Pycnonuclear fusion
पाइकनोन्यूक्लियर फ्यूजन () एक प्रकार की परमाणु संलयन प्रतिक्रिया है जो अपने क्रिस्टल जाली में बंधे संतुलन बिंदु के आसपास नाभिक के शून्य-बिंदु दोलनों के कारण होती है। क्वांटम भौतिकी में, घटना को पड़ोसी आयनों के तरंग कार्यों के अतिव्यापी के रूप में व्याख्या की जा सकती है, और अतिव्यापी आयाम के समानुपाती है। सीमा से ऊपर के आयनीकरण की स्थितियों में, न्यूट्रोनाइजेशन और पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की प्रतिक्रियाओं से अत्यधिक घने पदार्थों में बिल्कुल स्थिर वातावरण का निर्माण हो सकता है। "पाइकनोन्यूक्लियर" शब्द ए. जी. डब्ल्यू. द्वारा गढ़ा गया था। 1959 में कैमरून, लेकिन अत्यंत घने और ठंडे संयोजनों में परमाणु संलयन की संभावना दिखाने वाले शोध को 1940 में डब्ल्यू. ए. वाइल्डहैक द्वारा प्रकाशित किया गया था। खगोल भौतिकी पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएँ कहीं भी और किसी भी पदार्थ में हो सकती हैं, लेकिन मानक परिस्थितियों में, प्रतिक्रिया की गति बहुत कम होती है, और इस प्रकार, अत्यधिक घनी प्रणालियों, न्यूट्रॉन-समृद्ध और मुक्त इलेक्ट्रॉन-समृद्ध वातावरण के बाहर कोई महत्वपूर्ण भूमिका नहीं होती है, जैसे कि न्यूट्रॉन तारे की आंतरिक परत। पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की एक विशेषता यह है कि प्रतिक्रिया की दर उस स्थान के घनत्व के सीधे आनुपातिक होती है जिसमें प्रतिक्रिया हो रही है, लेकिन पर्यावरण के तापमान से लगभग पूरी तरह से स्वतंत्र होती है। पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएँ ब्रह्मांड के प्रारंभिक चरणों में सबसे हिंसक रूप से हुईं, क्योंकि बेरियोनिक पदार्थ आज की तुलना में एक अरब गुना घना था। पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएँ आज भी न्यूट्रॉन सितारों या सफेद बौनों में देखी जाती हैं, जिनके प्रमाण प्रयोगशाला से उत्पन्न ड्यूटेरियम-ट्रिटियम प्लाज्मा में पाए जाते हैं। कुछ अटकलें इस तथ्य से भी संबंधित हैं कि बृहस्पति पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं या शीत संलयन के साथ सूर्य से प्राप्त होने वाले विकिरण की तुलना में अधिक विकिरण उत्सर्जित करता है। ब्लैक ड्वार्फ्स व्हाइट ड्वार्फ्स व्हाइट ड्वार्फ्स में, तारे का मूल ठंडा होता है, जिन परिस्थितियों में, यदि शास्त्रीय रूप से इलाज किया जाए, तो नाभिक जो खुद को एक क्रिस्टल जाली में व्यवस्थित करते हैं, वे अपनी जमीनी स्थिति में होते हैं। क्रिस्टल जाली में नाभिक के शून्य-बिंदु दोलन गैमोव के शिखर पर ऊर्जा के साथ कूलम्ब बाधा को पार कर सकते हैं, जो पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को सक्रिय करते हैं। एक अर्ध-विश्लेषणात्मक मॉडल इंगित करता है कि सफेद बौनों में, एक थर्मोन्यूक्लियर पलायन ब्रह्मांड की तुलना में बहुत पहले की उम्र में हो सकता है, क्योंकि सफेद बौनों के कोर में पाइकन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं सफेद बौनों की चमक से अधिक होती हैं, जिससे सी-बर्निंग होती है, जो सफेद बौनों को बढ़ाने में प्रकार आई. ए. सुपरनोवा के गठन को उत्प्रेरित करती है, जिसका द्रव्यमान चंद्रशेखर द्रव्यमान के बराबर है। कुछ अध्ययनों से संकेत मिलता है कि सफेद बौनों की अस्थिरता के प्रति पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का योगदान केवल कार्बन सफेद बौनों में महत्वपूर्ण है, जबकि ऑक्सीजन सफेद बौनों में, ऐसी अस्थिरता ज्यादातर इलेक्ट्रॉन पकड़ने के कारण होती है। हालांकि अन्य लेखक इस बात से असहमत हैं कि पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बड़े पैमाने पर (1.25) सफेद बौनों के लिए प्रमुख दीर्घकालिक ताप स्रोतों के रूप में कार्य कर सकती हैं, क्योंकि उनका घनत्व पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की उच्च दर के लिए पर्याप्त नहीं होगा। जबकि अधिकांश अध्ययनों से संकेत मिलता है कि अपने जीवन चक्र के अंत में, सफेद बौने धीरे-धीरे काले बौनों में क्षय हो जाते हैं, जहां पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं धीरे-धीरे अपने कोर को 56Fe में बदल देती हैं, कुछ संस्करणों के अनुसार, काले बौनों का पतन संभव हैः एम. ई. कैपलान (2020) का मानना है कि सबसे बड़े काले बौनों (1.25) में, 56एफई उत्पादन के परिणामस्वरूप उनके घटते इलेक्ट्रॉन अंश के कारण, वे बहुत दूर भविष्य में चंद्रशेखर सीमा को पार कर जाएंगे, यह अनुमान लगाते हुए कि उनका जीवनकाल और देरी का समय वर्षों तक बढ़ सकता है। जैसे-जैसे न्यूट्रॉन तारे वृद्धि से गुजरते हैं, क्रस्ट में घनत्व बढ़ता है, जो इलेक्ट्रॉन ग्रहण सीमा को पार करता है। जैसे-जैसे इलेक्ट्रॉन ग्रहण सीमा (g cm−3) को पार किया जाता है, यह दोहरे इलेक्ट्रॉन ग्रहण (40Mg + 2e-> 34Ne + 6n +) की प्रक्रिया से प्रकाश नाभिक के गठन की अनुमति देता है, जिससे प्रकाश नियॉन नाभिक और मुक्त न्यूट्रॉन बनते हैं, जिससे परत का घनत्व और बढ़ जाता है। जैसे-जैसे घनत्व बढ़ता है, न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक के क्रिस्टल जाली संवर्धित सामग्री के गुरुत्वाकर्षण पतन के कारण एक-दूसरे के करीब मजबूर हो जाते हैं, और एक ऐसे बिंदु पर जहां नाभिक एक-दूसरे के इतने करीब धकेल दिए जाते हैं कि उनके शून्य-बिंदु दोलन उन्हें कूलम्ब बाधा को तोड़ने की अनुमति देते हैं, संलयन होता है। जबकि न्यूट्रॉन सितारों के भीतर पाइकनोन्यूक्लियर संलयन का मुख्य स्थल आंतरिक परत है, प्रकाश नाभिक के बीच पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं प्लाज्मा महासागर में भी हो सकती हैं। चूँकि न्यूट्रॉन तारों का मूल लगभग g cm−3 था, इस तरह के चरम घनत्वों पर, पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं एक बड़ी भूमिका निभाती हैं जैसा कि हेन्सेल और ज़्डुनिक द्वारा प्रदर्शित किया गया है, जिन्होंने दिखाया कि g cm−3 के घनत्वों पर, वे एक प्रमुख गर्मी स्रोत के रूप में काम करते हैं। आंतरिक परत की संलयन प्रक्रियाओं में, न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक (<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<<< आगे के अध्ययनों ने स्थापित किया है कि अधिकांश चुंबक g cm−3 के घनत्व पर पाए जाते हैं, जो दर्शाता है कि बाद की इलेक्ट्रॉन ग्रहण प्रतिक्रियाओं के साथ पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं प्रमुख गर्मी स्रोतों के रूप में काम कर सकती हैं। ट्रिपल-अल्फा प्रतिक्रिया वुल्फ-रेयट सितारों में, ट्रिपल-अल्फा प्रतिक्रिया को 8बी अनुनाद की कम ऊर्जा द्वारा समायोजित किया जाता है। हालांकि, न्यूट्रॉन सितारों में कोर में तापमान इतना कम होता है कि ट्रिपल-अल्फा प्रतिक्रियाएं पाइकनोन्यूक्लियर मार्ग के माध्यम से हो सकती हैं। गणितीय मॉडल जैसे-जैसे घनत्व बढ़ता है, गैमो शिखर ऊंचाई में बढ़ता है और कम ऊर्जा की ओर बढ़ता है, जबकि संभावित बाधाओं को कम किया जाता है। यदि संभावित बाधाओं को की मात्रा से दबा दिया जाता है, तो गैमो शिखर को मूल के पार स्थानांतरित कर दिया जाता है, जिससे प्रतिक्रियाओं का घनत्व निर्भर हो जाता है, क्योंकि गैमो शिखर ऊर्जा तापीय ऊर्जा की तुलना में बहुत बड़ी होती है। इस तरह के घनत्व पर सामग्री एक अपक्षयी गैस बन जाती है। हैरिसन ने प्रस्ताव दिया कि तापमान से पूरी तरह से स्वतंत्र मॉडल को क्रायोन्यूक्लियर कहा जाए। पाइकनोन्यूक्लियर अभिक्रियाएँ दो तरीकों से आगे बढ़ सकती हैंः प्रत्यक्ष (n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n + n अनिश्चितता पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की दर पर वर्तमान सर्वसम्मति सुसंगत नहीं है। पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की दर को मॉडलिंग करते समय विचार करने के लिए वर्तमान में बहुत सारी अनिश्चितताएँ हैं, विशेष रूप से उच्च संख्या में मुक्त कणों वाले स्थानों में। वर्तमान शोध का प्राथमिक ध्यान क्रिस्टल जाली विरूपण के प्रभाव और प्रतिक्रिया दर पर मुक्त न्यूट्रॉन की उपस्थिति पर है। हर बार जब संलयन होता है, तो नाभिक को क्रिस्टल जाली से हटा दिया जाता है-एक दोष पैदा करता है। इस मॉडल का अनुमान लगाने में कठिनाई इस तथ्य के भीतर निहित है कि जाली में होने वाले आगे के परिवर्तन और दर पर विभिन्न विकृतियों का प्रभाव अब तक अज्ञात है। चूंकि पड़ोसी जाली प्रतिक्रिया की दर को भी प्रभावित कर सकते हैं, इसलिए इस तरह की विकृतियों की लापरवाही से बड़ी विसंगतियां हो सकती हैं। एक अन्य भ्रमित करने वाला चर न्यूट्रॉन सितारों की परतों में मुक्त न्यूट्रॉन की उपस्थिति होगी। मुक्त न्यूट्रॉन की उपस्थिति संभावित रूप से कूलम्ब बाधा को प्रभावित कर सकती है, जिससे यह या तो लंबा या मोटा हो जाता है। डी. जी. द्वारा प्रकाशित एक अध्ययन 2006 में याकोवलेव ने दिखाया है कि एक न्यूट्रॉन तारे की परत में दो परमाणु नाभिकों के पहले पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर गणना में सात तक की अनिश्चितता परिमाण हो सकती है। इस अध्ययन में, याकोवलेव ने पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की सीमा में अनिश्चितता पर भी प्रकाश डाला (उदाहरण के लिए, यह किस घनत्व से शुरू होता है), जो जी सेमी-3 के पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की शुरुआत के लिए आवश्यक अनुमानित घनत्व देता है, जो हेसनेल और ज़्डुनिक के समान निष्कर्ष पर पहुंचता है। हेज़नेल और ज़्डुनिक के अनुसार, न्यूट्रॉन सितारों में दर गणना की अतिरिक्त अनिश्चितता क्रस्टल हीटिंग के असमान वितरण के कारण भी हो सकती है, जो वृद्धि से पहले और बाद में न्यूट्रॉन सितारों की तापीय स्थितियों को प्रभावित कर सकती है। श्वेत बौनों और न्यूट्रॉन सितारों में, परमाणु प्रतिक्रिया दर न केवल पाइकनोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं से प्रभावित हो सकती है, बल्कि कूलम्ब इंटरैक्शन की प्लाज्मा स्क्रीनिंग से भी प्रभावित हो सकती है। एक यूक्रेनी इलेक्ट्रोडायनामिक अनुसंधान प्रयोगशाला "प्रोटॉन-21" ने स्थापित किया कि लक्ष्य सामग्री की सतह पर एक पतली इलेक्ट्रॉन प्लाज्मा परत बनाकर, और इस प्रकार, कम तापमान पर लक्ष्य सामग्री के आत्म-संपीड़न को मजबूर करके, वे पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया को प्रोत्साहित कर सकते हैं। प्रक्रिया की शुरुआत स्व-संविदात्मक प्लाज्मा "स्कैनिंग" के कारण लक्ष्य सामग्री की पूरी मात्रा, कूलम्ब क्षेत्र की स्क्रीनिंग के कारण हुई थी। गणितीय मॉडल में जाने से पहले, यह समझना महत्वपूर्ण है कि पाइकनोन्यूक्लियर संलयन, अपने सार में, दो मुख्य घटनाओं के कारण होता हैः क्वांटम प्रकृति की एक घटना जिसे क्वांटम प्रसार कहा जाता है। नाभिक के शून्य-बिंदु दोलनों के तरंग कार्यों का ओवरलैप। ये दोनों प्रभाव स्क्रीनिंग से बहुत अधिक प्रभावित होते हैं। स्क्रीनिंग शब्द का उपयोग आम तौर पर परमाणु भौतिकविदों द्वारा विशेष रूप से उच्च घनत्व वाले प्लाज्मा का उल्लेख करते समय किया जाता है। पाइकनोन्यूक्लियर संलयन होने के लिए, दोनों कणों को उनके बीच इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण को दूर करना होगा-इसके लिए आवश्यक ऊर्जा को कूलम्ब बैरियर कहा जाता है। प्रतिक्रिया करने वाले जोड़े के बगल में अन्य आवेशित कणों (मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉनों) की उपस्थिति के कारण, वे परिरक्षण का प्रभाव डालते हैं-क्योंकि इलेक्ट्रॉन सकारात्मक रूप से आवेशित आयनों के चारों ओर एक इलेक्ट्रॉन बादल बनाते हैं-प्रभावी रूप से उनके बीच इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण को कम करते हैं, जिससे कूलम्ब बाधा कम हो जाती है। परिरक्षण की इस घटना को "स्क्रीनिंग" के रूप में संदर्भित किया जाता है, और उन मामलों में जहां यह विशेष रूप से मजबूत है, इसे "मजबूत स्क्रीनिंग" कहा जाता है। नतीजतन, ऐसे मामलों में जहां प्लाज्मा का एक मजबूत स्क्रीनिंग प्रभाव होता है, पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर में काफी वृद्धि होती है। क्वांटम टनलिंग पाइकनोन्यूक्लियर संलयन के लिए क्वांटम भौतिक दृष्टिकोण की नींव है। यह जाँच प्रभाव के साथ निकटता से जुड़ा हुआ है, क्योंकि संचरण गुणांक संभावित बाधा की ऊँचाई, कणों के द्रव्यमान और उनके सापेक्ष वेग पर निर्भर करता है (क्योंकि प्रणाली की कुल ऊर्जा गतिज ऊर्जा पर निर्भर करती है)। इससे पता चलता है कि संचरण गुणांक जाँच के प्रभावों के प्रति बहुत संवेदनशील है। इस प्रकार, जाँच का प्रभाव न केवल संभावित बाधा को कम करने में योगदान देता है जो कणों के शून्य-बिंदु दोलनों के तरंग कार्यों के ओवरलैप के माध्यम से "शास्त्रीय" संलयन की अनुमति देता है, बल्कि संचरण गुणांक की वृद्धि में भी योगदान देता है, जो दोनों पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर को बढ़ाते हैं। पाइकनोन्यूक्लियर संलयन से संबंधित अन्य विभिन्न शब्दावली के शीर्ष पर, पत्रों में विभिन्न शासनों का भी परिचय दिया गया है, जो पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर को परिभाषित करते हैं। विशेष रूप से, वे शून्य-तापमान, मध्यवर्ती और तापीय-वर्धित व्यवस्थाओं को अपने मुख्य नियमों के रूप में पहचानते हैं। एक-घटक प्लाज्मा (ओ. सी. पी.) एक-घटक प्लाज्मा (ओ. सी. पी.) में पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर की व्युत्पत्ति के अग्रदूत एडविन साल्पीटर और डेविड वैन-होर्न थे, जिनका लेख 1969 में प्रकाशित हुआ था। उनके दृष्टिकोण ने वेंटज़ेल-क्रैमर्स-ब्रिलौइन (डब्ल्यूकेबी) सन्निकटन और विग्नर-सेइट्ज़ (डब्ल्यूएस) क्षेत्रों का उपयोग करके श्रोडिंगर समीकरण को हल करने के लिए एक अर्धशास्त्रीय विधि का उपयोग किया। उनके मॉडल को बहुत अधिक सरल बनाया गया है, और जबकि यह आदिम है, अन्य दृष्टिकोणों को समझने की आवश्यकता है जो बड़े पैमाने पर साल्पीटर और वैन हॉर्न के कार्यों पर आधारित हैं। उन्होंने डब्ल्यू. एस. क्षेत्रों को ओ. सी. पी. को एक-एक आयन वाले क्षेत्रों में सरल बनाने के लिए नियोजित किया, जिसमें आयन बी. सी. सी. क्रिस्टल जाली के शीर्षों पर स्थित होते हैं। फिर, डब्ल्यू. के. बी. सन्निकटन का उपयोग करते हुए, उन्होंने संलयन नाभिक पर क्वांटम टनलिंग के प्रभाव को हल किया। इसे पूरी जाली में एक्सट्रापोलेट करने से उन्हें पाइकनोन्यूक्लियर संलयन की दर के लिए अपने सूत्र पर पहुंचने की अनुमति मिलीः जहाँ प्लाज्मा का घनत्व है, प्रति इलेक्ट्रॉन (परमाणु नाभिक) का औसत आणविक भार है, जो एक स्थिरांक के बराबर है और परमाणु द्रव्यमान इकाइयों से ग्राम में रूपांतरण कारक के रूप में कार्य करता है, और जोड़ीदार प्रतिक्रिया संभावना के तापीय औसत का प्रतिनिधित्व करता है। हालांकि, साल्पीटर और वैन-हॉर्न द्वारा प्रस्तावित विधि की बड़ी गलती यह है कि उन्होंने जाली के गतिशील मॉडल की उपेक्षा की। 1990 में श्रैम और कूनिन द्वारा इसमें सुधार किया गया था। अपने मॉडल में, उन्होंने पाया कि गतिशील मॉडल की उपेक्षा नहीं की जा सकती है, लेकिन यह संभव है कि गतिशीलता के कारण होने वाले प्रभावों को रद्द किया जा सकता है। कोल्ड फ्यूजन थर्मोन्यूक्लियर रिएक्शन एक्रीशन (एस्ट्रोफिजिक्स) प्लाज्मा (फिजिक्स) क्वांटम टनलिंग संदर्भ न्यूक्लियर फ्यूजन न्यूट्रॉन स्रोत खगोल विज्ञान