि इसका आयतन समान हाइड्रोजन और हीलियम से भरा हुआ है। वास्तव में, इसका लगभग 75% द्रव्यमान हाइड्रोजन पर, 22% हीलियम पर और 3% अन्य सभी तत्वों का संयुक्त रूप से पड़ता है। सूर्य के परमाणुओं की मात्रात्मक संरचना ऐसी होगी कि प्रत्येक 1000 सूर्य परमाणुओं के लिए 920 हाइड्रोजन परमाणु और 80 हीलियम परमाणु होते हैं। एक हजार में एक परमाणु से भी कम अन्य सभी तत्वों का प्रतिनिधित्व करता है।

निस्संदेह, सूर्य के पास पूरे सौर मंडल के द्रव्यमान का शेर का हिस्सा है, और हम यह तय करने में बहुत गलत नहीं होंगे कि इसकी मौलिक संरचना समग्र रूप से संपूर्ण प्रणाली का प्रतिनिधि है। अधिकांश तारे अपनी मौलिक संरचना में सूर्य से मिलते जुलते हैं। इसके अलावा, यह ज्ञात है कि इंटरस्टेलर और इंटरगैलेक्टिक स्पेस को भरने वाली दुर्लभ गैसें भी मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम हैं।

इसलिए, हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि पूरे ब्रह्मांड के 1000 परमाणुओं में से 920 हाइड्रोजन हैं, 80 हीलियम हैं, और एक से कम सब कुछ है।

हाइड्रोजन और हीलियम

ऐसा क्यों है? क्या हाइड्रोजन-हीलियम ब्रह्मांड बिग बैंग से जुड़ा है? बिल्कुल हाँ। कम से कम जहां तक ​​गामो की तर्क प्रणाली का संबंध है, एक प्रणाली में सुधार हुआ लेकिन मौलिक रूप से अपरिवर्तित।

यहां देखिए यह कैसे काम करता है। बिग बैंग के तुरंत बाद, एक सेकंड के एक अंश में, विस्तारित ब्रह्मांड उस बिंदु तक ठंडा हो गया जहां हमारे लिए ज्ञात परमाणुओं के घटक बने थे: प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉन। उस समय भी अत्यधिक तापमान की स्थिति में, अधिक जटिल कुछ भी मौजूद नहीं हो सकता था। कण एक दूसरे से जुड़ नहीं सकते थे: इतने तापमान पर, टकराने पर भी, वे तुरंत अलग-अलग दिशाओं में उछल गए।

यह प्रोटॉन-प्रोटॉन या न्यूट्रॉन-न्यूट्रॉन टकरावों में भी सही रहता है, यहाँ तक कि बहुत कम तापमान पर भी, जैसे कि वर्तमान ब्रह्मांड का तापमान। हालाँकि, जैसे-जैसे ब्रह्मांड के विकास के शुरुआती चरणों का तापमान गिरता गया, एक बिंदु आया, जब प्रोटॉन-न्यूट्रॉन टकराव में, दो कणों का एक साथ रहना संभव हो गया। वे तथाकथित मजबूत बल द्वारा एक साथ रखे जाते हैं, चार ज्ञात बलों में सबसे मजबूत।

प्रोटॉन -1 हाइड्रोजन का केंद्रक है, जैसा कि इस अध्याय में पहले चर्चा की गई है। लेकिन प्रोटॉन-न्यूट्रॉन संयोजन भी एक हाइड्रोजन नाभिक है, क्योंकि इसमें एक प्रोटॉन होता है, जो हाइड्रोजन नाभिक के रूप में अर्हता प्राप्त करने के लिए आवश्यक है। इन दो प्रकार के हाइड्रोजन नाभिक (प्रोटॉन और प्रोटॉन - न्यूट्रॉन) को हाइड्रोजन समस्थानिक कहा जाता है और इनमें शामिल कणों की कुल संख्या के आधार पर परिभाषित किया जाता है। केवल एक कण वाला प्रोटॉन हाइड्रोजन -1 नाभिक होता है। प्रोटॉन-न्यूट्रॉन संयोजन, जिसमें केवल दो कण शामिल हैं, हाइड्रोजन -2 नाभिक है।

प्रारंभिक ब्रह्मांड के उच्च तापमान पर, जब विभिन्न नाभिक बनते थे, हाइड्रोजन-2 नाभिक बहुत स्थिर नहीं था। इसने या तो अलग प्रोटॉन और न्यूट्रॉन में क्षय करने की मांग की, या अतिरिक्त कणों के साथ संयोजन करने के लिए, बाद में अधिक जटिल (लेकिन शायद अधिक स्थिर) नाभिक के गठन के साथ। एक हाइड्रोजन -2 नाभिक टकरा सकता है और एक प्रोटॉन से जुड़ सकता है, जिससे दो प्रोटॉन और एक न्यूट्रॉन से बना एक नाभिक बन सकता है। इस संयोजन में, दो प्रोटॉन होते हैं, और हमें एक हीलियम नाभिक मिलता है, और चूंकि नाभिक में तीन कण होते हैं, इसलिए यह हीलियम -3 है।

यदि हाइड्रोजन -2 न्यूट्रॉन से टकराता है और बंद हो जाता है, तो एक नाभिक बनता है, जिसमें एक प्रोटॉन और दो न्यूट्रॉन होते हैं (फिर से, तीन कण एक साथ)। परिणाम हाइड्रोजन -3 है।

हाइड्रोजन -3 आधुनिक ब्रह्मांड के निम्न तापमान पर भी किसी भी तापमान पर अस्थिर है, इसलिए यह अन्य कणों के प्रभाव या उनके साथ टकराव से मुक्त होने पर भी शाश्वत परिवर्तन से गुजरता है। हाइड्रोजन -3 के नाभिक में दो न्यूट्रॉन में से एक जल्दी या बाद में एक प्रोटॉन में बदल जाता है, और हाइड्रोजन -3 हीलियम -3 बन जाता है। वर्तमान परिस्थितियों में, यह परिवर्तन बहुत तेज़ नहीं है: हाइड्रोजन -3 नाभिक का आधा हिस्सा बारह वर्षों में हीलियम -3 में बदल जाता है। प्रारंभिक ब्रह्मांड के विशाल तापमान पर, यह परिवर्तन निस्संदेह अधिक तीव्र था।

तो, अब हमारे पास तीन प्रकार के नाभिक हैं जो आधुनिक परिस्थितियों में स्थिर हैं: हाइड्रोजन -1, हाइड्रोजन -2 और हीलियम -3।

हीलियम -3 कण हाइड्रोजन -2 कणों की तुलना में और भी अधिक कमजोर रूप से एक दूसरे से बंधते हैं, और विशेष रूप से प्रारंभिक ब्रह्मांड के ऊंचे तापमान पर, हीलियम -3 में कणों के आगे बढ़ने से क्षय या परिवर्तन की एक मजबूत प्रवृत्ति होती है।

यदि हीलियम -3 एक प्रोटॉन में चला जाता है और उससे जुड़ना होता है, तो हमारे पास तीन प्रोटॉन और एक न्यूट्रॉन से बना एक नाभिक होगा। यह लिथियम -4 होगा, जो किसी भी तापमान पर अस्थिर है, क्योंकि पृथ्वी की सतह के ठंडे तापमान पर भी, इसका एक प्रोटॉन जल्दी से न्यूट्रॉन में बदल जाता है। परिणाम दो प्रोटॉनों का एक संयोजन है - दो न्यूट्रॉन, या हीलियम -4।

हीलियम -4 एक बहुत ही स्थिर नाभिक है, जो सामान्य तापमान पर सबसे अधिक स्थिर होता है, केवल एक प्रोटॉन को छोड़कर जो हाइड्रोजन -1 बनाता है। एक बार बनने के बाद, इसमें बहुत अधिक तापमान पर भी क्षय होने की लगभग कोई प्रवृत्ति नहीं होती है।

यदि हीलियम -3 एक न्यूट्रॉन से टकराता है और जुड़ता है, तो हीलियम -4 तुरंत बनता है। यदि दो हाइड्रोजन -2 नाभिक आपस में टकराते हैं और फ्यूज हो जाते हैं, तो फिर से हीलियम -4 बनता है। यदि हीलियम -3 हाइड्रोजन -2 या किसी अन्य हीलियम -3 से टकराता है, तो हीलियम -4 बनता है, और अतिरिक्त कण अलग-अलग प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के रूप में बाहर निकल जाते हैं। इस प्रकार हाइड्रोजन-2 और हीलियम-3 की कीमत पर हीलियम-4 बनता है।

वास्तव में, जब ब्रह्मांड एक ऐसे तापमान पर ठंडा हो गया, जिस पर प्रोटॉन और न्यूट्रॉन, संयुक्त होने पर अधिक जटिल नाभिक का निर्माण कर सकते थे, तब बड़ी मात्रा में बनने वाला पहला ऐसा नाभिक ठीक हीलियम -4 था।

जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार और ठंडा होना जारी रहा, हाइड्रोजन -2 और हीलियम -3 बदलने के लिए कम और कम इच्छुक होते गए, और उनमें से कुछ, इसलिए बोलने के लिए, एक अपरिवर्तनीय अस्तित्व के लिए जमे हुए थे। वर्तमान में, प्रत्येक 7,000 में केवल एक हाइड्रोजन परमाणु हाइड्रोजन-2 है; हीलियम -3 और भी दुर्लभ है - प्रति मिलियन हीलियम का केवल एक परमाणु। तो, हाइड्रोजन-2 और हीलियम-3 को ध्यान में रखे बिना, हम कह सकते हैं कि ब्रह्मांड के पर्याप्त ठंडा होने के तुरंत बाद, यह हाइड्रोजन -1 और हीलियम -4 के नाभिकों से बना था। इस प्रकार, ब्रह्मांड का द्रव्यमान 75% हाइड्रोजन -1 और 25% हीलियम -4 से बना था।

समय के साथ, उन जगहों पर जहां तापमान काफी कम था, नाभिक ने नकारात्मक रूप से चार्ज किए गए इलेक्ट्रॉनों को आकर्षित किया, जो कि सकारात्मक रूप से चार्ज किए गए नाभिक द्वारा विद्युत चुम्बकीय संपर्क के बल द्वारा आयोजित किए गए थे - चार इंटरैक्शन में से दूसरा सबसे मजबूत। हाइड्रोजन -1 नाभिक का एक एकल प्रोटॉन एक इलेक्ट्रॉन से जुड़ा होता है, और हीलियम -4 नाभिक के दो प्रोटॉन दो इलेक्ट्रॉनों से जुड़े होते हैं। इस प्रकार हाइड्रोजन और हीलियम परमाणुओं का निर्माण हुआ। मात्रात्मक शब्दों में, ब्रह्मांड में प्रत्येक 1,000 परमाणुओं के लिए, 920 हाइड्रोजन -1 परमाणु और 80 हीलियम -4 परमाणु हैं।

यह हाइड्रोजन-हीलियम ब्रह्मांड की व्याख्या है। लेकिन एक मिनट रुकिए! हीलियम से भारी और उच्च परमाणु भार वाले परमाणुओं के बारे में क्या? (आइए "भारी परमाणु" चिह्न के तहत नाभिक में चार से अधिक कणों वाले सभी परमाणुओं को इकट्ठा करें)। ब्रह्मांड में बहुत कम भारी परमाणु हैं, फिर भी वे मौजूद हैं। वे कैसे प्रकट हुए? तर्क बताता है कि हालांकि हीलियम-4 बहुत स्थिर है, फिर भी इसमें प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, हाइड्रोजन-2, हीलियम-3, या अन्य हीलियम-4 के साथ संयोजन करने की थोड़ी सी प्रवृत्ति होती है, जिससे विभिन्न भारी परमाणुओं की थोड़ी मात्रा बनती है; यह आज के ब्रह्मांड के द्रव्यमान का लगभग 3% इन परमाणुओं से मिलकर बना है।

दुर्भाग्य से, यह उत्तर जांच के लिए खड़ा नहीं होगा। यदि हीलियम -4 हाइड्रोजन-1 (एक प्रोटॉन) से टकराया और वे विलीन हो गए, तो तीन प्रोटॉन और दो न्यूट्रॉन के साथ एक नाभिक होगा। यह लिथियम-5 होगा। यदि हीलियम -4 एक न्यूट्रॉन से टकराता और फ्यूज हो जाता है, तो परिणाम दो प्रोटॉन और तीन न्यूट्रॉन या हीलियम -5 के साथ एक नाभिक होगा।

न तो लिथियम-5 और न ही हीलियम-5, जो हमारे ठंडे ब्रह्मांड की स्थितियों में भी बना है, एक सेकंड के खरबवें हिस्से के कुछ खरबवें हिस्से से अधिक जीवित रहेगा। यह इस अवधि के दौरान है कि वे या तो हीलियम -4 में या प्रोटॉन या न्यूट्रॉन में क्षय हो जाएंगे।

हीलियम -4 के हाइड्रोजन -2 या हीलियम -3 के साथ टकराने और विलय होने की संभावना बहुत ही मायावी है, यह देखते हुए कि अंतिम दो नाभिक प्राइमरी मिश्रण में कितने दुर्लभ हैं। कोई भी भारी परमाणु जो इस तरह से बन सकता था, इतने सारे परमाणुओं का हिसाब देने के लिए बहुत कम है जो आज मौजूद हैं। एक हीलियम -4 नाभिक को दूसरे हीलियम -4 नाभिक के साथ जोड़ना अधिक संभव है। चार प्रोटॉन और चार न्यूट्रॉन से युक्त ऐसा दोहरा नाभिक बेरिलियम-8 बन जाना चाहिए। हालांकि, बेरिलियम एक और बेहद अस्थिर नाभिक है: हमारे वर्तमान ब्रह्मांड की स्थितियों में भी, यह एक सेकंड के खरबवें हिस्से के कुछ सौवें हिस्से से भी कम समय के लिए मौजूद है। एक बार बनने के बाद, यह तुरंत दो हीलियम -4 नाभिक में विभाजित हो जाता है।

बेशक, कुछ समझदार होता अगर हीलियम -4 के तीन नाभिक "तीन-तरफा" टकराव के परिणामस्वरूप मिलते हैं और एक दूसरे से चिपक जाते हैं। लेकिन उम्मीद है कि यह ऐसे माहौल में होगा जहां हीलियम -4 हाइड्रोजन -1 से घिरा हुआ है, इसे ध्यान में रखना बहुत छोटा है।

इसलिए, जब तक ब्रह्मांड का विस्तार और ठंडा हो गया है, जिस बिंदु पर जटिल नाभिक का निर्माण समाप्त हो गया है, केवल हाइड्रोजन -1 और हीलियम -4 बहुतायत में हैं। यदि मुक्त न्यूट्रॉन रहते हैं, तो वे प्रोटॉन (हाइड्रोजन -1) और इलेक्ट्रॉनों में क्षय हो जाते हैं। कोई भारी परमाणु नहीं बनता है।

ऐसे ब्रह्मांड में, हाइड्रोजन-हीलियम गैस के बादल गैलेक्टिक-आकार के द्रव्यमान में टूट जाते हैं, और बाद में सितारों और विशाल ग्रहों में संघनित हो जाते हैं। नतीजतन, तारे और विशाल ग्रह दोनों लगभग पूरी तरह से हाइड्रोजन और हीलियम से बने हैं। और क्या कुछ भारी परमाणुओं के बारे में चिंता करने का कोई मतलब है यदि वे द्रव्यमान का केवल 3% और मौजूदा परमाणुओं की संख्या का 1% से कम बनाते हैं?

यह समझ में आता है! यह 3% समझाने की जरूरत है। हमें सितारों और विशाल ग्रहों में भारी परमाणुओं की नगण्य मात्रा की उपेक्षा नहीं करनी चाहिए, क्योंकि पृथ्वी जैसा ग्रह लगभग विशेष रूप से भारी परमाणुओं से बना है। इसके अलावा, मानव शरीर में और सामान्य रूप से जीवित प्राणियों में, हाइड्रोजन द्रव्यमान का केवल 10% बनाता है, और हीलियम पूरी तरह से अनुपस्थित है। शेष सभी 90% द्रव्यमान भारी परमाणु हैं।

दूसरे शब्दों में, यदि बिग बैंग के तुरंत बाद ब्रह्मांड अपरिवर्तित रहता और नाभिकों के निर्माण की प्रक्रिया पूरी हो जाती, तो पृथ्वी जैसे ग्रह और उस पर स्वयं जीवन, एक निश्चित रूप में, पूरी तरह से असंभव होता।

इससे पहले कि आप और मैं इस दुनिया में प्रकट हो सकें, पहले भारी परमाणुओं का निर्माण होना था। पर कैसे?

सितारों से रिसाव

वास्तव में, यह अब हमारे लिए कोई रहस्य नहीं है, क्योंकि हम पहले ही बात कर चुके हैं कि तारों की गहराई में नाभिक कैसे बनते हैं। हमारे सूर्य में, उदाहरण के लिए, इसके मध्य क्षेत्रों में, हाइड्रोजन लगातार हीलियम (हाइड्रोजन संलयन, जो सूर्य की ऊर्जा के स्रोत के रूप में कार्य करता है) में परिवर्तित होता है। हाइड्रोजन संलयन अन्य सभी मुख्य अनुक्रम सितारों में भी किया जाता है)।

यदि यह एकमात्र संभव परिवर्तन था, और यह परिवर्तन अपनी वर्तमान दर पर अनिश्चित काल तक चलने के लिए नियत था, तो सभी हाइड्रोजन को संश्लेषित किया जाएगा और ब्रह्मांड में लगभग 500 अरब वर्ष (हमारे ब्रह्मांड की आयु का 30 - 40 गुना) के लिए शुद्ध हीलियम शामिल होगा। ) . फिर भी, बड़े पैमाने पर परमाणुओं की उपस्थिति स्पष्ट नहीं है।

विशाल परमाणु, जैसा कि हम अब जानते हैं, तारकीय कोर में उत्पन्न होते हैं। लेकिन उनका जन्म तभी होता है जब ऐसे सितारे के मुख्य अनुक्रम को छोड़ने का समय होता है। इस चरमोत्कर्ष तक, नाभिक इतना घना और गर्म होता है कि हीलियम -4 नाभिक सबसे बड़ी गति और आवृत्ति के साथ एक दूसरे से टकराते हैं। समय-समय पर, तीन हीलियम -4 नाभिक टकराते हैं और एक स्थिर नाभिक में विलीन हो जाते हैं, जिसमें छह प्रोटॉन और छह न्यूट्रॉन होते हैं। कार्बन-12 है।

किसी तारे के मूल में अब तिहरी टक्कर कैसे हो सकती है, न कि बिग बैंग के तुरंत बाद की अवधि में?

खैर, मुख्य अनुक्रम को छोड़ने की तैयारी कर रहे तारों के कोर में, अत्यधिक दबाव में तापमान लगभग 100,000,000 °C तक पहुँच जाता है। इस तरह के तापमान और दबाव भी एक बहुत ही युवा ब्रह्मांड में निहित हैं। लेकिन एक तारे के मूल का एक बड़ा फायदा है: ट्रिपल हीलियम -4 की टक्कर होना बहुत आसान है, अगर हाइड्रोजन -1 नाभिक शिपिंग हीलियम -4 नाभिक के अलावा तारे के कोर में कोई अन्य नाभिक न हो।

इसका मतलब है कि ब्रह्मांड के पूरे इतिहास में तारों के अंदरूनी हिस्सों में भारी नाभिक का निर्माण हुआ है, इस तथ्य के बावजूद कि बिग बैंग के तुरंत बाद ऐसे नाभिक नहीं बने थे। इसके अलावा, आज और भविष्य दोनों में, तारों के कोर में भारी नाभिक बनेंगे। और न केवल कार्बन नाभिक, बल्कि लोहे सहित अन्य सभी बड़े नाभिक, जो, जैसा कि कहा गया था, सितारों में सामान्य संलयन प्रक्रियाओं का अंत है।

और फिर भी दो प्रश्न शेष हैं: 1) सितारों के केंद्रों में उत्पन्न होने वाले भारी नाभिक ब्रह्मांड में इस तरह से कैसे फैलते हैं कि वे पृथ्वी पर और हम दोनों में हैं? 2) लोहे के नाभिक से अधिक विशाल नाभिक वाले तत्व कैसे बनते हैं? आखिरकार, लोहे का सबसे विशाल स्थिर कोर लोहा -58 है, जिसमें 26 प्रोटॉन और 32 न्यूट्रॉन होते हैं। और फिर भी पृथ्वी पर यूरेनियम -238 तक भारी नाभिक हैं, जिसमें 92 प्रोटॉन और 146 न्यूट्रॉन हैं।

आइए पहले पहले प्रश्न को देखें। क्या ऐसी प्रक्रियाएं हैं जो ब्रह्मांड में तारकीय सामग्री के प्रसार में योगदान करती हैं?

अस्तित्व। और उनमें से कुछ को हम अपने सूर्य का अध्ययन करके स्पष्ट रूप से महसूस कर सकते हैं।

नग्न आंखों के लिए (आवश्यक सावधानियों के साथ), सूर्य एक शांत, फीचर रहित उज्ज्वल कक्षा प्रतीत हो सकता है, लेकिन हम जानते हैं कि यह निरंतर तूफान की स्थिति में है। इसके आंतरिक भाग में अत्यधिक तापमान ऊपरी परतों में संवहन गति का कारण बनता है (जैसे पानी के बर्तन में उबालने के लिए)। सौर पदार्थ लगातार इधर-उधर उठ रहा है, सतह को तोड़ रहा है, इसलिए सूर्य की सतह "कणों" से ढकी हुई है, जो इसके लिए संवहनी स्तंभ हैं। (ऐसा दाना सौर सतह की तस्वीरों में बहुत छोटा दिखता है, लेकिन वास्तव में इसका क्षेत्रफल एक सभ्य अमेरिकी या यूरोपीय राज्य का है।)

संवहन सामग्री बढ़ने पर फैलती है और ठंडी होती है और एक बार सतह पर आने के बाद, एक नए, गर्म प्रवाह के लिए जगह बनाने के लिए फिर से नीचे जाने की प्रवृत्ति होती है।

यह शाश्वत चक्र एक क्षण के लिए भी नहीं रुकता, यह ऊष्मा को क्रोड से सूर्य की सतह तक स्थानांतरित करने में मदद करता है। सतह से, ऊर्जा को विकिरण के रूप में अंतरिक्ष में छोड़ा जाता है, इसमें से अधिकांश वह प्रकाश है जिसे हम देखते हैं और जिस पर ही पृथ्वी पर जीवन निर्भर करता है।

संवहन की प्रक्रिया कभी-कभी तारे की सतह पर असाधारण घटनाओं को जन्म दे सकती है, जब न केवल विकिरण अंतरिक्ष में भाग जाता है, बल्कि वास्तविक सौर पदार्थ के पूरे ढेर भी निकल जाते हैं।

1842 में, दक्षिणी फ्रांस और उत्तरी इटली में सूर्य का पूर्ण ग्रहण देखा गया था। उस समय, ग्रहणों का शायद ही कभी विस्तार से अध्ययन किया जाता था, क्योंकि वे आमतौर पर बड़े खगोलीय वेधशालाओं से दूर के क्षेत्रों में होते थे, और विशेष उपकरणों के पूर्ण भार के साथ लंबी दूरी की यात्रा करना बिल्कुल भी आसान नहीं था। लेकिन 1842 का ग्रहण पश्चिमी यूरोप के खगोलीय केंद्रों के पास से गुजरा और खगोलविद अपने उपकरणों के साथ वहां जमा हो गए।

पहली बार यह देखा गया कि सौर मंडल के चारों ओर कुछ लाल-गर्म, बैंगनी रंग की वस्तुएं हैं जो सूर्य की डिस्क को चंद्रमा द्वारा कवर किए जाने पर स्पष्ट रूप से दिखाई देती हैं। ऐसा लग रहा था कि सौर सामग्री के जेट अंतरिक्ष में शूट किए गए हैं, और इन उग्र जीभों को "प्रमुखता" कहा जाता था।

कुछ समय के लिए, खगोलविद अभी भी इस बारे में झिझक रहे थे कि ये प्रमुखताएं चंद्रमा या सूर्य से संबंधित हैं, लेकिन 1851 में एक और ग्रहण हुआ, इस बार स्वीडन में मनाया गया, और सावधानीपूर्वक अवलोकन से पता चला कि प्रमुखता एक घटना है, सौर, और चंद्रमा है उनके साथ करने के लिए कुछ नहीं है।

तब से, प्रमुखता का नियमित रूप से अध्ययन किया गया है और अब इसे किसी भी समय उपयुक्त उपकरणों के साथ देखा जा सकता है। ऐसा करने के लिए आपको पूर्ण ग्रहण की प्रतीक्षा करने की आवश्यकता नहीं है। कुछ प्रमुखताएँ एक शक्तिशाली चाप में उठती हैं और सूर्य की सतह से दसियों हज़ार किलोमीटर की ऊँचाई तक पहुँचती हैं। अन्य 1300 किमी / सेकंड की गति से ऊपर की ओर विस्फोट करते हैं। हालांकि प्रमुखता सूर्य की सतह पर देखी जाने वाली सबसे शानदार घटना है, फिर भी उनमें सबसे अधिक ऊर्जा नहीं होती है।

1859 में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री रिचर्ड कैरिंगटन (1826-1875) ने सूर्य की सतह पर चमकते तारे के आकार का एक बिंदु देखा, जो पांच मिनट तक जलता रहा और फिर गायब हो गया। यह पहली बार देखा गया रिकॉर्डेड दृश्य था जिसे अब हम सोलर फ्लेयर कहते हैं। कैरिंगटन ने खुद सोचा था कि सूर्य पर एक बड़ा उल्कापिंड गिरा।

कैरिंगटन के अवलोकन ने तब तक ध्यान आकर्षित नहीं किया जब तक कि अमेरिकी खगोलशास्त्री जॉर्ज हेल ने 1926 में स्पेक्ट्रोहेलियोस्कोप का आविष्कार नहीं किया। इससे सूर्य को विशेष तरंग दैर्ध्य के प्रकाश में देखना संभव हो गया। सौर ज्वालाएं प्रकाश की कुछ तरंग दैर्ध्य में उल्लेखनीय रूप से समृद्ध होती हैं, और जब सूर्य को इन तरंग दैर्ध्य पर देखा जाता है, तो चमक बहुत तेज दिखाई देती है।

अब हम जानते हैं कि सोलर फ्लेयर्स आम हैं, वे सनस्पॉट से जुड़े होते हैं, और जब सूर्य पर कई सनस्पॉट होते हैं, तो हर कुछ घंटों में छोटे-छोटे फ्लेयर्स होते हैं, और कुछ हफ्तों के बाद बड़े होते हैं।

सोलर फ्लेयर्स सौर सतह पर उच्च-ऊर्जा विस्फोट होते हैं, और सतह के वे हिस्से जो भड़कते हैं, वे अपने आसपास के अन्य क्षेत्रों की तुलना में बहुत अधिक गर्म होते हैं। सूर्य की सतह के एक हजारवें हिस्से को कवर करने वाली एक चमक सूर्य की पूरी सामान्य सतह की तुलना में अधिक उच्च-ऊर्जा विकिरण (यूवी, एक्स-रे और यहां तक ​​​​कि गामा किरणें) भेज सकती है।

हालांकि प्रमुखताएं बहुत प्रभावशाली दिखती हैं और कई दिनों तक मौजूद रह सकती हैं, सूर्य उनके माध्यम से बहुत कम पदार्थ खो देता है। फ्लैश पूरी तरह से अलग मामला है। वे कम ध्यान देने योग्य हैं, उनमें से कई केवल कुछ ही मिनटों तक चलते हैं, उनमें से सबसे बड़ा भी कुछ घंटों के बाद पूरी तरह से गायब हो जाता है, लेकिन उनके पास इतनी अधिक ऊर्जा होती है कि वे अंतरिक्ष में पदार्थ को शूट करते हैं; यह मामला हमेशा के लिए सूर्य से खो गया है।

यह 1843 में समझा जाने लगा, जब जर्मन खगोलशास्त्री सैमुअल हेनरिक श्वाबे (1789-1875), जिन्होंने सत्रह वर्षों तक प्रतिदिन सूर्य का अवलोकन किया, ने बताया कि इसकी सतह पर सनस्पॉट की संख्या लगभग ग्यारह वर्षों की अवधि में कम हो गई और कम हो गई।

1852 में, अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी एडवर्ड सबिन (1788-1883) ने देखा कि पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र ("चुंबकीय तूफान") में गड़बड़ी उसी समय उठती और गिरती है, जब सनस्पॉट चक्र।

पहले तो यह सिर्फ एक सांख्यिकीय बयान था, क्योंकि कोई नहीं जानता था कि कनेक्शन क्या हो सकता है। हालांकि, समय के साथ, जब उन्होंने सौर ज्वालाओं की ऊर्जावान प्रकृति को समझना शुरू किया, तो एक संबंध का पता चला। सौर डिस्क के केंद्र के पास एक बड़े सौर भड़कने के दो दिन बाद (यह सीधे पृथ्वी का सामना कर रहा था), पृथ्वी पर कम्पास की सुई खराब हो गई, और उत्तरी रोशनी पूरी तरह से असामान्य रूप ले ली।

दो दिन के इस इंतजार ने बहुत कुछ किया। यदि ये प्रभाव सौर विकिरण के कारण होते, तो प्रकोप और इसके परिणामों के बीच का समय अंतराल आठ मिनट होगा: सौर विकिरण प्रकाश की गति से पृथ्वी की ओर उड़ता है। लेकिन दो दिनों की देरी का मतलब था कि जो भी "संकटमोचक" इन प्रभावों का कारण बनता है, उसे लगभग 300 किमी / घंटा की गति से सूर्य से पृथ्वी की ओर बढ़ना चाहिए। बेशक, यह तेज़ भी है, लेकिन किसी भी तरह से प्रकाश की गति के अनुरूप नहीं है। उपपरमाण्विक कणों से ऐसी गति की अपेक्षा की जा सकती है। पृथ्वी की दिशा में सौर घटनाओं के परिणामस्वरूप निकाले गए इन कणों ने विद्युत आवेशों को वहन किया और पृथ्वी से गुजरते हुए, इस तरह से कम्पास सुइयों और उत्तरी रोशनी को प्रभावित किया होगा। जब सूर्य द्वारा निकाले गए उपपरमाण्विक कणों के विचार को समझा गया और ग्रहण किया गया, तो सूर्य की एक और विशेषता स्पष्ट होने लगी।

जब सूर्य पूर्ण ग्रहण की स्थिति में होता है, तब एक साधारण आँख से आप उसके चारों ओर मोती के रंग की चमक देख सकते हैं, केंद्र में, सूर्य के स्थान पर, बादल छाए हुए चंद्रमा की काली डिस्क है। यह चमक (या चमक) सौर मुकुट है, जिसे इसका नाम लैटिन शब्द कोरोना से मिला है - एक मुकुट (मुकुट सूर्य को एक प्रकार के उज्ज्वल मुकुट, या प्रभामंडल के साथ घेरता है)।

1842 के उल्लिखित सूर्य ग्रहण ने प्रमुखता के वैज्ञानिक अध्ययन की शुरुआत की। फिर पहली बार ताज की सावधानीपूर्वक जांच की गई। यह पता चला कि वह भी सूर्य की है, चंद्रमा की नहीं। 1860 से, फोटोग्राफी और बाद में स्पेक्ट्रोस्कोपी, कोरोना अनुसंधान में शामिल रहा है।

1870 में, स्पेन में एक सूर्य ग्रहण के दौरान, अमेरिकी खगोलशास्त्री चार्ल्स यंग (1834-1908) ने पहली बार कोरोना के स्पेक्ट्रम का अध्ययन किया। स्पेक्ट्रम में उन्हें एक चमकदार हरी रेखा मिली जो किसी भी ज्ञात तत्व की किसी ज्ञात रेखा की स्थिति के अनुरूप नहीं थी। अन्य अजीब रेखाएं भी खोजी गईं, और यंग ने माना कि वे कुछ नए तत्व का प्रतिनिधित्व करते हैं और इसे "कोरोनी" नाम दिया है।

इस "कोरोनी" का क्या उपयोग है, केवल और वह सब जो किसी प्रकार की वर्णक्रमीय रेखा है। तब तक, नहीं, जब तक परमाणु की संरचना की प्रकृति का वर्णन नहीं किया गया था। यह पता चला कि प्रत्येक परमाणु में केंद्र में एक भारी नाभिक होता है, जो परिधि पर एक या अधिक प्रकाश इलेक्ट्रॉनों से घिरा होता है। हर बार जब कोई इलेक्ट्रॉन किसी परमाणु को छोड़ता है, तो उस परमाणु द्वारा उत्पन्न वर्णक्रमीय रेखाएँ बदल जाती हैं। रसायनज्ञ परमाणुओं के स्पेक्ट्रम का पता लगा सकते थे जिन्होंने दो या तीन इलेक्ट्रॉनों को खो दिया था, लेकिन इन परिस्थितियों में बड़ी संख्या में इलेक्ट्रॉनों को हटाने और स्पेक्ट्रम का अध्ययन करने की तकनीक अभी तक उनके लिए उपलब्ध नहीं थी।

1941 में, बेंग्ट एडलेन यह दिखाने में कामयाब रहे कि "कोरोनियम" कोई नया तत्व नहीं है। साधारण तत्व - लोहा, निकल और कैल्शियम बिल्कुल एक ही रेखा छोड़ते हैं, यदि आप उनसे एक दर्जन इलेक्ट्रॉन निकालते हैं। तो "कोरोनियम" एक साधारण तत्व था जिसमें कई इलेक्ट्रॉनों की कमी थी।

इलेक्ट्रॉनों की इतनी बड़ी कमी केवल असाधारण उच्च तापमान के कारण हो सकती है, और एडलेन ने सुझाव दिया कि सौर कोरोना एक या दो मिलियन डिग्री के तापमान पर होना चाहिए। पहले तो यह सामान्य अविश्वास के साथ मिला, लेकिन अंत में, जब रॉकेट प्रौद्योगिकी का समय आया, तो यह पाया गया कि सौर कोरोना एक्स-किरणों का उत्सर्जन करता है, और यह केवल एडलेन द्वारा अनुमानित तापमान पर ही हो सकता है।

तो, कोरोना सूर्य का बाहरी वातावरण है, जो लगातार सौर ज्वालाओं द्वारा फेंके गए पदार्थ से पोषित होता है। कोरोना अत्यंत दीप्तिमान पदार्थ है, इतना दुर्लभ है कि एक घन सेंटीमीटर में एक अरब से भी कम कण होते हैं, और यह समुद्र तल पर पृथ्वी के वायुमंडल के घनत्व का लगभग एक ट्रिलियनवां हिस्सा है।

वास्तव में, यह एक वास्तविक शून्य है। सूर्य की सतह से उसके ज्वालामुखियों, चुंबकीय क्षेत्रों और लगातार गर्जना वाली संवहनी धाराओं से विशाल ध्वनि कंपनों द्वारा निकाली गई ऊर्जा को अपेक्षाकृत कम संख्या में कणों के बीच वितरित किया जाता है। हालांकि कोरोना में निहित सभी गर्मी छोटी है (इसकी उचित मात्रा को देखते हुए), इन कुछ कणों में से प्रत्येक के पास गर्मी की मात्रा काफी अधिक है, और यह "प्रति कण गर्मी" है जिसका मतलब मापा तापमान है।

कोरोना कण सौर सतह से बाहर की ओर निकाले गए व्यक्तिगत परमाणु हैं, जिनमें से अधिकांश या सभी इलेक्ट्रॉनों को उच्च तापमान द्वारा दूर ले जाया गया है। चूंकि सूर्य ज्यादातर हाइड्रोजन से बना है, इनमें से अधिकतर कण हाइड्रोजन नाभिक या प्रोटॉन हैं। हीलियम नाभिक द्वारा मात्रात्मक शब्दों में हाइड्रोजन का पालन किया जाता है। अन्य सभी भारी नाभिकों की संख्या काफी नगण्य है। और यद्यपि कुछ भारी नाभिक कोरोनियम की प्रसिद्ध रेखाओं का कारण बनते हैं, वे केवल निशान के रूप में मौजूद होते हैं।

कोरोना के कण सूर्य से सभी दिशाओं में दूर जाते हैं। जैसे-जैसे वे फैलते हैं, कोरोना अधिक से अधिक मात्रा में व्याप्त हो जाता है और अधिक दुर्लभ हो जाता है। नतीजतन, इसका प्रकाश अधिक से अधिक कमजोर होता जाता है, जब तक कि सूर्य से कुछ दूरी पर यह पूरी तरह से गायब नहीं हो जाता।

हालांकि, इस तथ्य से कि पर्यवेक्षक की आंखों के लिए कोरोना पूरी तरह से गायब होने के बिंदु तक कमजोर हो जाता है, इसका मतलब यह नहीं है कि यह अंतरिक्ष में भागते हुए कणों के रूप में मौजूद नहीं है। 1959 में अमेरिकी भौतिक विज्ञानी यूजीन पार्कर (बी। 1927) ने इन तेज कणों को सौर हवा कहा।

सौर हवा, विस्तार करते हुए, निकटतम ग्रहों तक पहुँचती है और आगे भी गुजरती है। रॉकेट परीक्षणों से पता चला है कि सौर हवा शनि की कक्षा से परे पता लगाने योग्य है और नेप्च्यून और प्लूटो की कक्षाओं से परे भी पता लगाने योग्य होने की संभावना है।

दूसरे शब्दों में, सूर्य के चारों ओर चक्कर लगाने वाले सभी ग्रह इसके सबसे विस्तृत वातावरण में घूमते हैं। हालांकि, यह वातावरण इतना दुर्लभ है कि यह ग्रहों की गति को किसी भी तरह से प्रभावित नहीं करता है।

और फिर भी सौर हवा इतनी भूतिया चीज नहीं है कि वह खुद को कई तरह से प्रकट नहीं करती है। सौर हवा के कण विद्युत आवेशित होते हैं, और ये कण, पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कब्जा कर लिए जाते हैं, "वैन एलन बेल्ट" बनाते हैं जो औरोरा को प्रज्वलित करते हैं, कंपास और इलेक्ट्रॉनिक उपकरणों को भ्रमित करते हैं। सोलर फ्लेयर्स सौर हवा को एक पल के लिए बढ़ा देते हैं और कुछ समय के लिए इन प्रभावों की तीव्रता को बहुत बढ़ा देते हैं।

पृथ्वी के आसपास, सौर हवा के कण 400-700 किमी / सेकंड की गति से दौड़ते हैं, और 1 सेमी 3 में उनकी संख्या 1 से 80 तक भिन्न होती है। यदि ये कण पृथ्वी की सतह से टकराते हैं, तो उनका सबसे हानिकारक प्रभाव होगा। सभी जीवित चीजों पर, सौभाग्य से, हम पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र और उसके वातावरण से सुरक्षित हैं।

सौर हवा के माध्यम से सूर्य द्वारा खोए गए पदार्थ की मात्रा 1 बिलियन किग्रा/सेकेंड है। मानव मानकों के अनुसार यह बहुत अधिक है, सूर्य के लिए यह केवल एक छोटी सी चीज है। सूर्य लगभग 5 अरब वर्षों से मुख्य अनुक्रम पर है और अगले 5-6 अरब वर्षों तक इस पर रहेगा। यदि इस पूरे समय के दौरान यह खोता रहा है और वर्तमान दर पर हवा के साथ अपना द्रव्यमान खोना जारी रखेगा, तो मुख्य अनुक्रम तारे के रूप में अपने जीवन की पूरी अवधि में सूर्य का कुल नुकसान इसके 1/5 होगा द्रव्यमान।

फिर भी, किसी भी ठोस तारे के द्रव्यमान का 1/5, तारों के बीच विशाल रिक्त स्थान में बहने वाले पदार्थ की कुल आपूर्ति में जोड़ा गया औसत राशि नहीं है। यह सिर्फ एक उदाहरण है कि कैसे पदार्थ सितारों से दूर जा सकता है और इंटरस्टेलर गैस की कुल आपूर्ति में शामिल हो सकता है।

हमारा सूर्य इस अर्थ में असामान्य नहीं है। हमारे पास यह मानने का हर कारण है कि हर तारा जो अभी तक नहीं गिरा है, एक तारकीय हवा भेजता है।

बेशक, हम सितारों का अध्ययन उसी तरह नहीं कर सकते जैसे हम सूर्य का अध्ययन करते हैं, लेकिन कुछ सामान्यीकरण किए जा सकते हैं। उदाहरण के लिए, छोटे, ठंडे लाल बौने होते हैं, जो अनियमित अंतराल पर, अचानक प्रकाश के सफेद होने के साथ-साथ चमक में वृद्धि दिखाते हैं। यह प्रवर्धन कई मिनटों से एक घंटे तक रहता है और इसमें ऐसी विशेषताएं होती हैं कि इसे एक छोटे तारे की सतह पर एक फ्लैश के लिए गलत माना जा सकता है।

इसलिए इन लाल बौनों को चमकते सितारे कहा जाता है।

एक चमक, एक सौर चमक की तुलना में परिमाण में कम कमजोर, एक छोटे से तारे पर अधिक ध्यान देने योग्य प्रभाव प्राप्त करेगी। यदि एक बड़ी पर्याप्त चमक सूर्य की चमक को 1% बढ़ा सकती है, तो वही चमक एक मंद तारे के प्रकाश को 250 गुना बढ़ाने के लिए पर्याप्त होगी।

नतीजतन, यह अच्छी तरह से पता चल सकता है कि लाल बौने एक बहुत ही प्रभावशाली गुणवत्ता की तारकीय हवा भेजते हैं।

कुछ सितारों के असामान्य रूप से तेज तारकीय हवाएं भेजने की संभावना है। उदाहरण के लिए, लाल दिग्गजों की संरचना अत्यधिक फैली हुई है, जिनमें से सबसे बड़ा व्यास में सूर्य से 500 गुना बड़ा है। इसलिए, उनकी सतह का गुरुत्वाकर्षण अपेक्षाकृत छोटा है, क्योंकि विशाल लाल विशालकाय का बड़ा द्रव्यमान केंद्र से सतह तक असामान्य रूप से बड़ी दूरी से संतुलित होता है। इसके अलावा, लाल दिग्गज अपने अस्तित्व के अंत के करीब पहुंच रहे हैं और इसके पतन के साथ समाप्त हो जाएंगे। इसलिए, वे बेहद अशांत हैं।

इससे यह अनुमान लगाया जा सकता है कि शक्तिशाली भंवर कमजोर सतह आकर्षण के बावजूद तारकीय पदार्थ को दूर ले जाते हैं।

विशाल लाल विशाल बेतेल्यूज़ हमारे इतना करीब है कि खगोलविद इसके बारे में कुछ डेटा एकत्र करने में सक्षम हैं। उदाहरण के लिए, बेटेलगेस की तारकीय हवा को सूर्य की तुलना में एक अरब गुना अधिक तेज माना जाता है। यहां तक ​​​​कि यह देखते हुए कि बेटेलगेस का द्रव्यमान सूर्य के 16 गुना है, इस कमी की दर पर यह द्रव्यमान लगभग दस लाख वर्षों में पूरी तरह से पिघल सकता है (यदि यह बहुत जल्दी नहीं गिरता है)।

जाहिर है, हम मान सकते हैं कि हमारे तारे की सौर हवा सामान्य रूप से सभी तारकीय हवाओं की औसत तीव्रता से बहुत दूर नहीं है। यदि हम मान लें कि हमारी आकाशगंगा में 300 अरब तारे हैं, तो तारकीय हवा के माध्यम से खो गया कुल द्रव्यमान 3 x 1020 किग्रा/सेकेंड होगा।

इसका मतलब है कि हर 200 साल में सूर्य के द्रव्यमान के बराबर पदार्थ की मात्रा तारों को इंटरस्टेलर स्पेस में छोड़ देती है। यह मानते हुए कि हमारी आकाशगंगा 15 अरब वर्ष पुरानी है और इस समय के दौरान सौर हवाएं समान रूप से "उड़ा" देती हैं, हम पाते हैं कि तारों से अंतरिक्ष में स्थानांतरित किए गए पदार्थ का कुल द्रव्यमान हमारे सूर्य की तरह 75 मिलियन सितारों के द्रव्यमान के बराबर है। , या आकाशगंगा के लगभग 1/3 द्रव्यमान।

लेकिन तारकीय हवाएँ तारों की सतह परतों से उत्पन्न होती हैं, और ये परतें पूरी तरह से (या लगभग पूरी तरह से) हाइड्रोजन और हीलियम से बनी होती हैं। इसलिए, तारकीय हवाओं में पूरी तरह से (या लगभग पूरी तरह से) समान हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं और गांगेय मिश्रण में किसी भी भारी नाभिक का परिचय नहीं देते हैं।

तारे के केंद्र में भारी नाभिक बनते हैं और तारकीय सतह से दूर होने के कारण तारकीय हवा के निर्माण के दौरान गतिहीन रहते हैं।

जब तारकीय संरचना की ऊपरी परतों में भारी नाभिक के कुछ निशान होते हैं (जैसा कि हमारे पास सूर्य में है), तारकीय हवा में स्वाभाविक रूप से ये कुछ नाभिक शामिल होते हैं। भारी कोर मूल रूप से सितारों के अंदरूनी हिस्सों में नहीं बने थे, लेकिन वहां दिखाई दिए जब स्टार पहले ही बन चुका था। वे किसी बाहरी स्रोत की क्रिया से उत्पन्न हुए हैं जिसे हमें खोजना है।

तबाही के माध्यम से बाहर निकलें

यदि तारकीय हवाएं वह तंत्र नहीं हैं जिसके द्वारा किसी तारे के केंद्र से बाहरी अंतरिक्ष में भारी नाभिक ले जाया जाता है, तो हम उन हिंसक घटनाओं की ओर मुड़ते हैं जो तब होती हैं जब कोई तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है।

यहां हमें तुरंत अधिकांश तारों को पार करना है।

लगभग 75-80% मौजूदा तारे सूर्य से बहुत छोटे हैं। वे 20 से 200 अरब वर्षों तक कहीं भी मुख्य अनुक्रम में रहते हैं, यह इस बात पर निर्भर करता है कि वे कितने छोटे हैं, जिसका अर्थ है कि आज मौजूद किसी भी छोटे सितारे ने मुख्य अनुक्रम को कभी नहीं छोड़ा है। यहां तक ​​​​कि उनमें से सबसे पुराने, बिग बैंग के बाद पहले अरब वर्षों के दौरान ब्रह्मांड के भोर में बने, उनके पास अभी तक अपने हाइड्रोजन ईंधन का उपयोग करने के लिए उस बिंदु तक उपयोग करने का समय नहीं है जहां उन्हें मुख्य अनुक्रम छोड़ना चाहिए।

साथ ही, जब कोई छोटा तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है, तो वह चुपचाप ऐसा करता है। जहाँ तक हम जानते हैं, तारा जितना छोटा होता है, वह इस क्रम को उतना ही शांत करता है। एक छोटा तारा (सामान्य रूप से, सभी तारे) एक लाल विशालकाय में विस्तारित होगा, लेकिन इस मामले में, यह विस्तार एक छोटे लाल विशालकाय के गठन की ओर ले जाएगा। यह संभवतः दूसरों की तुलना में अधिक समय तक जीवित रहेगा, बड़ा और अधिक ध्यान देने योग्य, और अंततः, ढहने, कमोबेश चुपचाप एक सफेद बौने में बदल जाता है, निश्चित रूप से, सीरियस बी जितना घना नहीं है।

एक छोटे से तारे (मुख्य रूप से कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन) की गहराई में बने भारी तत्व, मुख्य अनुक्रम में अपने अस्तित्व के दौरान इसके मूल में शेष, तारे के सफेद बौने में बदलने के बाद वहीं रहेंगे। किसी भी परिस्थिति में वे एक नगण्य राशि से अधिक अंतरतारकीय गैस के भंडारण में नहीं जाएंगे। बहुत ही दुर्लभ मामलों को छोड़कर, छोटे तारों में उत्पन्न होने वाले भारी तत्व इन तारों में अनिश्चित काल तक बने रहते हैं।

सूर्य के द्रव्यमान के बराबर तारे (उनमें से 10–20%) ढह जाते हैं और सफेद बौनों में बदल जाते हैं, केवल 5 से 15 बिलियन वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर रहे। हमारा सूर्य, जो लगभग 10 अरब वर्षों तक मुख्य क्रम में होना चाहिए था, अभी भी उस पर है क्योंकि यह केवल 5 अरब साल पहले बना था।

सूर्य जैसे तारे, जो हमारे सूर्य से पुराने हैं, अब तक, शायद, लंबे समय तक मुख्य अनुक्रम छोड़ चुके हैं। ऐसा ही अन्य समान सितारों के साथ भी हुआ जो हमारे ब्रह्मांड की शैशवावस्था में उत्पन्न हुए थे। सूर्य के द्रव्यमान के बराबर तारे छोटे तारों की तुलना में बड़े लाल दानव बनाते हैं, और ये लाल दानव, सफेद बौने बनने के बिंदु पर पहुँचकर, इन तारों की तुलना में अधिक हिंसक रूप से ढह जाते हैं। पतन की ऊर्जा तारे के ऊपरी आवरणों को उड़ा देती है और उन्हें अंतरिक्ष में ले जाती है, जिससे पहले वर्णित प्रकार की एक ग्रह नीहारिका बनती है।

सूर्य के आकार के तारे के ढहने के दौरान बनने वाली गैस का विस्तार आवेश उसके मूल द्रव्यमान का 10 से 20% तक हो सकता है। हालाँकि, इस मामले को तारे के बाहरी क्षेत्रों से दूर ले जाया जाता है, और यहां तक ​​कि जब ऐसे तारे ढहने के कगार पर होते हैं, तो ये क्षेत्र, संक्षेप में, हाइड्रोजन और हीलियम के मिश्रण से ज्यादा कुछ नहीं होते हैं।

यहां तक ​​कि जब, पतन के बिंदु पर खड़े एक तारे के विक्षोभ के परिणामस्वरूप, उसके आंतरिक भाग से भारी नाभिक सतह पर लाए जाते हैं और गैस धारा के हिस्से के रूप में अंतरिक्ष में बाहर निकाल दिए जाते हैं, तब भी यह एक छोटा, मुश्किल से ध्यान देने योग्य हिस्सा होता है। वे भारी नाभिक जो अंतरतारकीय गैस बादलों में मौजूद होते हैं।

लेकिन चूंकि हमने सफेद बौनों के गठन पर रोक लगा दी है, इसलिए यह सवाल उचित है: उन विशेष मामलों में क्या होता है जब सफेद बौने का मतलब अंत नहीं होता है, बल्कि अंतरिक्ष में पदार्थ के वितरण में एक कारक के रूप में कार्य करता है?

इससे पहले इस पुस्तक में, हमने सफेद बौनों के बारे में एक करीबी बाइनरी सिस्टम के हिस्से के रूप में बात की थी जो एक लाल विशालकाय के चरण में आने वाले एक साथी स्टार की कीमत पर पदार्थ जमा करने में सक्षम था। समय-समय पर, एक सफेद बौने की सतह पर इस मामले का एक हिस्सा परमाणु प्रतिक्रिया द्वारा कवर किया जाता है, और बड़ी ऊर्जा जारी की जाती है, जो संलयन उत्पादों को बल के साथ अंतरिक्ष में फेंकती है, यह एक नई चमक के साथ भड़क जाती है।

लेकिन सफेद बौने द्वारा बनाई जा रही सामग्री ज्यादातर हाइड्रोजन और हीलियम के विस्तार वाले लाल विशालकाय की बाहरी परतों से होती है। संलयन प्रतिक्रिया हाइड्रोजन को हीलियम में बदल देती है, और यह हीलियम बादल है जो विस्फोट के दौरान अंतरिक्ष में उड़ जाता है।

इसका मतलब यह है कि इस अंतिम मामले में, यदि कोई भारी नाभिक साथी तारे से आया है या संश्लेषण की प्रक्रिया में बनता है, तो उनकी संख्या इतनी नगण्य है कि वे अंतरतारकीय बादलों में बिखरे हुए कई भारी नाभिकों की व्याख्या नहीं कर सकते हैं।

हमारे पास क्या बचा है?

भारी नाभिक का एकमात्र संभावित स्रोत सुपरनोवा है।

एक प्रकार 1 सुपरनोवा, जैसा कि मैंने पहले बताया, सामान्य नोवा के समान मिट्टी पर होता है: एक सफेद बौना लाल विशालकाय बनने के लिए पास के साथी से पदार्थ प्राप्त करता है। अंतर यह है कि यहां सफेद बौना चंद्रशेखर द्रव्यमान सीमा पर है, इसलिए जोड़ा गया द्रव्यमान अंततः इसे उस सीमा से परे धकेल देता है। सफेद बौना ढहने के लिए अभिशप्त है। उसी समय, इसमें एक शक्तिशाली परमाणु प्रतिक्रिया होती है और यह फट जाती है।

इसकी पूरी संरचना, द्रव्यमान में 1.4 सौर द्रव्यमान के बराबर, धूल में बिखर जाती है और फैलती हुई गैस के बादल में बदल जाती है।

कुछ समय के लिए हम इसे सुपरनोवा के रूप में देखते हैं, लेकिन यह विकिरण, जो पहले क्षण में बहुत मजबूत होता है, धीरे-धीरे गायब हो जाता है। जो कुछ बचा है वह गैस का एक बादल है जो लाखों वर्षों तक फैलता है जब तक कि यह इंटरस्टेलर गैस की सामान्य पृष्ठभूमि के साथ विलीन नहीं हो जाता।

जब एक सफेद बौना विस्फोट करता है, तो भारी मात्रा में कार्बन, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन और नियॉन (सबसे सामान्य तत्वों के सभी भारी नाभिक) अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं। विस्फोट के दौरान, एक और परमाणु प्रतिक्रिया होती है, जिसके परिणामस्वरूप नियॉन से भी भारी मात्रा में नाभिक का निर्माण होता है। बेशक, केवल बहुत कम सफेद बौने बड़े पैमाने पर होते हैं और एक बड़े साथी तारे के काफी करीब होते हैं जो टाइप 1 सुपरनोवा बन जाते हैं, लेकिन गैलेक्सी के जीवन के 14 अरब वर्षों में, इतने सारे विस्फोट हुए कि वे अधिक हो सकते थे अंतरतारकीय गैस में उपलब्ध भारी नाभिकों की एक महत्वपूर्ण संख्या की व्याख्या करने की तुलना में।

बाकी भारी नाभिक टाइप 2 सुपरनोवा के विकास के परिणामस्वरूप इंटरस्टेलर माध्यम में मौजूद हैं। हम बात कर रहे हैं, जैसा कि कहा गया था, बड़े पैमाने पर सितारों के बारे में जो सूर्य से 10, 20 और यहां तक ​​​​कि 60 गुना भारी हैं।

लाल दिग्गजों के रूप में सितारों के अस्तित्व के चरण में, उनके कोर में परमाणु संलयन होता है, जो तब तक जारी रहता है जब तक कि वहां बड़ी संख्या में लोहे के नाभिक बनने लगते हैं। लोहे का निर्माण एक गतिरोध है जिसके आगे परमाणु संलयन ऊर्जा उत्पादन उपकरण के रूप में मौजूद नहीं रह सकता है। इसलिए, तारा पतन के दौर से गुजर रहा है।

हालांकि तारकीय कोर में लोहे के नाभिक के नीचे भारी नाभिक की क्रमिक गहरी परतें होती हैं, तारे के बाहरी क्षेत्रों में अभी भी प्रभावशाली मात्रा में बरकरार हाइड्रोजन है, जो कभी भी उच्च तापमान और दबावों के संपर्क में नहीं आते हैं जो इसे परमाणु प्रतिक्रिया में प्रवेश करने के लिए मजबूर कर सकते हैं।

एक विशाल तारे का पतन इतनी तेजी से होता है कि वह तापमान और दबाव दोनों में तेज, विनाशकारी वृद्धि का अनुभव करता है। सभी हाइड्रोजन (और हीलियम भी), जो अब तक अशांत रहा है, अब प्रतिक्रिया कर रहा है, और सभी एक ही बार में। परिणाम एक विशाल विस्फोट है जिसे हम पृथ्वी से टाइप 2 सुपरनोवा के रूप में देखते हैं।

इस मामले में जारी ऊर्जा परमाणु प्रतिक्रियाओं में जा सकती है और लोहे की तुलना में भारी नाभिक बनाने में सक्षम है। नाभिक के इस तरह के गठन के लिए ऊर्जा की आमद की आवश्यकता होती है, लेकिन सुपरनोवा के प्रकोप के बीच, ऊर्जा पर कब्जा नहीं करना है ... इस तरह से यूरेनियम और भारी तक नाभिक बनते हैं। रेडियोधर्मी (अर्थात, अस्थिर) नाभिक के निर्माण के लिए पर्याप्त ऊर्जा है, जो समय के साथ क्षय होगी।

वास्तव में, ब्रह्मांड में मौजूद सभी भारी नाभिक टाइप 2 सुपरनोवा विस्फोटों के परिणामस्वरूप बने थे।

बेशक, ऐसे विशाल तारे, जिनसे टाइप 2 सुपरनोवा का निकलना निश्चित है, आम नहीं हैं। लाखों में केवल एक तारा, या शायद उससे भी कम, इसके लिए पर्याप्त द्रव्यमान है। हालाँकि, यह इतना दुर्लभ मामला नहीं है जितना पहली नज़र में लगता है।

इस प्रकार, हमारी आकाशगंगा में ऐसे हजारों तारे हैं जो संभावित प्रकार 2 सुपरनोवा हैं।

चूंकि विशाल तारे केवल कुछ मिलियन वर्षों तक ही मुख्य अनुक्रम में रह सकते हैं, इसलिए हमें आश्चर्य करने का अधिकार है: वे सभी बहुत पहले क्यों नहीं फटे और गायब हो गए? तथ्य यह है कि हर समय नए तारे बनते हैं और उनमें से कुछ बहुत बड़े द्रव्यमान वाले तारे होते हैं। टाइप 2 सुपरनोवा अब हम देखते हैं कि सितारों का विस्फोट कुछ मिलियन साल पहले हुआ था। टाइप 2 सुपरनोवा, जो दूर के भविष्य में होगा, बड़े सितारों के विस्फोट होंगे जो आज तक मौजूद नहीं हैं। हो सकता है कि सुपरनोवा और अधिक भव्य हों। अपेक्षाकृत हाल तक, खगोलविदों को यकीन था कि सूर्य से 60 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे शायद मौजूद नहीं हैं। यह माना जाता था कि उनके कोर में ऐसे तारे इतनी गर्मी विकसित करेंगे कि वे भारी गुरुत्वाकर्षण के बावजूद तुरंत फट जाएंगे।

दूसरे शब्दों में, वे कभी बन भी नहीं पाएंगे।

हालाँकि, 1980 के दशक में यह महसूस किया गया था कि इन तर्कों में आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के कुछ पहलुओं को ध्यान में नहीं रखा गया था। खगोलीय गणनाओं में इन पहलुओं को ध्यान में रखने के बाद, यह पता चला कि 100 सौर व्यास वाले तारे और सूर्य के द्रव्यमान का 2000 गुना अभी भी स्थिर हो सकते हैं। इसके अलावा, कई खगोलीय अवलोकनों ने पुष्टि की है कि ऐसे सुपरमैसिव सितारे मौजूद हैं।

स्वाभाविक रूप से, सुपरमैसिव तारे अंततः ढह गए और सुपरनोवा के रूप में विस्फोट हो गए, जिसने सामान्य सुपरनोवा की तुलना में बहुत अधिक ऊर्जा और अधिक लंबी अवधि में उत्पादन किया। इन सुपर विस्फोटों को स्पष्ट रूप से टाइप 3 सुपरनोवा माना जाना चाहिए।

लगभग उसी समय, सोवियत खगोलशास्त्री वी.पी. यूट्रोबिन ने वहां एक सुपरनोवा खोजने के लिए पिछले वर्षों के खगोलीय अभिलेखों का पूर्वव्यापी अध्ययन करने का निर्णय लिया, जो अपनी प्रकृति से टाइप 3 सुपरनोवा होगा। उन्होंने सुझाव दिया कि 1901 में आकाशगंगा में एक सुपरनोवा की खोज की गई थी। नक्षत्र पर्सियस, ठीक यही स्थिति है। दिनों या हफ्तों में चरम पर पहुंचने के बजाय, इस सुपरनोवा को अपनी अधिकतम चमक तक पहुंचने में पूरे एक साल का समय लगा, जिसके बाद यह बहुत धीरे-धीरे फीका पड़ गया, जो बाद के नौ वर्षों तक दिखाई देता रहा।

इसके द्वारा उत्सर्जित कुल ऊर्जा एक साधारण सुपरनोवा की ऊर्जा से 10 गुना अधिक थी। हमारे समय में भी, खगोलविदों ने सोचा था कि यह शानदार था, और वे स्पष्ट रूप से हैरान थे।

ऐसे अतिभारी तारे अत्यंत दुर्लभ होते हैं, लेकिन उनके द्वारा उत्पन्न भारी नाभिकों की संख्या साधारण सुपरनोवा द्वारा निर्मित नाभिकों की संख्या से एक हजार गुना या अधिक होती है। इसका अर्थ यह है कि अतिभारी तारों द्वारा बनाए गए अंतरतारकीय गैस बादलों में भारी नाभिक का योगदान बहुत बड़ा है। हमारे गैलेक्सी में अपने अस्तित्व के दौरान, जाहिरा तौर पर, विभिन्न सुपरनोवा (और एक समान संख्या, एक दूसरे में आकार में अंतर के लिए समायोजित) के 300 मिलियन विस्फोट हुए थे, और यह इंटरस्टेलर गैस में भारी नाभिक के भंडार की व्याख्या करने के लिए पर्याप्त है। , साधारण तारों की बाहरी परतों में (और हमारे ग्रह प्रणाली के अतिरिक्त - किसी भी ग्रह में)।

अब आप देखते हैं कि वस्तुतः पूरी पृथ्वी और हम सभी लगभग पूरी तरह से सितारों के अंदरूनी हिस्सों (हमारे सूर्य के अलावा) में बने परमाणुओं से बने हैं और शुरुआती सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान अंतरिक्ष में फैल गए हैं। हम अलग-अलग परमाणुओं को इंगित नहीं कर सकते हैं और कह सकते हैं कि वे किस तारे पर पैदा हुए थे और वास्तव में उन्हें अंतरिक्ष में कब फेंका गया था, लेकिन हम जानते हैं कि वे किसी दूर के तारे पर पैदा हुए थे और सुदूर अतीत में एक विस्फोट के परिणामस्वरूप हमारे पास आए थे।

इस प्रकार, हम और हमारी दुनिया, न केवल सितारों से, बल्कि विस्फोट करने वाले सितारों से उत्पन्न हुई है। हम सुपरनोवा से आए हैं!

टिप्पणियाँ:

पृथ्वी के निकटतम विकिरण पेटी का अंतरतम भाग, "वैन एलन बेल्ट", प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों द्वारा बनता है जो पृथ्वी के वायुमंडल की ऊपरी परतों से निकलने वाले न्यूट्रॉन के क्षय से उत्पन्न होते हैं - टिप्पणी। ईडी।

सूर्य का ऊर्जा स्रोत

ज्ञान शक्ति है

कार्बन चक्र

तारों के आंतरिक भाग में हाइड्रोजन किस प्रकार हीलियम में परिवर्तित होता है?इस प्रश्न का पहला उत्तर स्वतंत्र रूप से संयुक्त राज्य अमेरिका में हैंस बेथे और कार्ल-फ्रेडरिक वॉन वेइज़्सैकर द्वारा खोजा गया था। जर्मनी. 1938 में, उन्होंने पहली प्रतिक्रिया की खोज की जो हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करती है और तारों को जीवित रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा प्रदान कर सकती है। इसके लिए समय आ गया है: 11 जुलाई, 1938 को, वेइज़्सैकर की पांडुलिपि "ज़ीट्सक्रिफ्ट फर फिजिक" पत्रिका के संपादकों द्वारा प्राप्त की गई थी, और उसी वर्ष 7 सितंबर को, बेथे की पांडुलिपि को "भौतिक" पत्रिका के संपादकों द्वारा प्राप्त किया गया था। समीक्षा"। दोनों पत्रों ने कार्बन चक्र की खोज को रेखांकित किया। बेथे और क्रिचफील्ड ने पहले ही 23 जून को एक पेपर भेजा था जिसमें प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र का सबसे महत्वपूर्ण हिस्सा था।

यह प्रक्रिया काफी जटिल है। इसकी घटना के लिए यह आवश्यक है कि, हाइड्रोजन के अलावा, अन्य तत्वों के परमाणु, जैसे कार्बन, सितारों में मौजूद हों। कार्बन परमाणुओं के नाभिक उत्प्रेरक की भूमिका निभाते हैं। हम रसायन विज्ञान के उत्प्रेरकों के बारे में अच्छी तरह जानते हैं। प्रोटॉन कार्बन नाभिक से जुड़ते हैं, जहां हीलियम परमाणु बनते हैं। तब कार्बन नाभिक प्रोटॉन से बने हीलियम नाभिक को बाहर धकेलता है, और इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप स्वयं अपरिवर्तित रहता है।

आकृति इस प्रतिक्रिया की योजना दिखाती है, जिसमें एक बंद चक्र का रूप होता है। इस प्रतिक्रिया पर विचार करेंआकृति के शीर्ष पर शुरू। प्रक्रिया एक हाइड्रोजन परमाणु के नाभिक के साथ 12 की द्रव्यमान संख्या वाले कार्बन नाभिक से टकराने से शुरू होती है। हम इसे C 12 के रूप में नामित करते हैं। टनलिंग प्रभाव के कारण, प्रोटॉन कार्बन नाभिक के विद्युत प्रतिकर्षण बलों को दूर कर सकता है और इसके साथ एकजुट हो सकता है।

सितारों के आंतरिक भाग में बेथ प्रतिक्रियाओं के कार्बन चक्र में हाइड्रोजन का हीलियम में परिवर्तन। लाल लहरदार तीर दिखाते हैं कि परमाणु विद्युत चुम्बकीय विकिरण की मात्रा का उत्सर्जन करता है।

नए कोर में पहले से ही तेरह भारी शामिल हैं प्राथमिक कण. प्रोटॉन के धनात्मक आवेश के कारण मूल कार्बन नाभिक का आवेश बढ़ जाता है। इस मामले में, 13 की द्रव्यमान संख्या वाला एक नाइट्रोजन नाभिक उत्पन्न होता है। इसे एन 13 के रूप में नामित किया गया है। नाइट्रोजन का यह समस्थानिक रेडियोधर्मी है और थोड़ी देर बाद दो प्रकाश कणों का उत्सर्जन करता है: एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो - एक प्राथमिक कण, जिसके बारे में हम बाद में सुनेंगे। इस प्रकार, नाइट्रोजन नाभिक 13 की द्रव्यमान संख्या के साथ कार्बन नाभिक में बदल जाता है, अर्थात। सी 13 में। इस नाभिक में फिर से चक्र की शुरुआत में कार्बन नाभिक के समान ही चार्ज होता है, लेकिन इसकी द्रव्यमान संख्या पहले से ही एक और है। अब हमारे पास कार्बन के दूसरे समस्थानिक का एक नाभिक है। यदि कोई अन्य प्रोटॉन इस नाभिक से टकराता है, तो नाइट्रोजन नाभिक पुनः प्रकट होता है। हालाँकि, अब इसकी द्रव्यमान संख्या 14 है, जो N 14 है। यदि एक नया नाइट्रोजन परमाणु दूसरे प्रोटॉन से टकराता है, तो वह O 15, अर्थात में चला जाता है। 15 की द्रव्यमान संख्या के साथ एक ऑक्सीजन नाभिक में। यह नाभिक भी रेडियोधर्मी है, यह फिर से एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो का उत्सर्जन करता है और N 15 - नाइट्रोजन में 15 की द्रव्यमान संख्या के साथ जाता है। हम देखते हैं कि प्रक्रिया एक द्रव्यमान के साथ कार्बन के साथ शुरू हुई 12 की संख्या और द्रव्यमान संख्या 15 के साथ नाइट्रोजन की उपस्थिति का नेतृत्व किया। इस प्रकार, प्रोटॉन के क्रमिक जोड़ से भारी नाभिक की उपस्थिति होती है। एक अन्य प्रोटॉन को नाभिक N 15 से जुड़ने दें, फिर दो प्रोटॉन और दो न्यूट्रॉन एक साथ बने नाभिक से बाहर निकलते हैं, जो हीलियम नाभिक का निर्माण करते हैं। भारी नाभिक फिर से मूल कार्बन नाभिक में बदल जाता है। घेरा बंद है।

नतीजतन, चार प्रोटॉन मिलकर एक हीलियम नाभिक बनाते हैं: हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है। इस प्रक्रिया के दौरान, ऊर्जा निकलती है, जो सितारों को अरबों वर्षों तक चमकने के लिए पर्याप्त है।

हमने जिन अभिक्रियाओं पर विचार किया है, उनकी श्रृंखला के सभी चरणों में तारकीय पदार्थ का तापन नहीं होता है। तारकीय पदार्थ आंशिक रूप से विद्युत चुम्बकीय विकिरण क्वांटा के कारण गर्म होता है, जो अपनी ऊर्जा को तारकीय गैस में स्थानांतरित करता है, और आंशिक रूप से पॉज़िट्रॉन के कारण, जो तारकीय गैस के मुक्त इलेक्ट्रॉनों के साथ लगभग तुरंत नष्ट हो जाता है। पॉज़िट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों के विनाश के दौरान, विद्युत चुम्बकीय विकिरण का क्वांटा भी बनता है। इन क्वांटा की ऊर्जा तारकीय पदार्थ में स्थानांतरित हो जाती है। निर्मुक्त ऊर्जा का एक छोटा सा हिस्सा निवर्तमान न्यूट्रिनो के साथ तारे से दूर ले जाया जाता है। हम न्यूट्रिनो से संबंधित कुछ अस्पष्ट प्रश्नों पर बाद में विचार करेंगे।

1967 में, बेथे को कार्बन चक्र की खोज के लिए भौतिकी में नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया था, जिसे उन्होंने 1938 में वॉन वीज़सैकर के साथ मिलकर बनाया था। इस मामले में, नोबेल समिति स्पष्ट रूप से भूल गई कि इस खोज का सम्मान केवल बीटा का नहीं है।

हम जानते हैं कि चक्रीय परिवर्तन उत्प्रेरक तत्वों की उपस्थिति में होता है: कार्बन और नाइट्रोजन। लेकिन तारकीय इंटीरियर में, तीनों तत्वों का मौजूद होना जरूरी नहीं है। उनमें से एक काफी है। यदि चक्र की कम से कम एक प्रतिक्रिया शुरू होती है, तो तत्वों-उत्प्रेरक प्रतिक्रियाओं के बाद के चरणों के परिणामस्वरूप दिखाई देंगे। इसके अलावा, एक चक्रीय प्रतिक्रिया का प्रवाह इस तथ्य की ओर जाता है कि अनिच्छुक समस्थानिकों के बीच एक अच्छी तरह से परिभाषित मात्रात्मक अनुपात है। यह मात्रात्मक अनुपात उस तापमान पर निर्भर करता है जिस पर चक्र होता है। खगोल भौतिकीविद अब अपने स्पेक्ट्रोस्कोपिक तरीकों की मदद से ब्रह्मांडीय पदार्थ का काफी सटीक मात्रात्मक विश्लेषण कर सकते हैं। समस्थानिकों C 12, C 13, N 14 और N 15 की संख्या के अनुपात से, न केवल यह स्थापित करना संभव है कि तारकीय इंटीरियर में कार्बन चक्र के साथ पदार्थ का परिवर्तन होता है, बल्कि यह भी कि ये किस तापमान पर हैं प्रतिक्रियाएं होती हैं। हालांकि, न केवल कार्बन चक्र के माध्यम से हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित किया जा सकता है। कार्बन चक्र की प्रतिक्रियाओं के साथ-साथ अन्य सरल परिवर्तन भी होते हैं। यह वे हैं जो ऊर्जा की रिहाई में मुख्य योगदान (कम से कम सूर्य पर) करते हैं। इसके बाद, हम इन प्रतिक्रियाओं पर विचार करते हैं।

1930 के दशक के बाद से, खगोल भौतिकीविदों को इसमें कोई संदेह नहीं है कि प्रकाश तत्वों में परमाणु प्रतिक्रियाओं में से केवल एक ही पर्याप्त रूप से लंबे और ऊर्जावान समय के लिए स्पेक्ट्रम-चमकदार आरेख के मुख्य अनुक्रम में सितारों के विकिरण को बनाए रखने में सक्षम है। हाइड्रोजन से। अन्य प्रतिक्रियाएं या तो बहुत कम समय तक चलती हैं (बेशक, एक ब्रह्मांडीय पैमाने पर!), या बहुत कम ऊर्जा उत्पादन देती हैं।

हालांकि, एक हीलियम नाभिक में चार हाइड्रोजन नाभिक के प्रत्यक्ष संघ का मार्ग असंभव हो गया: सितारों के अंदरूनी हिस्सों में हाइड्रोजन के हीलियम में परिवर्तन की प्रतिक्रिया "गोल चक्कर" होनी चाहिए।

पहला तरीका पहले दो हाइड्रोजन परमाणुओं के अनुक्रमिक कनेक्शन में होता है, फिर उनमें एक तिहाई का जोड़, और इसी तरह।

दूसरा तरीका नाइट्रोजन और विशेष रूप से कार्बन परमाणुओं की "मदद" से हाइड्रोजन को हीलियम में बदलना है।

हालांकि पहला तरीका, ऐसा प्रतीत होता है, सरल है, काफी लंबे समय तक उन्होंने "उचित सम्मान" का आनंद नहीं लिया, और खगोल भौतिकीविदों का मानना ​​​​था कि मुख्य प्रतिक्रिया जो सितारों को ऊर्जा खिलाती है वह दूसरा तरीका है - "कार्बन चक्र"।

चार प्रोटॉन एक हीलियम नाभिक बनाने के लिए जाते हैं, जो कार्बन की मदद नहीं करने पर स्वयं कभी भी α-कण नहीं बनाना चाहेगा।

इन प्रतिक्रियाओं की श्रृंखला में, कार्बन एक आवश्यक सहयोगी की भूमिका निभाता है और, जैसा कि वह था, एक आयोजक। रासायनिक अभिक्रियाओं में ऐसे सहयोगी भी होते हैं, जिन्हें उत्प्रेरक कहते हैं।

हीलियम के निर्माण के दौरान, ऊर्जा न केवल खर्च की जाती है, बल्कि इसके विपरीत, जारी की जाती है। दरअसल, परिवर्तनों की श्रृंखला तीन -क्वांटा और दो पॉज़िट्रॉन के उत्सर्जन के साथ थी, जो γ-विकिरण में भी बदल गई। संतुलन है: 10 -5 (4·1.00758-4.00390) = 0.02642·10 -5 परमाणु द्रव्यमान इकाइयाँ।

इस द्रव्यमान से जुड़ी ऊर्जा को तारे की आंतों में छोड़ा जाता है, जो धीरे-धीरे सतह पर रिसती है और फिर विश्व अंतरिक्ष में विकीर्ण होती है। हीलियम फैक्ट्री तारों में तब तक लगातार काम करती है जब तक कि कच्चा माल, यानी हाइड्रोजन खत्म नहीं हो जाता। आगे क्या होता है, हम आगे बताएंगे।

उत्प्रेरक के रूप में कार्बन अनिश्चित काल तक चलेगा।

20 मिलियन डिग्री के क्रम के तापमान पर, कार्बन चक्र की प्रतिक्रियाओं की क्रिया तापमान के 17 वें डिग्री के समानुपाती होती है! तारे के केंद्र से कुछ दूरी पर, जहां तापमान केवल 10% कम होता है, ऊर्जा उत्पादन 5 के कारक से गिर जाता है, और जहां यह डेढ़ गुना कम होता है, वहां यह 800 गुना गिर जाता है! इसलिए, पहले से ही केंद्रीय, सबसे गरमागरम क्षेत्र से दूर नहीं, हाइड्रोजन के कारण हीलियम का निर्माण नहीं होता है। बाकी हाइड्रोजन गैसों के मिश्रण के बाद हीलियम में बदल जाएगी और इसे "कारखाने" के क्षेत्र में लाएगी - तारे के केंद्र में।

पचास के दशक की शुरुआत में, यह स्पष्ट हो गया कि 20 मिलियन डिग्री के तापमान पर, और इससे भी कम तापमान पर, प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया और भी अधिक प्रभावी होती है, जिससे हाइड्रोजन का नुकसान होता है और हीलियम का निर्माण होता है। सबसे अधिक संभावना है, यह परिवर्तनों की ऐसी श्रृंखला में आगे बढ़ता है।

दो प्रोटॉन, टकराते हुए, एक पॉज़िट्रॉन और प्रकाश की एक मात्रा का उत्सर्जन करते हैं, जो 2 के सापेक्ष परमाणु द्रव्यमान के साथ एक भारी हाइड्रोजन समस्थानिक में बदल जाता है। बाद वाला, दूसरे प्रोटॉन के साथ विलय के बाद, एक सापेक्ष परमाणु के साथ एक हल्के हाइड्रोजन समस्थानिक के परमाणु में बदल जाता है। 2 का द्रव्यमान। दूसरा, दूसरे प्रोटॉन के साथ विलय के बाद, विकिरण के रूप में द्रव्यमान की अधिकता का उत्सर्जन करते हुए, 3 के सापेक्ष परमाणु द्रव्यमान के साथ हीलियम के एक हल्के परमाणु समस्थानिक में बदल जाता है। यदि प्रकाश हीलियम के ऐसे परमाणु पर्याप्त रूप से जमा हो गए हैं, तो उनके नाभिक टकराने पर एक सामान्य हीलियम परमाणु का निर्माण करते हैं, जिसका सापेक्ष परमाणु द्रव्यमान 4 और अतिरिक्त ऊर्जा क्वांटम के साथ दो प्रोटॉन होते हैं। तो, इस प्रक्रिया में, तीन प्रोटॉन खो गए, और दो दिखाई दिए - एक प्रोटॉन कम हो गया, लेकिन ऊर्जा तीन बार उत्सर्जित हुई।

जाहिर है, चमकदार-स्पेक्ट्रम आरेख के सूर्य और कूलर मुख्य-अनुक्रम तारे इस स्रोत से अपनी ऊर्जा खींचते हैं।

जब सभी हाइड्रोजन को हीलियम में बदल दिया गया है, तब भी हीलियम को भारी तत्वों में परिवर्तित करके तारा मौजूद रह सकता है। उदाहरण के लिए, प्रक्रियाएं हैं:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + विकिरण,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6C + विकिरण।

इस मामले में, एक हीलियम कण एक ऊर्जा उत्पादन देता है जो ऊपर वर्णित कार्बन चक्र में समान कण देता है उससे 8 गुना कम है।

हाल ही में, भौतिकविदों ने पाया है कि कुछ सितारों में भौतिक स्थितियां अभी भी भारी तत्वों की घटना की अनुमति देती हैं, जैसे कि लोहा, और वे परिणामी तत्वों के अनुपात की गणना उन तत्वों की प्रचुरता के अनुसार करते हैं जो हम प्रकृति में पाते हैं।

विशाल सितारों का औसत ऊर्जा उत्पादन प्रति यूनिट द्रव्यमान सूर्य की तुलना में बहुत अधिक होता है। हालांकि, लाल विशाल सितारों में ऊर्जा के स्रोतों पर अभी भी आम तौर पर स्वीकृत दृष्टिकोण नहीं है। उनमें ऊर्जा के स्रोत और उनकी संरचना अभी हमारे लिए स्पष्ट नहीं है, लेकिन जाहिर है, वे जल्द ही ज्ञात हो जाएंगे। के अनुसार वी.वी. सोबोलेव, लाल दिग्गजों में गर्म दिग्गजों के समान संरचना हो सकती है और समान ऊर्जा स्रोत हो सकते हैं। लेकिन वे विशाल दुर्लभ और ठंडे वातावरण से घिरे हुए हैं, जो उन्हें "ठंडे दिग्गज" का रूप देते हैं।

कुछ भारी परमाणुओं के नाभिक तारों के अंदरूनी हिस्सों में हल्के परमाणुओं के संयोजन के कारण और कुछ शर्तों के तहत, यहां तक ​​कि उनके वायुमंडल में भी बन सकते हैं।