Pycnonuclear fusion
پائیکنو نیوکلیئر فیوژن () ایک قسم کا نیوکلیئر فیوژن رد عمل ہے جو ان کے کرسٹل جالی میں بندھے ہوئے توازن نقطہ کے ارد گرد نیوکلئی کے صفر نکاتی ارتعاش کی وجہ سے ہوتا ہے۔ کوانٹم فزکس میں، اس رجحان کی تشریح پڑوسی آئنوں کے لہر افعال کے اوورلیپ کے طور پر کی جا سکتی ہے، اور یہ اوورلیپنگ طول و عرض کے متناسب ہے۔ حد سے اوپر کے آئنائزیشن کے حالات میں، نیوٹرونائزیشن اور پائکنو نیوکلیئر فیوژن کے رد عمل انتہائی گھنے مادوں میں بالکل مستحکم ماحول کی تخلیق کا باعث بن سکتے ہیں۔ "پائکنو نیوکلیئر" کی اصطلاح اے جی ڈبلیو نے تیار کی تھی۔ 1959 میں کیمرون، لیکن انتہائی گھنے اور سرد مرکبات میں جوہری فیوژن کے امکان کو ظاہر کرنے والی تحقیق 1940 میں ڈبلیو اے وائلڈ ہیک نے شائع کی تھی۔ ایسٹرو فزکس پائکنو نیوکلیئر رد عمل کہیں بھی اور کسی بھی مادے میں ہو سکتے ہیں، لیکن معیاری حالات میں، رد عمل کی رفتار بہت کم ہوتی ہے، اور اس طرح، انتہائی گھنے نظاموں، نیوٹران سے بھرپور اور آزاد الیکٹران سے بھرپور ماحول، جیسے کہ نیوٹران ستارے کی اندرونی پرت کے باہر کوئی اہم کردار نہیں ہے۔ پائکنو نیوکلیئر رد عمل کی ایک خصوصیت یہ ہے کہ رد عمل کی شرح براہ راست اس جگہ کی کثافت کے متناسب ہوتی ہے جس میں رد عمل واقع ہو رہا ہے، لیکن ماحول کے درجہ حرارت سے تقریبا مکمل طور پر آزاد ہوتا ہے۔ پائکنو نیوکلیئر رد عمل کائنات کے ابتدائی مراحل میں سب سے زیادہ پرتشدد انداز میں پیش آئے، کیونکہ بیرونک مادہ آج کے مقابلے میں ایک ارب گنا زیادہ گھنے تھے۔ پائیکنو نیوکلیئر رد عمل آج بھی نیوٹران ستاروں یا سفید بونوں میں مشاہدہ کیے جاتے ہیں، جن کے ثبوت لیب سے تیار کردہ ڈیوٹیریم-ٹریٹیم پلازما میں پائے جاتے ہیں۔ کچھ قیاس آرائیاں اس حقیقت سے بھی متعلق ہیں کہ مشتری سورج سے حاصل ہونے والی تابکاری سے زیادہ تابکاری کا اخراج پائکنو نیوکلیئر رد عمل یا کولڈ فیوژن کے ساتھ کرتا ہے۔ سیاہ بونے سفید بونے سفید بونے میں، ستارے کا مرکز ٹھنڈا ہوتا ہے، ان حالات میں، اگر کلاسیکی طور پر علاج کیا جائے تو، وہ مرکزے جو خود کو کرسٹل جالی میں ترتیب دیتے ہیں اپنی زمینی حالت میں ہوتے ہیں۔ گیمو کی چوٹی پر توانائی کے ساتھ کرسٹل لیٹیس میں نیوکلئی کے صفر نکاتی ارتعاش کولمب رکاوٹ پر قابو پا سکتے ہیں، جس سے پائکنو نیوکلیئر رد عمل متحرک ہوتے ہیں۔ ایک نیم تجزیاتی ماڈل اس بات کی نشاندہی کرتا ہے کہ سفید بونوں میں، تھرمونیوکلیئر بھاگنا کائنات کے مقابلے میں بہت پہلے کی عمر میں ہو سکتا ہے، کیونکہ سفید بونوں کے کور میں پائکنو نیوکلیئر رد عمل سفید بونوں کی چمک سے زیادہ ہوتے ہیں، جس سے سی جلنے کی اجازت ملتی ہے، جو سفید بونوں کو جمع کرنے میں ٹائپ آئی اے سپرنووا کی تشکیل کو متحرک کرتا ہے، جس کی کمیت چندر شیکھر ماس کے برابر ہے۔ کچھ مطالعات سے پتہ چلتا ہے کہ سفید بونوں کے عدم استحکام کی طرف پائکنو نیوکلیئر رد عمل کی شراکت صرف کاربن سفید بونوں میں اہم ہے، جبکہ آکسیجن سفید بونوں میں، اس طرح کا عدم استحکام زیادہ تر الیکٹران کیپچر کی وجہ سے ہوتا ہے۔ اگرچہ دیگر مصنفین اس بات سے متفق نہیں ہیں کہ پائکنو نیوکلیئر رد عمل بڑے پیمانے پر (1.25) سفید بونوں کے لیے طویل مدتی حرارتی ذرائع کے طور پر کام کر سکتے ہیں، کیونکہ ان کی کثافت پائکنو نیوکلیئر رد عمل کی اعلی شرح کے لیے کافی نہیں ہوگی۔ اگرچہ زیادہ تر مطالعات سے پتہ چلتا ہے کہ ان کی زندگی کے اختتام پر، سفید بونے آہستہ آہستہ سیاہ بونوں میں تبدیل ہو جاتے ہیں، جہاں پائکنو نیوکلیئر رد عمل آہستہ آہستہ اپنے کور کو 56Fe میں بدل دیتے ہیں، کچھ ورژن کے مطابق، سیاہ بونوں کا خاتمہ ممکن ہے: M. E. کیپلان (2020) نظریہ پیش کرتا ہے کہ سب سے بڑے سیاہ بونوں (1.25) میں، 56Fe پیداوار کے نتیجے میں ان کے گرتے ہوئے الیکٹران کے حصے کی وجہ سے، وہ بہت دور مستقبل میں چندر شیکھر کی حد سے تجاوز کر جائیں گے، یہ قیاس کرتے ہوئے کہ ان کی زندگی اور تاخیر کا وقت سالوں تک بڑھ سکتا ہے۔ نیوٹرون ستارے جیسے جیسے نیوٹرون ستارے جمع ہوتے جاتے ہیں، کرسٹ میں کثافت بڑھ جاتی ہے، جو الیکٹران کی گرفت کی حد سے گزر جاتی ہے۔ جیسے جیسے الیکٹران کی گرفت کی حد (g cm−3) سے تجاوز کر جاتی ہے، یہ ڈبل الیکٹران کی گرفتاری (^ 40Mg + 2e-> ^ 34Ne + 6n +) کے عمل سے ہلکے مرکزوں کی تشکیل کی اجازت دیتا ہے، جس سے ہلکے نیون مرکزے اور آزاد نیوٹرون بنتے ہیں، جس سے کرسٹ کی کثافت میں مزید اضافہ ہوتا ہے۔ جیسے جیسے کثافت بڑھتی جاتی ہے، نیوٹرون سے بھرپور نیوکلئی کے کرسٹل لیٹیس ایکریٹنگ میٹریل کے کشش ثقل کے گرنے کی وجہ سے ایک دوسرے کے قریب ہونے پر مجبور ہوتے ہیں، اور ایک ایسے مقام پر جہاں نیوکلئی کو ایک دوسرے کے اتنے قریب دھکیل دیا جاتا ہے کہ ان کے صفر پوائنٹ کے ارتعاش انہیں کولمب رکاوٹ کو توڑنے کی اجازت دیتے ہیں، فیوژن ہوتا ہے۔ اگرچہ نیوٹران ستاروں کے اندر پائکنو نیوکلیئر فیوژن کا بنیادی مقام اندرونی پرت ہے، لیکن ہلکے مرکزوں کے درمیان پائکنو نیوکلیئر رد عمل پلازما سمندر میں بھی ہو سکتے ہیں۔ چونکہ نیوٹرون ستاروں کا مرکز تقریبا g cm−3 تھا، اس طرح کی انتہائی کثافت پر، پائکنو نیوکلیئر رد عمل ایک بڑا کردار ادا کرتے ہیں جیسا کہ ہینسل اور زیڈونک نے ظاہر کیا، جنہوں نے ظاہر کیا کہ g cm−3 کی کثافت پر، وہ حرارت کے ایک بڑے ذریعہ کے طور پر کام کرتے ہیں۔ اندرونی پرت کے فیوژن کے عمل میں، نیوٹرون سے بھرپور نیوکلئی (نی + نی-> 68 سی اے) کا جلنا بہت زیادہ حرارت جاری کرتا ہے، جس سے پائکنو نیوکلیئر فیوژن توانائی کے ایک بڑے ذریعہ کے طور پر کام کرتا ہے، ممکنہ طور پر گاما رے پھٹنے کے لیے توانائی کے طاس کے طور پر بھی کام کرتا ہے۔ مزید مطالعات نے یہ ثابت کیا ہے کہ زیادہ تر مقناطیسی g cm−3 کی کثافت پر پائے جاتے ہیں، جو اس بات کی نشاندہی کرتے ہیں کہ پائکنو نیوکلیئر رد عمل کے ساتھ ساتھ بعد میں الیکٹران کی گرفتاری کے رد عمل گرمی کے بڑے ذرائع کے طور پر کام کر سکتے ہیں۔ ٹرپل الفا رد عمل ولف ریئٹ ستاروں میں، ٹرپل الفا رد عمل کو 8 بی گونج کی کم توانائی سے ایڈجسٹ کیا جاتا ہے۔ تاہم، نیوٹرون ستاروں میں کور میں درجہ حرارت اتنا کم ہوتا ہے کہ ٹرپل الفا رد عمل پائکنو نیوکلیئر راستے کے ذریعے ہو سکتے ہیں۔ ریاضیاتی ماڈل جیسے جیسے کثافت بڑھتی ہے، گامو چوٹی اونچائی میں بڑھتی ہے اور کم توانائی کی طرف منتقل ہوتی ہے، جبکہ ممکنہ رکاوٹیں گھٹ جاتی ہیں۔ اگر ممکنہ رکاوٹوں کو کی مقدار سے دبایا جاتا ہے، تو گامو چوٹی کو اصل کے پار منتقل کر دیا جاتا ہے، جس سے رد عمل کی کثافت پر منحصر ہوتا ہے، کیونکہ گامو چوٹی توانائی تھرمل توانائی سے بہت بڑی ہوتی ہے۔ اس طرح کی کثافت پر مواد ایک انحطاطی گیس بن جاتا ہے۔ ہیریسن نے تجویز پیش کی کہ درجہ حرارت سے مکمل طور پر آزاد ماڈلز کو کریونیوکلیئر کہا جائے۔ پائکنو نیوکلیئر تعاملات دو طریقوں سے آگے بڑھ سکتے ہیں: براہ راست (نی + نی یا 40 ایم جی + 40 ایم جی) یا الیکٹران کیپچر رد عمل کی زنجیر کے ذریعے (25 این + 40 ایم جی)۔ غیر یقینی صورتحال پائکنو نیوکلیئر رد عمل کی شرح پر موجودہ اتفاق رائے مربوط نہیں ہے۔ پائیکنو نیوکلیئر رد عمل کی شرح کو ماڈلنگ کرتے وقت، خاص طور پر آزاد ذرات کی زیادہ تعداد والی جگہوں پر، فی الحال بہت سی غیر یقینی صورتحال پر غور کرنا ضروری ہے۔ موجودہ تحقیق کی بنیادی توجہ کرسٹل لیٹس کی اخترتی کے اثرات اور رد عمل کی شرح پر آزاد نیوٹرانوں کی موجودگی پر ہے۔ ہر بار جب فیوژن ہوتا ہے، تو کرسٹل لیٹس سے نیوکلیز کو ہٹا دیا جاتا ہے-جس سے ایک عیب پیدا ہوتا ہے۔ اس ماڈل کا تخمینہ لگانے میں دشواری اس حقیقت میں مضمر ہے کہ جالی میں ہونے والی مزید تبدیلیاں اور شرح پر مختلف شکلوں کا اثر ابھی تک نامعلوم ہے۔ چونکہ پڑوسی جالی رد عمل کی شرح کو بھی متاثر کر سکتی ہیں، اس طرح کی شکلوں کی لاپرواہی بڑی تضادات کا باعث بن سکتی ہے۔ ایک اور الجھانے والا متغیر نیوٹران ستاروں کی پرتوں میں آزاد نیوٹران کی موجودگی ہوگی۔ آزاد نیوٹرانوں کی موجودگی ممکنہ طور پر کولمب رکاوٹ کو متاثر کر سکتی ہے، جس سے یہ یا تو لمبا یا موٹا ہو جاتا ہے۔ ڈی جی کی طرف سے شائع کردہ ایک مطالعہ 2006 میں یاکوولیف نے دکھایا ہے کہ نیوٹران ستارے کی پرت میں دو نی نیوکلئی کے پہلے پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح کا حساب سات تک کی غیر یقینی شدت کا حامل ہو سکتا ہے۔ اس مطالعے میں، یاکوولیف نے پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی دہلیز میں غیر یقینی صورتحال کو بھی اجاگر کیا (مثال کے طور پر، یہ کس کثافت سے شروع ہوتا ہے)، جس سے جی سی ایم-3 کے پائکنو نیوکلیئر فیوژن کے آغاز کے لیے درکار تخمینہ کثافت ملتی ہے، جو ہیسنل اور زیڈونک کی طرح اسی نتیجے پر پہنچتی ہے۔ ہیسنل اور زیڈونک کے مطابق، نیوٹرون ستاروں میں شرح کے حساب کی اضافی غیر یقینی صورتحال کرسٹل ہیٹنگ کی ناہموار تقسیم کی وجہ سے بھی ہو سکتی ہے، جو جمع ہونے سے پہلے اور بعد میں نیوٹرون ستاروں کی تھرمل حالتوں کو متاثر کر سکتی ہے۔ سفید بونوں اور نیوٹرون ستاروں میں، جوہری رد عمل کی شرح نہ صرف پائکنو نیوکلیئر رد عمل سے بلکہ کولمب تعامل کی پلازما اسکریننگ سے بھی متاثر ہو سکتی ہے۔ یوکرینی الیکٹروڈائنامک ریسرچ لیبارٹری "پروٹون-21" نے یہ ثابت کیا کہ ہدف والے مادے کی سطح پر ایک پتلی الیکٹران پلازما پرت بنا کر، اور اس طرح، کم درجہ حرارت پر ہدف والے مادے کے خود دباؤ کو مجبور کر کے، وہ پائکنو نیوکلیئر فیوژن کے عمل کو متحرک کر سکتے ہیں۔ اس عمل کا آغاز سیلف کنٹریکٹنگ پلازما کی وجہ سے تھا جو ہدف کے مواد کے پورے حجم کو "اسکین" کرتا تھا، کولمب فیلڈ کی اسکریننگ کرتا تھا۔ اسکریننگ، کوانٹم ڈفیوژن اور نیوکلیئر فیوژن کے نظام ریاضیاتی ماڈل پر غور کرنے سے پہلے، یہ سمجھنا ضروری ہے کہ پائکنو نیوکلیئر فیوژن، اس کے جوہر میں، دو اہم واقعات کی وجہ سے ہوتا ہے: کوانٹم نوعیت کا ایک رجحان جسے کوانٹم ڈفیوژن کہا جاتا ہے۔ نیوکلئی کے صفر نکاتی ارتعاش کے لہر افعال کا اوورلیپ۔ یہ دونوں اثرات اسکریننگ سے بہت زیادہ متاثر ہوتے ہیں۔ اسکریننگ کی اصطلاح عام طور پر جوہری طبیعیات دانوں کے ذریعہ استعمال کی جاتی ہے جب وہ خاص طور پر زیادہ کثافت والے پلازما کا حوالہ دیتے ہیں۔ پائکنو نیوکلیئر فیوژن ہونے کے لیے، دونوں ذرات کو اپنے درمیان الیکٹروسٹیٹک ریپلشن پر قابو پانا ضروری ہے-اس کے لیے درکار توانائی کو کولمب رکاوٹ کہا جاتا ہے۔ رد عمل کرنے والے جوڑے کے ساتھ دوسرے چارج شدہ ذرات (بنیادی طور پر الیکٹرانوں) کی موجودگی کی وجہ سے، وہ تحفظ کا اثر ڈالتے ہیں-جیسا کہ الیکٹران مثبت طور پر چارج شدہ آئنوں کے ارد گرد ایک الیکٹران بادل بناتے ہیں-مؤثر طریقے سے ان کے درمیان الیکٹروسٹیٹک پسپائی کو کم کرتے ہیں، کولمب رکاوٹ کو کم کرتے ہیں۔ شیلڈنگ کے اس مظاہر کو "اسکریننگ" کہا جاتا ہے، اور ایسے معاملات میں جہاں یہ خاص طور پر مضبوط ہے، اسے "مضبوط اسکریننگ" کہا جاتا ہے۔ نتیجتا، ایسے معاملات میں جہاں پلازما کا مضبوط اسکریننگ اثر ہوتا ہے، پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح میں کافی اضافہ ہوتا ہے۔ کوانٹم ٹنلنگ پائکنو نیوکلیئر فیوژن کے لیے کوانٹم فزیکل اپروچ کی بنیاد ہے۔ یہ اسکریننگ اثر کے ساتھ قریب سے جڑا ہوا ہے، کیونکہ ترسیل کا گتانک ممکنہ رکاوٹ کی اونچائی، ذرات کی کمیت، اور ان کی متعلقہ رفتار پر منحصر ہوتا ہے (چونکہ نظام کی کل توانائی حرکی توانائی پر منحصر ہوتی ہے)۔ اس سے پتہ چلتا ہے کہ ترسیل کا گتانک اسکریننگ کے اثرات کے لیے بہت حساس ہوتا ہے۔ اس طرح، اسکریننگ کا اثر نہ صرف ممکنہ رکاوٹ کو کم کرنے میں معاون ہوتا ہے جو ذرات کے صفر نکاتی ارتعاش کے لہر افعال کے اوورلیپ کے ذریعے "کلاسیکی" فیوژن کی اجازت دیتا ہے، بلکہ ٹرانسمیشن گتانک کے اضافے میں بھی، جو دونوں پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح میں اضافہ کرتے ہیں۔ پائکنو نیوکلیئر فیوژن سے متعلق دیگر مختلف اصطلاحات کے اوپر، مقالے مختلف نظاموں کو بھی متعارف کراتے ہیں، جو پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح کی وضاحت کرتے ہیں۔ خاص طور پر، وہ صفر درجہ حرارت، انٹرمیڈیٹ، اور تھرمل طور پر بہتر شدہ نظاموں کو اپنے اہم نظاموں کے طور پر شناخت کرتے ہیں۔ ون کمپونینٹ پلازما (او سی پی) ون کمپونینٹ پلازما (او سی پی) میں پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح کے مشتق کے علمبردار ایڈون سالپیٹر اور ڈیوڈ وان ہورن تھے، جن کا مضمون 1969 میں شائع ہوا تھا۔ ان کے نقطہ نظر نے وینٹزل-کریمرز-برلوئن (ڈبلیو کے بی) تخمینہ، اور وگنر-سیٹز (ڈبلیو ایس) شعبوں کا استعمال کرتے ہوئے شروڈنگر مساوات کو حل کرنے کے لیے ایک سیمی کلاسیکل طریقہ استعمال کیا۔ ان کے ماڈل کو بہت زیادہ آسان بنایا گیا ہے، اور اگرچہ یہ قدیم ہے، لیکن دوسرے طریقوں کو سمجھنے کی ضرورت ہے جو بڑی حد تک سالپیٹر اور وان ہورن کے کاموں پر مبنی ہیں۔ انہوں نے او سی پی کو ہر ایک آئن پر مشتمل علاقوں میں آسان بنانے کے لیے ڈبلیو ایس شعبوں کو استعمال کیا، جس میں آئن بی سی سی کرسٹل جالی کے عمودی حصوں پر واقع ہوتے ہیں۔ پھر، ڈبلیو کے بی تخمینہ کا استعمال کرتے ہوئے، انہوں نے فیوزنگ نیوکلئی پر کوانٹم ٹنلنگ کے اثر کو حل کیا۔ اسے پوری جالی پر ایکسٹرپولیٹ کرنے سے انہیں پائکنو نیوکلیئر فیوژن کی شرح کے لیے اپنے فارمولے پر پہنچنے کا موقع ملا: جہاں پلازما کی کثافت ہے، فی الیکٹران (جوہری نیوکلئس) کا اوسط سالماتی وزن ہے، ایک مستقل کے برابر ہے اور اس کے طور پر کام کرتا ہے۔ جوہری بڑے پیمانے کی اکائیوں سے گرام میں تبدیلی کا عنصر، اور جوڑی وار رد عمل کے امکان کی تھرمل اوسط کی نمائندگی کرتا ہے۔ تاہم، سالپیٹر اور وان ہورن کے تجویز کردہ طریقہ کار کی بڑی غلطی یہ ہے کہ انہوں نے جالی کے متحرک ماڈل کو نظر انداز کیا۔ 1990 میں شرم اور کونن نے اس میں بہتری لائی۔ اپنے ماڈل میں، انہوں نے پایا کہ متحرک ماڈل کو نظر انداز نہیں کیا جا سکتا، لیکن یہ ممکن ہے کہ متحرک ہونے کی وجہ سے ہونے والے اثرات کو منسوخ کیا جا سکے۔ کولڈ فیوژن تھرمونیوکلیئر ری ایکشن ایکریشن (فلکی طبیعیات) پلازما (طبیعیات) کوانٹم ٹنلنگ حوالہ جات نیوکلیئر فیوژن نیوٹرون ذرائع فلکیات