P-nuclei
پی-نیوکلیز (پی کا مطلب پروٹون سے بھرپور ہے) کچھ پروٹون سے بھرپور، قدرتی طور پر پائے جانے والے آئسوٹوپس ہیں جو سیلینیم اور مرکری کے درمیان کچھ عناصر کے ہوتے ہیں جو ایس-یا آر-عمل میں پیدا نہیں ہو سکتے۔ تعریف بربیج، بربیج، فاؤلر اور ہوئل (1957) اور اے جی ڈبلیو کیمرون (1957) کے کلاسیکی، تاریخی کاموں سے پتہ چلتا ہے کہ عنصر آئرن سے باہر قدرتی طور پر پائے جانے والے نیوکلائڈز کی اکثریت دو قسم کے نیوٹرون کیپچر کے عمل، ایس-اور آر-عمل میں کیسے بنائی جا سکتی ہے۔ فطرت میں پائے جانے والے کچھ پروٹون سے بھرپور نیوکلائڈز ان عملوں میں نہیں پہنچ پاتے ہیں اور اس لیے ان کی ترکیب کے لیے کم از کم ایک اضافی عمل کی ضرورت ہوتی ہے۔ ان مرکزوں کو پی-نیوکلئی کہا جاتا ہے۔ چونکہ پی-نیوکلئی کی تعریف ایس-اور آر-عمل کے موجودہ علم پر منحصر ہے (نیوکلیوسنتھیس بھی دیکھیں)، 35 پی-نیوکلئی کی اصل فہرست میں سالوں کے دوران ترمیم کی جا سکتی ہے، جیسا کہ نیچے دیے گئے جدول میں اشارہ کیا گیا ہے۔ مثال کے طور پر، آج یہ تسلیم کیا جاتا ہے کہ 152 جی ڈی اور 164 ای آر کی کثرت میں کم از کم ایس-عمل سے مضبوط شراکت ہوتی ہے۔ ایسا لگتا ہے کہ یہ 113In اور 115Sn پر بھی لاگو ہوتا ہے، جو اضافی طور پر R-عمل میں تھوڑی مقدار میں بنایا جا سکتا ہے۔ قدرتی واقعہ طویل عرصے تک رہنے والے ریڈیو نیوکلائڈز 92 این بی، 97 ٹی سی، 98 ٹی سی اور 146 ایس ایم کلاسیکی طور پر بیان کردہ پی نیوکلئی میں شامل نہیں ہیں کیونکہ وہ اب زمین پر قدرتی طور پر نہیں پائے جاتے ہیں۔ تاہم، مندرجہ بالا تعریف کے مطابق، وہ پی-نیوکلئی بھی ہیں کیونکہ انہیں ایس-یا آر-عمل میں نہیں بنایا جا سکتا۔ پری سولر اناج میں ان کے سڑنے والی مصنوعات کی دریافت سے یہ اندازہ لگایا جا سکتا ہے کہ شمسی نیبولا میں کم از کم 92 این بی اور 146 ایس ایم موجود تھے۔ یہ نظام شمسی کی تشکیل سے پہلے ان پی-نیوکلیوں کی آخری پیداوار کے بعد کے وقت کا اندازہ لگانے کا امکان پیش کرتا ہے۔ پی-نیوکلیز بہت کم ہوتے ہیں۔ کسی عنصر کے وہ آاسوٹوپ جو پی-نیوکلئی ہوتے ہیں، عام طور پر اسی عنصر کے دوسرے آاسوٹوپ کے مقابلے میں دس سے ایک ہزار کے عوامل سے کم کثرت میں ہوتے ہیں۔ پی-نیوکلیز کی کثرت کا تعین صرف جیو کیمیکل تحقیقات اور میٹورائٹک مواد اور پری سولر اناج کے تجزیے سے کیا جا سکتا ہے۔ ان کی شناخت تارکیی سپیکٹرم میں نہیں کی جا سکتی۔ لہذا، پی-کثرت کا علم نظام شمسی تک محدود ہے اور یہ معلوم نہیں ہے کہ پی-نیوکلیز کی شمسی کثرت آکاشگنگا کے لیے مخصوص ہے یا نہیں۔ پی-نیوکلیز کی فہرست پی-نیوکلیز کی اصل پی-نیوکلیز کی فلکی طبیعیات کی پیداوار ابھی تک مکمل طور پر سمجھ میں نہیں آئی ہے۔ موجودہ کمپیوٹر کے تخروپن کے مطابق، کور-کولپس سپرنووا میں پسندیدہ γ-عمل (نیچے دیکھیں) تمام p-نیوکلیز کو کافی مقدار میں پیدا نہیں کر سکتا۔ یہی وجہ ہے کہ اضافی پیداواری میکانزم اور فلکی طبیعیات کے مقامات زیر تفتیش ہیں، جیسا کہ ذیل میں بیان کیا گیا ہے۔ یہ بھی قابل فہم ہے کہ تمام پی-نیوکلیوں کے لیے ذمہ دار صرف ایک ہی عمل نہیں ہے بلکہ یہ کہ متعدد فلکی طبیعیات کے مقامات میں مختلف عمل پی-نیوکلیوں کی کچھ حدود پیدا کرتے ہیں۔ پی-نیوکلئی بنانے والے متعلقہ عمل کی تلاش میں، عام طریقہ یہ ہے کہ ممکنہ پیداواری میکانزم (عمل) کی شناخت کی جائے اور پھر مختلف فلکیاتی مقامات پر ان کے ممکنہ ادراک کی تحقیقات کی جائیں۔ اسی منطق کا اطلاق نیچے کی بحث میں کیا گیا ہے۔ پی-نیوکلائڈ کی پیداوار کی بنیادی باتیں اصولی طور پر، پروٹون سے بھرپور نیوکلائڈز پیدا کرنے کے دو طریقے ہیں: نیوکلائڈ میں پروٹانوں کو یکے بعد دیگرے شامل کرنا (یہ قسم کے جوہری تعاملات ہیں (پی، γ)) یا قسم (γ، n) کی فوٹو ڈائیسنٹیگریشن کے سلسلے کے ذریعے نیوکلئس سے نیوٹرانوں کو ہٹانا۔ فلکی طبیعیات کے ماحول میں درپیش حالات میں پروٹون کیپچرس کے ذریعے پی-نیوکلئی حاصل کرنا مشکل ہے کیونکہ نیوکلئس کی کولمب رکاوٹ پروٹون کی بڑھتی ہوئی تعداد کے ساتھ بڑھتی ہے۔ جب کولمب رکاوٹ زیادہ ہوتی ہے تو پروٹون کو جوہری مرکزے میں شامل (قبضہ) کرنے کے لیے زیادہ توانائی کی ضرورت ہوتی ہے۔ پروٹانوں کی دستیاب اوسط توانائی کا تعین تارکیی پلازما کے درجہ حرارت سے ہوتا ہے۔ درجہ حرارت میں اضافہ، تاہم، (γ، p) فوٹوڈیسینٹیگریشن کو بھی تیز کرتا ہے جو (p، γ) کی گرفتاریوں کا مقابلہ کرتا ہے۔ اس سے بچنے کا واحد متبادل یہ ہوگا کہ پروٹانوں کی بہت بڑی تعداد دستیاب ہو تاکہ کم درجہ حرارت پر بھی فی سیکنڈ کیپچروں کی موثر تعداد زیادہ ہو۔ انتہائی صورتوں میں (جیسا کہ ذیل میں بحث کی گئی ہے) یہ انتہائی قلیل مدتی ریڈیو نیوکلائڈز کی ترکیب کا باعث بنتا ہے جو گرفت بند ہونے کے بعد ہی مستحکم نیوکلائڈز میں تبدیل ہو جاتے ہیں۔ پی-نیوکلئی کے لیے ممکنہ پیداواری طریقہ کار کی تلاش میں تارکیی پلازما کے درجہ حرارت اور پروٹون کثافت کے مناسب امتزاج کو تلاش کرنا ہوگا۔ مزید پیرامیٹرز جوہری عمل کے لیے دستیاب وقت، اور ابتدائی طور پر موجود نیوکلائڈز (بیج کے مرکزے) کی تعداد اور قسم ہیں۔ ممکنہ عمل پی-عمل پی-عمل میں یہ تجویز کیا جاتا ہے کہ پی-نیوکلیز مستحکم نیوکلائڈز پر چند پروٹون کیپچروں کے ذریعے بنائے گئے تھے۔ بیج کے مرکزے s-اور r-عمل سے نکلتے ہیں اور پہلے سے ہی تارکیی پلازما میں موجود ہوتے ہیں۔ جیسا کہ اوپر بیان کیا گیا ہے، اس طرح کے عمل کے ذریعے تمام پی-نیوکلیوں کی وضاحت کرنے میں سنگین مشکلات ہیں حالانکہ اصل میں اسے بالکل حاصل کرنے کی تجویز کی گئی تھی۔ بعد میں یہ دکھایا گیا کہ ستاروں یا تارکیی دھماکوں میں مطلوبہ حالات تک نہیں پہنچ پاتے۔ اس کے تاریخی معنی کی بنیاد پر، پی-عمل کی اصطلاح بعض اوقات پی-نیوکلئی کی ترکیب کرنے والے کسی بھی عمل کے لیے استعمال ہوتی ہے، یہاں تک کہ جب کوئی پروٹون کیپچر شامل نہ ہو، لیکن اس کے استعمال کی حوصلہ شکنی کی جاتی ہے۔ γ-عمل p-نیوکلئی کو s-عمل اور r-عمل نیوکلئی کے فوٹو ڈائی انٹیگریشن کے ذریعے بھی حاصل کیا جا سکتا ہے۔ درجہ حرارت پر تقریبا 2 سے 3 گیگاکلون (جی کے) اور چند سیکنڈ کے مختصر عمل کے وقت پر (اس کے لیے ایک دھماکہ خیز عمل کی ضرورت ہوتی ہے) پہلے سے موجود مرکزوں کی فوٹو ڈائی انضمام چھوٹی رہے گی، جو پی-مرکزوں کی مطلوبہ چھوٹی کثرت پیدا کرنے کے لیے کافی ہے۔ اسے γ-عمل (گاما عمل) کہا جاتا ہے کیونکہ فوٹو ڈائی انضمام اقسام (γ، n)، (γ، α) اور (γ، p) کے جوہری رد عمل سے ہوتا ہے، جو انتہائی توانائی سے بھرپور فوٹون (گاما شعاعوں) کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ ν-عمل (nu عمل) اگر نیوٹرینو کا کافی گہرا ذریعہ دستیاب ہے، تو جوہری تعاملات براہ راست کچھ نیوکلائڈز پیدا کر سکتے ہیں، مثال کے طور پر کور-کولپس سپرنووا میں 7Li، 11B، 19F، 138La۔ تیز رفتار پروٹون کی گرفت کے عمل پی-عمل میں پروٹون مستحکم یا کمزور تابکار جوہری مرکزوں میں شامل کیے جاتے ہیں۔ اگر تارکیی پلازما میں پروٹون کی کثافت زیادہ ہے، تو یہاں تک کہ قلیل مدتی ریڈیو نیوکلائڈز بھی بیٹا انحطاط سے پہلے ایک یا زیادہ پروٹونوں کو پکڑ سکتے ہیں۔ یہ تیزی سے نیوکلیوسنتھیس کے راستے کو مستحکم نیوکلئی کے علاقے سے نیوکلائڈز کے چارٹ کے بہت ہی پروٹون سے بھرپور حصے کی طرف لے جاتا ہے۔ اسے ریپڈ پروٹون کیپچر کہا جاتا ہے۔ یہاں، (p، γ) تعاملات کا ایک سلسلہ اس وقت تک جاری رہتا ہے جب تک کہ نیوکلئس کا بیٹا انحطاط مزید پروٹون کیپچر سے زیادہ تیز نہ ہو، یا پروٹون ڈرپ لائن تک نہ پہنچ جائے۔ دونوں صورتوں میں ایک یا کئی ترتیب وار بیٹا انحطاط کا باعث بنتا ہے جب تک کہ ایک نیوکلئس پیدا نہ ہو جو بیٹا انحطاط سے پہلے دوبارہ پروٹانوں کو پکڑ سکتا ہے۔ پھر پروٹون کی گرفتاری کا سلسلہ جاری رہتا ہے۔ ایک سیکنڈ کے اندر 56Ni تک ہلکے ترین مرکزے کے علاقے کا احاطہ کرنا ممکن ہے کیونکہ پروٹون کیپچر اور بیٹا ڈیک دونوں تیز ہوتے ہیں۔ تاہم، 56Ni سے شروع کرتے ہوئے، رد عمل کے راستے میں کئی انتظار کے نکات کا سامنا کرنا پڑتا ہے۔ یہ نیوکلائڈز ہیں جن دونوں کی نصف زندگی نسبتا لمبی ہوتی ہے (عمل کے ٹائم اسکیل کے مقابلے میں) اور صرف آہستہ آہستہ ایک اور پروٹون شامل کر سکتے ہیں (یعنی، (p، γ) رد عمل کے لیے ان کا کراس سیکشن چھوٹا ہے)۔ اس طرح کے ویٹنگ پوائنٹس کی مثالیں یہ ہیں: 56Ni، 60Zn، 64Ge، 68Se۔ رد عمل کے راستے کے تفصیلی حالات اور مقام کے لحاظ سے مزید ویٹنگ پوائنٹس اہم ہو سکتے ہیں۔ اس طرح کے ویٹنگ پوائنٹس کے لیے منٹ سے لے کر دنوں تک کی نصف زندگی دکھانا عام بات ہے۔ اس طرح، وہ رد عمل کے سلسلے کو جاری رکھنے کے لیے درکار وقت میں کافی اضافہ کرتے ہیں۔ اگر اس تیز رفتار پروٹون کی گرفت کے لیے درکار حالات صرف مختصر وقت کے لیے موجود ہیں (دھماکہ خیز فلکیاتی واقعات کا ٹائم اسکیل سیکنڈ کی ترتیب کا ہے)، تو ویٹنگ پوائنٹس بھاری مرکزوں پر رد عمل کے تسلسل کو محدود یا رکاوٹ بناتے ہیں۔ پی-نیوکلیز پیدا کرنے کے لیے، عمل کے راستے کو مطلوبہ پی-نیوکلیز کی طرح ایک ہی بڑے پیمانے پر نمبر (لیکن عام طور پر زیادہ پروٹون پر مشتمل) والے نیوکلائڈز کو گھیرنا پڑتا ہے۔ ان نیوکلائڈز کو پھر تیز رفتار پروٹون کی گرفت بند ہونے کے بعد بیٹا ڈیک کے سلسلے کے ذریعے پی-نیوکلئی میں تبدیل کیا جاتا ہے۔ اہم زمرہ ریپڈ پروٹون کیپچرس کے تغیرات آر پی -، پی این -، اور νp-عمل ہیں، جن کا مختصر خاکہ ذیل میں دیا جائے گا۔ آر پی عمل نام نہاد آر پی عمل (آر پی تیز رفتار پروٹون کی گرفتاری کے لیے ہے) اوپر بیان کردہ تیز رفتار پروٹون کی گرفتاری کے عمل کی خالص ترین شکل ہے۔ پروٹون/سینٹی میٹر 3 سے زیادہ کی پروٹون کثافت اور آس پاس کے درجہ حرارت پر، رد عمل کا راستہ پروٹون ڈرپ لائن کے قریب ہوتا ہے۔ ویٹنگ پوائنٹس کو پل کیا جا سکتا ہے بشرطیکہ عمل کا وقت 10-600 s ہو۔ ویٹنگ پوائنٹ نیوکلائڈز زیادہ کثرت کے ساتھ پیدا ہوتے ہیں جبکہ ہر ویٹنگ پوائنٹ کے "پیچھے" نیوکلئی کی پیداوار کو تیزی سے دبایا جاتا ہے۔ ایک حتمی اختتامی نقطہ 104Te کے قریب پہنچ جاتا ہے کیونکہ رد عمل کا راستہ نیوکلائڈز کے ایک علاقے میں جاتا ہے جو ترجیحی طور پر الفا کے گرنے سے ختم ہو جاتا ہے اور اس طرح راستہ خود پر واپس لوٹ جاتا ہے۔ لہذا، ایک آر پی-عمل صرف پی-نیوکلئی پیدا کرنے کے قابل ہوگا جس کی کمیت تعداد 104 سے کم یا اس کے برابر ہو۔ پی این-عمل تیز رفتار پروٹون کی گرفت کے عمل میں ویٹنگ پوائنٹس سے (این، پی) رد عمل سے بچا جا سکتا ہے جو پروٹون کی گرفتاری یا ویٹنگ پوائنٹس نیوکلئی کے بیٹا ڈیک سے کہیں زیادہ تیز ہوتے ہیں۔ اس کے نتیجے میں بھاری عناصر کی تعمیر کے لیے درکار وقت میں کافی کمی واقع ہوتی ہے اور سیکنڈوں میں موثر پیداوار کی اجازت ملتی ہے۔ تاہم، اس کے لیے آزاد نیوٹرانوں کی (چھوٹی) فراہمی کی ضرورت ہوتی ہے جو عام طور پر ایسے پروٹون سے بھرپور پلازما میں موجود نہیں ہوتے ہیں۔ ان کو حاصل کرنے کا ایک طریقہ یہ ہے کہ تیز رفتار پروٹون کے قبضہ کرنے کے ساتھ ساتھ ہونے والے دیگر رد عمل کے ذریعے انہیں چھوڑا جائے۔ اسے نیوٹرون سے بھرپور ریپڈ پروٹون کیپچر یا پی این-عمل کہا جاتا ہے۔ پروٹون سے بھرپور ماحول میں تیز رفتار (این، پی) رد عمل کے لیے درکار نیوٹرانوں کو حاصل کرنے کا ایک اور امکان پروٹون () پر اینٹی نیوٹرینو کیپچر کا استعمال کرنا ہے، جس سے پروٹون اور اینٹی نیوٹرینو کو پوزیٹرون اور نیوٹرون میں تبدیل کیا جاتا ہے۔ چونکہ (اینٹی) نیوٹرینو صرف پروٹانوں کے ساتھ بہت کمزور طور پر تعامل کرتے ہیں، اس لیے اینٹی نیوٹرینو کے ایک اعلی بہاؤ کو اعلی پروٹون کثافت والے پلازما پر عمل کرنا پڑتا ہے۔ اسے-عمل (nu p عمل) کہا جاتا ہے۔ ممکنہ ترکیبی مقامات کور-کولاپس سپرنووا بڑے ستارے ایک کور-کولاپس سپرنووا میں اپنی زندگی کا خاتمہ کرتے ہیں۔ اس طرح کے سپرنووا میں، ایک دھماکے سے ایک شاک فرنٹ ستارے کے مرکز سے اس کی بیرونی تہوں سے گزرتا ہے اور انہیں باہر نکال دیتا ہے۔ جب شاک فرنٹ ستارے کے O/Ne-شیل تک پہنچ جاتا ہے (ستاروں کا ارتقاء بھی دیکھیں)، تو ایک-عمل کے لیے حالات 1 سے 2 سیکنڈ تک پہنچ جاتے ہیں۔ اگرچہ پی-نیوکلیز کی اکثریت اس طرح سے بنائی جا سکتی ہے، پی-نیوکلیز کے کچھ بڑے علاقے ماڈل کے حساب میں دشواری کا باعث بنتے ہیں۔ یہ کئی دہائیوں سے پہلے سے معلوم ہے کہ بڑے پیمانے پر تعداد کے ساتھ پی-نیوکلئی ایک عمل میں پیدا نہیں کیا جا سکتا۔ جدید تخروپن بھی رینج میں مسائل دکھاتے ہیں۔ پی-نیوکلئس 138 ایل اے-عمل میں پیدا نہیں ہوتا ہے لیکن اسے-عمل میں بنایا جا سکتا ہے۔ ایک گرم نیوٹران ستارہ اس طرح کے کور-کولپس سپرنووا کے مرکز میں بنایا جاتا ہے اور یہ زیادہ شدت کے ساتھ نیوٹرینو کو خارج کرتا ہے۔ نیوٹرینو پھٹنے والے ستارے کی بیرونی تہوں کے ساتھ بھی تعامل کرتے ہیں اور جوہری تعاملات کا سبب بنتے ہیں جو دیگر مرکزوں کے درمیان 138 ایل اے بناتے ہیں۔ اس کے علاوہ 180mTa کو اس عمل سے حصہ مل سکتا ہے۔ یہ تجویز کیا گیا تھا کہ ستارے کی بیرونی تہوں میں γ-عمل کو ایک اور عمل کے ذریعے پورا کیا جائے، جو ستارے کی گہری ترین تہوں میں واقع ہوتا ہے، جو نیوٹران ستارے کے قریب ہوتا ہے لیکن پھر بھی نیوٹران ستارے کی سطح پر گرنے کے بجائے خارج ہوتا ہے۔ تشکیل پانے والے نیوٹرون ستارے سے نیوٹرینو کے ابتدائی طور پر زیادہ بہاؤ کی وجہ سے، یہ پرتیں رد عمل کے ذریعے انتہائی پروٹون سے بھرپور ہو جاتی ہیں۔ اگرچہ اینٹی نیوٹرینو بہاؤ ابتدائی طور پر کمزور ہے لیکن کچھ نیوٹرون پیدا ہوں گے، اس کے باوجود، پروٹون کی بڑی تعداد کی وجہ سے۔ یہ ان گہری تہوں میں-عمل کی اجازت دیتا ہے۔ دھماکے کے مختصر ٹائم اسکیل اور بھاری مرکزوں کی اعلی کولمب رکاوٹ کی وجہ سے، اس طرح کا νp-عمل ممکنہ طور پر صرف ہلکا ترین p-مرکزے پیدا کر سکتا ہے۔ کون سے مرکزے بنائے جاتے ہیں اور ان میں سے کتنا حساس طور پر سیمولیشن میں موجود بہت سی تفصیلات اور کور-کولپس سپرنووا کے اصل دھماکہ کے طریقہ کار پر بھی منحصر ہوتا ہے، جو ابھی تک مکمل طور پر سمجھ میں نہیں آیا ہے۔ تھرمونیوکلیئر سپرنووا بائنری اسٹار سسٹم میں ایک سفید بونے کا دھماکہ ہے، جو سفید بونے کی سطح پر جمع ہونے والے ساتھی ستارے سے مادے میں تھرمونیوکلیئر رد عمل سے شروع ہوتا ہے۔ جمع شدہ مادہ ہائیڈروجن (پروٹون) اور ہیلیم (α ذرات) سے بھرپور ہوتا ہے اور جوہری تعاملات کی اجازت دینے کے لیے کافی گرم ہو جاتا ہے۔ اس طرح کے دھماکوں کے متعدد نمونوں پر ادب میں تبادلہ خیال کیا گیا ہے، جن میں سے دو کو پی-نیوکلئی پیدا کرنے کے امکان کے حوالے سے دریافت کیا گیا تھا۔ ان دھماکوں میں سے کوئی بھی نیوٹرینو نہیں چھوڑتا، اس لیے ν-اور νp-عمل کو ناممکن بنا دیتا ہے۔ آر پی-عمل کے لیے درکار شرائط بھی حاصل نہیں کی جاتی ہیں۔ اس طرح کے سپرنووا میں پی-نیوکلئی کی ممکنہ پیداوار کی تفصیلات حساس طور پر ساتھی ستارے (بعد کے تمام عمل کے لیے بیج کے نیوکلئی) سے جمع ہونے والے مادے کی ساخت پر منحصر ہوتی ہیں۔ چونکہ یہ ایک ستارے سے دوسرے ستارے میں کافی حد تک تبدیل ہو سکتا ہے، اس لیے تھرمونیوکلیئر سپرنووا میں پی-پروڈکشن کے تمام بیانات اور ماڈل بڑی غیر یقینی صورتحال کا شکار ہیں۔ ٹائپ آئی اے سپرنووا تھرمونیوکلیئر سپرنووا کا متفقہ ماڈل یہ پیش کرتا ہے کہ سفید بونے مادے کے اضافے سے چندر شیکھر کی حد سے تجاوز کرنے کے بعد پھٹ جاتے ہیں کیونکہ سنکچن اور حرارت انحطاط پذیر حالات میں دھماکہ خیز کاربن کے جلنے کو بھڑکاتا ہے۔ نیوکلیئر جلتا ہوا محاذ اندر سے باہر سفید بونے سے گزرتا ہے اور اسے پھاڑ دیتا ہے۔ پھر سفید بونے کی سطح کے قریب سے نیچے کی سب سے بیرونی پرتیں (جس میں 0.05 شمسی مادے کی کمیت ہوتی ہے) γ-عمل کے لیے صحیح حالات ظاہر کرتی ہیں۔ پی-نیوکلیز اسی طرح بنائے جاتے ہیں جیسے کور-کولپس سپرنووا میں γ-عمل میں ہوتے ہیں اور اسی طرح کی مشکلات کا بھی سامنا کرنا پڑتا ہے۔ اس کے علاوہ، 138 ایل اے اور 180 ایم ٹی اے تیار نہیں ہوتے ہیں۔ یہ فرض کرتے ہوئے کہ ایس-عمل کی کثرت میں اضافہ ہوا ہے، بیج کی کثرت میں تغیر صرف اس کے نتیجے میں پی-نیوکلئی کی کثرت کو بڑھاتا ہے، بغیر اوپر دیے گئے نیوکلیئر ماس رینجز میں نسبتا کم پیداوار کے مسائل کا علاج کیے۔ ذیلی چندر شیکھر سپرنووا قسم کے ایک ذیلی طبقے میں، نام نہاد ذیلی چندر شیکھر سپرنووا، سفید بونا چندر شیکھر کی حد تک پہنچنے سے بہت پہلے پھٹ سکتا ہے کیونکہ جمع شدہ مادے میں جوہری رد عمل پہلے ہی سفید بونا کو اس کے اضافے کے مرحلے کے دوران گرم کر سکتے ہیں اور دھماکہ خیز کاربن کو قبل از وقت جلانے کا باعث بن سکتے ہیں۔ ہیلیم سے بھرپور اضافہ اس قسم کے دھماکے کی حمایت کرتا ہے۔ ہیلیم کا جلنا ایکریٹڈ ہیلیم پرت کے نچلے حصے پر انحطاطی طور پر بھڑکتا ہے اور دو شاک فرنٹس کا سبب بنتا ہے۔ جو اندر کی طرف دوڑتا ہے وہ کاربن کے دھماکے کو بھڑکاتا ہے۔ باہر کی طرف حرکت کرنے والا اگلا حصہ سفید بونے کی بیرونی تہوں کو گرم کرتا ہے اور انہیں باہر نکال دیتا ہے۔ ایک بار پھر، یہ بیرونی پرتیں 2-3 جی کے درجہ حرارت پر γ-عمل کی جگہ ہوتی ہیں۔ تاہم، α ذرات (ہیلیم نیوکلئی) کی موجودگی کی وجہ سے، اضافی جوہری تعاملات ممکن ہو جاتے ہیں۔ ان میں وہ ایسے ہیں جو بڑی تعداد میں نیوٹرون خارج کرتے ہیں، جیسے 18O (α، n) 21Ne، 22Ne (α، n) 25Mg، اور 26Mg (α، n) 29Si۔ یہ بیرونی تہوں کے اس حصے میں پی این-عمل کی اجازت دیتا ہے جو 3 جی کے سے زیادہ درجہ حرارت کا تجربہ کرتا ہے۔ وہ ہلکے پی-نیوکلیز جو γ-عمل میں کم پیدا ہوتے ہیں، پی این-عمل میں اتنے موثر طریقے سے بنائے جا سکتے ہیں کہ وہ دوسرے پی-نیوکلیز کے مقابلے میں بہت زیادہ کثرت بھی ظاہر کرتے ہیں۔ مشاہدہ شدہ شمسی نسبتا کثرت حاصل کرنے کے لیے، ایک مضبوط طور پر بہتر ایس-عمل بیج (100-1000 یا اس سے زیادہ کے عوامل کے ذریعے) فرض کرنا پڑتا ہے جس سے γ-عمل سے بھاری p-مرکزے کی پیداوار میں اضافہ ہوتا ہے۔ بائنری ستاروں کے نظام میں نیوٹرون ستارے بائنری ستاروں کے نظام میں ایک نیوٹرون ستارہ بھی اپنی سطح پر ساتھی ستارے سے مادے کو جمع کر سکتا ہے۔ مشترکہ ہائیڈروجن اور ہیلیم کا جلنا اس وقت بھڑکتا ہے جب انحطاط پذیر مادے کی جمع شدہ پرت کی کثافت اور درجہ حرارت سے تجاوز تک پہنچ جاتی ہے۔ اس سے تھرمونیوکلیئر جلتا ہے جس کا موازنہ ذیلی چندرشیکھر سپرنووا کے باہر کی طرف حرکت کرنے والے شاک فرنٹ میں ہوتا ہے۔ نیوٹرون ستارہ خود دھماکے سے متاثر نہیں ہوتا ہے اور اس لیے جمع شدہ پرت میں جوہری تعاملات دھماکے سے زیادہ طویل ہو سکتے ہیں۔ یہ ایک آر پی عمل قائم کرنے کی اجازت دیتا ہے۔ یہ اس وقت تک جاری رہے گا جب تک کہ یا تو تمام آزاد پروٹون استعمال نہ ہو جائیں یا درجہ حرارت میں اضافے کی وجہ سے جلتی ہوئی پرت پھیل جائے اور اس کی کثافت جوہری رد عمل کے لیے درکار سے کم نہ ہو جائے۔ یہ دکھایا گیا کہ آکاشگنگا میں ایکس رے پھٹنے کی خصوصیات کو نیوٹرون ستاروں کی سطح پر آر پی عمل کے ذریعے سمجھایا جا سکتا ہے۔ یہ ابھی تک واضح نہیں ہے کہ آیا مادہ (اور اگر، کتنا مادہ) خارج کیا جا سکتا ہے اور نیوٹرون اسٹار کے کشش ثقل کے میدان سے بچ سکتا ہے۔ صرف اس صورت میں ہی ایسی اشیاء کو پی-نیوکلئی کے ممکنہ ذرائع کے طور پر سمجھا جا سکتا ہے۔ یہاں تک کہ اگر اس کی تصدیق کی جاتی ہے، تو بھی آر پی-عمل کا مظاہرہ شدہ اختتامی نقطہ پیداوار کو ہلکے پی-نیوکلئی تک محدود کرتا ہے (جو کور-کولپس سپرنووا میں کم پیدا ہوتے ہیں)۔ طبیعیات میں حل نہ ہونے والے مسائل کی فہرست بھی دیکھیں حوالہ جات نیوکلیئر فزکس ایسٹرو فزکس نیوکلیوسنتھیس سپر نووا