තාරකාවක් ශක්තිය නිර්මාණය කරන්නේ කෙසේද-2?

Blog Team, Sanjula , 0 Comments

තාරකාවක පූර්ව හා ප්‍රධාන අනුක්‍රමණ පරිණාමන අවධින් හි තාරකාවේ ශක්තිය නිපදවීමේ ක්‍රමවේදයන් පිළිබඳව පෙර ලිපියක පැහැදිලි කළ අතර මෙම ලිපිය හරහා තාරකාවක පසු පරිණාමන අවධියේ ශක්තිය නිපදවීමේ ක්‍රමවේදයන් ආවරණය කරනු ලැබේ.

පසු පරිණාමන අවධිය(Post Evolutionary Stage)

පෙර ලිපියේ පැහැදිලි කළ ආකාරයෙන්ම තාරකාවේ ස්කන්ධය මත එහි ශක්තිය නිපදවීමේ ක්‍රමවේදය තීරණය වේ.ඒ අනුව පසු පරිණාමන අවධිය ස්කන්ධ පරාසයන් කීපයකට අනන්‍ය ලෙස වෙන්වූ ශක්තිය නිපදවීමේ යාන්ත්‍රණයන් කීපයක් පවතී.
ප්‍රධාන වශයෙන් මෙහි පළමු අදියර කාණ්ඩ තුනකට වෙන්වන අතර ඒවා නම්,

1.සූර්ය ස්කන්ධ 0.08 ට අඩු තාරකා
2.සූර්ය ස්කන්ධ 0.08-0.5 අතර තාරකා
3.සූර්ය ස්කන්ධ 0.5 වැඩි තාරකා

මෙයින් පළමු කාණ්ඩය සිය හරයේ පවතින ලිතියම් හා ඩියුටීරියම් අවසන් වූ විට නැවතත් පෙර පරිදිම කෙල්වින් හෙල්ම්හෝලිට්ස් යාන්ත්‍රණය අනුගමනය කරමින් සිය අවසානය දක්වා ශක්තිය නිපදවා ගැනීම සිදු කරයි.
සූර්ය ස්කන්ධ 0.08-0.5 අතර තාරකාවන් සිය හරයේ හයිඩ්‍රජන් නිමා වීමත් සමඟ ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයෙන් බැහැර වන අතර හරයෙ පවතින හීලියම් විලීන අවස්ථාවේ නොමැති හෙයින්(තාරකාවේ ස්කන්ධය හීලියම් විලයනය කිරීමට තරම් ප්‍රමාණවත් නොමැති හෙයින්) ඒවායේ ශක්තිය නිපදවීමේ යාන්ත්‍රණය නවතින අතර ඉන් පසු ශක්ති හායනය පමණක් සිදුවේ.

සූර්ය ස්කන්ධ 0.5 වැඩි තාරකා හීලියම් විලයනය සිදු කරන අතර මෙකී යාන්ත්‍රණය ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා ප්‍රතික්‍රියාව නම් වේ.

ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා ප්‍රතික්‍රියාව(Triple Alpha Process)

ඇල්ෆා අංශු නොහොත් හීලියම් (Helium)න්‍යෂ්ඨි තුනක් මෙකී යාන්ත්‍රණයට මූලික වශයෙන් සහභාගී වීම හේතුවෙන් මෙකි යාන්ත්‍රණය ඉහත සඳහන් නාමයෙන් හැඳින්වීම සිදු කරයි.මෙකී යාන්ත්‍රණය ඇරඹීම සඳහා හරයේ අවම උෂ්ණත්වය 10^8 K වන අතර මෙම යාන්ත්‍රණය මූලික වශයෙන් පියවර දෙකක් පවතින අතර ඊට අමතරව පියවර කීපයක්ද මෙකී යාන්ත්‍රණය සතුවේ.

පළමු පියවර

42He + 42He ↔84Be -0.092 MeV
මෙහිදී නිර්මාණය වන 4Beඅස්ථායි වන අතර එයට 3×10^-16s තරම් කෙටි ආයු කාලයක් පවතී.ඉන් පසු නැවතත්  42Heවලට වෙන් වීම සිදු වේ.

දෙවන පියවර

84Be + 42He -> 126C + 2γ (+7.367 MeV)
මෙකී පියවර සිදු වීමේ ඉහළ සම්භාවිතාවක් පවතින අතර එකී කාරණයට හේතු වන්නේ 84Beවල ආයු කාලය මෙකී යාන්ත්‍රණය සිදු වන උෂ්ණත්වය තුළ ඉහත න්‍යෂ්ඨි ගැටීමට හා ගැමා කිරණ මුක්ත වීමට ගතවන මධ්‍ය කාලයට වඩා වැඩි වීමය.මෙකී අවස්ථාවේ 126Cනිපදවුවද එය ප්‍රතික්‍රියාවට දායක වූ න්‍යෂ්ඨි වල ශක්තියට ආසන්න අනුනාදමය ශක්ති මට්ටමක පවතින අතර මෙය Hoyle Resonant නම් වේ.ඉන් අනතුරුව γ කිරණයක් පිට කරමින් 126Cභූමි ශක්ති මට්ටමට පැමිණේ. මීට අමතරව මෙකී යාන්ත්‍රණයේ අතුරු ඵලයක් ලෙස ඉහළ උෂ්ණත්ව වලදී පහත ප්‍රතික්‍රියාවද සිදු වන අතර මෙයටද Hoyle Resonant බලපානු ලබයි.

126C +42He →168O+γ(+7.162MeV)

මෙකී ක්‍රියාවලිය කාබන් -හීලියම් විලයනය (Carbon-Helium Fusion) නමින්ද හඳුන්වනු ලබන අතර 0.2 GKඅභ්‍යන්තර උෂණත්වයක් තුළ මෙය වඩා සාර්ථකව සිදු වේ.

168O+42He →2010Ne+γ(ඉතා සුළු වශයෙන්)

12C + 12C -> 24Mg + energy  (ඉතා සුළු වශයෙන්)

හරයේ හයිඩ්‍රජන් 10% වන අවස්ථාවේ සාමන්‍යයෙන් ඇරඹෙන මෙකී ක්‍රියාවලිය මගින් ශක්තිය නිපදවීම T41 අනුරූප වන අතර එය වඩා  ඉහළ ශක්ති සැපයුම් ක්‍රමවේදයකි. මේ අනුව විශ්වයේ පවතින C,O වලින් විශාලම ප්‍රමාණයක් මේ හරහා නිර්මාණය වී ඇති බව පැහැදිලි වේ.
සූර්ය ස්කන්ධ 0.5-2.25 අතර තාරකාවන් Helium Flash ලෙසින් මෙකී යාන්ත්‍රණය අරඹන අතර 2.25 වැඩි තාරකා හීලියම් දහනයක් ලෙසින් මෙකී යාන්ත්‍රණය අරඹයි.
මෙකී යාන්ත්‍රණය අවසාන අවධිය වන විටදී එනම් සූර්ය ස්කන්ධ 1-3 අතර තාරකාවක ස්පර්ශෝන්මුඛ යෝධ ශාඛාවේදී S-process නම් නව ක්‍රියාදාමයක් හරහා විශාල ප්‍රමාණයේ ද්වීතීක මූලද්‍රව්‍ය ප්‍රමාණයක් නිර්මාණය වීම සිදුවේ.

S-Process

මෙම යාන්ත්‍රණයේදී අඩු ඝනත්ව නියුට්‍රෝන පරිසරයක් තුළ නියුට්‍රෝන ග්‍රහණය කර ගනිමින් වඩා බැර මුලද්‍රව්‍ය නිරමාණය කිරීම සිදු වන අතර මෙකී අවස්ථාවේදී 12C(p,γ),13N(Β+,ν),13C(α,n),16O නියුට්‍රෝන ප්‍රභව ලෙස ක්‍රියා කරයි.

සූර්ය ස්කන්ධ 0.5-4 අතර තාරකා හරයේ හීලියම් අවසන් වූ පසු ඉතිරි වන හරය දහනය කිරීමට තරම් ස්කන්ධයක් නොමැති හෙයින් ශක්තිය නිපදවීමේ යාන්ත්‍රණයන් නැවතීම සිදුවේ. සූර්ය ස්කන්ධ 3-8 අතර තාරකාවක හීලියම් දහනය සිදු වන විටදී s-Process සිදු වන අතර එය weak  s-Process නම් වේ.මෙහිදී නියුට්‍රෝන ප්‍රභවය ලෙස 22Ne ක්‍රියා කරයි.

මෙයින් පසු ඇරඹෙන යාන්ත්‍රණ විලයනයන් නොව දහනයන් ලෙස හඳුන්වනු ලබයි.

හරයේ 0.6Gk උෂ්ණත්වය ඇති සූර්ය ස්කන්ධ 8 වැඩි තාරකාවක කාබන් දහනය (Carbon Burning) සිදු වන අතර එකී ක්‍රියාවලිය පහත පරිදි වේ.

2C+12C → 20Ne + α (Q = 4.62 MeV)
12C+12C → 23Na + p (Q = 2.24 MeV)
12C+12C → 23Mg + n (Q = -2.62 MeV)

මෙකි ප්‍රතික්‍රියාවන් කාබන් දහනයේ ප්‍රධාන ප්‍රතික්‍රියාවන් ලෙස සලකනු ලබන අතර අමතර ප්‍රතික්‍රියාවන් ලෙස පසු ප්‍රතික්‍රියා සිදුවේ.

12C + 12C -> 16O + 2 4He + energy

12C + 12C -> 24Mg + gamma ray + energy

මීට අමතරව පහත ක්‍රියාවලින්ද තාරකාව තුළ සිදු විය හැකිය.

12C +12C → 24Mg∗ → 20Ne + α + 4.6 MeV

23Mg→23Ne+β-

මේ අනුව මෙකී ප්‍රතික්‍රියා දාමය හරහා ප්‍රධාන වශයෙන් 16O, 20Ne , 24Mg  නිර්මාණය වන අතර (together
95% by mass fraction), ද්විතීක මූලද්‍රව්‍ය ලෙස ප්‍රධාන වශයෙන් 21,22Ne, 23Na ,25,26Mg (නියුට්‍රෝන සරු මූලද්‍රව්‍ය ) නිර්මාණය වන අතර සුලු වශයෙන් 26,27Al නිර්මාණය වේ. අවසාන වශයෙන් මෙකී ක්‍රියාවලිය හරහා තාරකාව තුළ නියුටෝන සරු පරිසරයක් නිර්මාණය වේ.

සූර්ය ස්කන්ධ 8-12 අතර තාරකා වල හරයේ අවසන් වූ පසු ඉතිරි වන Ne/O හරය දහනය කිරීමට ප්‍රමාණවත් ස්කන්ධයක් නොමැති හේතුවෙන් ඒවායේ ශක්තිය නිපදවීම නතර වන මුත් 12 වැඩි තාරකා නියෝන් දහනය(Neon Burning) නම් යාන්ත්‍රණය හරහා හරයේ නියෝන් දැවීම සිදු කරයි. මෙකී යාන්ත්‍රණය හරයේ උෂ්ණත්වය 1.2GK  තරම් ඉහළ උෂ්ණත්වයකදී ඇරඹෙන අතර මෙකී යන්ත්‍රණයේදි Photo disintegration නම් වන පරමාණු විසින් ගැමා කිරණ අවශෝෂණය කරමින් උප පරමාණුක අංශු නිදහස් කිරිමේ ක්‍රියාවලිය වැදගත් ක්‍රියාවලියක් ඉටු කරනු ලබයි.

20Ne + γ ↔ 16O + α − 4.7 MeV
20Ne + α → 24Mg + γ + 9.3 MeV

එලෙසම ඉහත ක්‍රියාවන්ට අමතරව පහත ක්‍රියාවන්ද නියෝන් දහනයේදි සිදුවේ.

20Ne + n 21Ne + γ
21Ne + 4He 24Mg + n

හරයේ ඔක්සිජන් වලට වඩා නියෝන් දහනය ප්‍රථමව සිදු වන අතර ඔක්සිජන් වඩා ස්ථාවර වීමත් නියෝන් වල ආරෝපණය ඔක්සිජන් වලට වඩා ඉහළ වන හෙයින් කූලෝම් බාධකය ඔක්සිජන් වලට වඩා ඉහළ වීම හේතුවෙනි. මෙහි අවසානයේ ඔක්සිජන් ,මැග්නීසියම් හරයම් නිර්මණය වන අතර හරයේ උෂ්ණත්වය 1.5GK-2GK ළඟා වූ විට තාරකාවේ ඔක්සිජන් දහනය(Oxygen Burning)  ආරම්භ වීම සිදුවේ.

මෙහිදී ප්‍රතිඵල ලෙසින් ප්‍රධාන වශයෙන් 28Si , 32S (together 90% by mass) නිර්මාණය වන අතර සුළු වශයෙන් 33,34S, 35,37Cl,36,38Ar,39,41K,40,42Ca නිර්මාණය වේ.

ඉන් අනතුරුව හරයේ උෂ්ණත්වය 3GK ළඟා වූ පසු සිලිකන් දහනය අරඹන අතර මෙකී යාන්ත්‍රණය වේගවත් හා අතිශය සංකීර්ණ ක්‍රියා දාමයකින් යුක්තය .කෙසේ හෝ අවසාන වශයෙන් 56Ni දක්වා මූලද්‍රව්‍යය මේ හරහා නිර්මාණය වන අතර ,අවසානයේ ඉතිරි වන යකඩ නිකල් හරය දැවීමට යාමේදී තාරකාවේ අවසානය සිදු වන හෙයින් මෙයින් පසු සිදු වන යාන්ත්‍රණයන් තාරකවේ ශක්තිය නිපදවීම සඳහා බලපෑම් නොකරයි.

මේ අනුව සියලුම දහන යාන්ත්‍රණ වල සාරාංශය පහත පරිදි වන අතර තාරකවක් තුළ න්‍යෂ්ඨික ප්‍රතික්‍රියා කාල රාමුව පහත පරිදි වේ.

 

මූලාශ්‍ර :

  1. FYSN440_Lecture6.pdf
    http://users.jyu.fi/~ajokinen/FYSN440/FYSN440_Lecture6.pdf
  2. https://people.nscl.msu.edu/~schatz/PHY983/Notes/sprocess.pdf
  3. http://crescent.astro.illinois.edu/yhchu/astro404/Lectures_2013/404_lecture18.pdf
  4. http://www2011.mpe.mpg.de/gamma/science/tu-lectures/Masche/Pignatari_Masche12.pdf
  5. http://www.mso.anu.edu.au/~akarakas/Kodai_Lecture4.pdf
  6. https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/chapter5-7.pdf
  7. http://www.saha.ac.in/web/images/frena/pdf/2008/Michael%20Wiescher%204.pdf
  8. http://faculty.tamuc.edu/cbertulani/ast/lectures/Lec13.pdf
  9. https://sites.uni.edu/morgans/astro/course/Notes/section2/fusion.html
  10. http://www2.mpia-hd.mpg.de/homes/semenov/Lectures/Heidelberg_Uni_2012/Lecture7_Basics_of_SF_Stellar_Nucleosynthesis.pdf
  11. http://astroweb.case.edu/ssm/ASTR421/lecture6.pdf