கா.நை.ஆ சுழற்சி

கரிமம்–நைட்ரசன்–ஆக்சிசன் சுழற்சி, சுருக்கமாக க.நை.ஆ சுழற்சி (C N O cycle) என்பது ஐதரசனை ஈலியமாக மாற்றுவதற்குப் பயன்படும் கார்பன், நைட்ரசன் மற்றும் ஆக்சிசன் முதலிய தனிமங்கள் பங்குபெறும் ஒர் அணுக்கரு இணைவு வினையாகும். விண்மீன்கள் பயன்படுத்துகின்ற இம்முறை அறியப்பட்டுள்ள இரண்டு அணுக்கரு இணைவு வினைகளில் ஒன்றாகும். புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர்வினை மற்றொரு அணுக்கரு முறையாகும். புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர் வினை போலல்லாமல், கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையானது, ஒரு வினையூக்கியின் உதவியுடன் நிகழ்கின்ற பலபடிநிலை சுழற்சி வினையாகும். விண்மீன்களின் ஆற்றலுக்கு கா.நை.ஆ சுழற்சியே மிகமுக்கியமான மேலதிக ஆற்றல் மூலமாகும். சூரியனின் நிறையைக் காட்டிலும் 1.3 மடங்கு அதிக ஆற்றலை விண்மீன்களுக்கு இச்சுழற்சி அளிப்பதாகக் கருதப்படுகிறது^[1]. சூரியனின் அதிகநிறை மற்றும் குறைநிறை நிகழ்வுகளில் புரோட்டான் –புரோட்டான் தொடர்வினையும் மிகமுக்கியமான பங்கு வகிக்கிறது. வெப்பநிலை சார்ந்த இவ்வேறுபாடுகள், இரண்டு வினைகள் இடையே உருவாகும் வெப்பநிலை வேறுபாடுகளில் இருந்து எழுவதாகும்; புபு தொடர் வினை சுமார் 4×10⁶ கெ ( 4 மெகா கெல்வின்) வெப்பநிலையில் வினையைத் தொடங்குகிறது.^[2].சிறிய நட்சத்திரங்களின் ஆற்றலுக்கு இவ்வினை ஆற்றல் மூலமாக மேலாதிக்கம் செலுத்துகிறது. அதேவேளையில் கா.நை.ஆ தொடர் வினைகள் சுயமாகவே 15×10⁶ கெ வெப்பநிலையில் வினையைத் தொடங்குகின்றன.^[1]. ஆனால் வெளியிடப்படும் ஆற்றலின் அளவு அபரிமிதமான வெப்பநிலை உயர்வுடன் அதிகரிக்கிறது. சுமார் 17×10⁶ கெ வெப்பநிலையில் கா.நை.ஆ தொடர் வினை மேலாதிக்கம் செய்யும் ஆற்றல் மூலமாக மாறுகிறது.^[3]. சூரியனின் உள்ளக வெப்பநிலை 15.7×106 கெல்வின் ஆகும். சூரியனில் உருவாகும் 4He உட்கருவில் 1.7% மட்டுமே கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையினால் பிறக்கின்றன. முதலாவது கா.நை.ஆ செயல்முறையை (கா.நை.ஆ-I) காரல் வோன் வெய்சோக்கர்^[4] மற்றும் ஆன்சு பேடா ^[5] ஆகியோர் முறையே 1938 மற்றும் 1939 ஆம் ஆண்டுகளில் தனித்தனியாக முன்மொழிந்தனர்.

கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையில் கார்பன், நைட்ரசன் மற்றும் ஆக்சிசனின் ஓரிடத்தான்களை வினையூக்கியாகப் பயன்படுத்தி நான்கு புரோட்டான்கள் உருகுகின்றன, இதனால் ஒரு ஆல்ஃபா துகள் இரண்டு பாசிட்ரான் துகள்கள் மற்றும் இரண்டு எலக்ட்ரான் நியூட்ரினோக்கள் உற்பத்தியாகின்றன. கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையில் பல்வேறு வகையான வினையூக்கிகள் மற்றும் பாதைகள் பங்கேற்றாலும், சுருக்கமாகச் சொல்வதென்றால் இறுதியில் உண்டாகும் நிகர விளைவில் எந்த மாற்றமும் இல்லை எனலாம்.

4 ¹
₁H + 2 e⁻
→ ⁴
₂He + 2 e⁺
+ 2 e⁻
+ 2 ν
_e + 3 γ + 24.7 MeV → ⁴
₂He + 2 ν
_e + 3 γ + 26.7 MeV

உடனடியாக பாசிட்ரோன்கள் எலக்ட்ரான்களுடன் அழிக்கப்பட்டு, காமா கதிர்கள் வடிவில் சக்தியை வெளியிடுகின்றன, நியூட்ரினோக்கள் சிறிதளவு ஆற்றலை எடுத்துக் கொண்டு விண்மீனிலிருந்து தப்பித்து வெளியேறுகின்றன. ஒர் உட்கரு முடிவில்லாத சுழற்சி வினைகளால் மாற்றங்கள் அடைந்து கார்பன், நைட்ரசன், மற்றும் ஆக்சிசன் ஓரிடத்தான்களாக மாறுகிறது.

குளிர் கா.நை.ஆ. சுழற்சி[தொகு]

விண்மீன்களில் காணப்படும் சிலவகையான குறிப்பிட்ட சூழல்களில் கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினையால் எரிக்கப்படும் வினையூக்கி ஐதரசன் புரோட்டான்களை ஈர்ப்பதன் மூலம் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது. அணுக்கரு இணைவுக்கு ஆகும் கால அளவை விட வினையில் உருவான கதிரியக்க உட்கருக்களின் பீட்டா சிதைவு வினை விரைவாக நிகழ்கிறது. ஏனெனில், நீண்ட கால வரையளவுகள் இங்கு பங்குபெறுகின்றன. ஐதரசனை மெதுவாக ஈலியமாக மாற்றும் குளிர் கா.நை.ஆ. சுழற்சி வினைகள், சக்தி மிக்க விண்மீன்களை பல ஆண்டுகளுக்கு அமைதிச் சமநிலையில் வைத்திருக்க அனுமதிக்கின்றன..

கா.நை.ஆ – I[தொகு]

ஐதரசனை ஈலியமாக மாற்றுவதற்காக முதலில் முன்வைக்கப்பட்ட முன்மொழிவுகள் கார்பன் – நைட்ரசன் சுழற்சி என்ற பெயராலேயே அழைக்கப்பட்டன. முன்மொழிந்தவர்கள் பெயர்களான பேடா-வெய்சோக்கர் சுழற்சி என்ற பெயராலும் அழைக்கப்பட்டது, ஏனெனில், இச்சுழற்சியில் நிலையான ஆக்சிசன் ஓரிடத்தானின் பங்களிப்பு இல்லை. கா.நை சுழற்சிதான் சூரியனுக்கு முதன்மையான ஆற்றல் மூலம் என்று பேடாவின் அசலான கணக்கீடுகள் பரிந்துரைத்தன^[5]. சூரியன் 10% நைட்ரசனால் ஆனது என்ற நம்பிக்கை இதனால் விளைந்தது. தற்பொழுதுதான் சூரியனில் உள்ள நைட்ரசனின் அளவு அரை சதவீதத்திற்கும் குறைவு என்பது உணரப்பட்டுள்ளது. எனவே, கார்பன் நைட்ரசன் சுழற்சி என்பது கா.நை.ஆ அணுக்கருக்களின் எரிதல் வினை என்ற மிகப்பெரிய வலைத்திட்டத்தின் முதலாவது பகுதி என்பதும் தெளியப்பட்டுள்ளது. கா.நை.ஆ சுழற்சி வினையின் முக்கியமான வினைகள் வருமாறு:¹²
₆C→¹³
₇N→¹³
₆C→¹⁴
₇N→¹⁵
₈O→¹⁵
₇N→¹²
₆C:^[6]

¹² ₆C	+	¹ ₁H	→	¹³ ₇N	+	γ			+	1.95 மெ.எ.வோ
¹³ ₇N			→	¹³ ₆C	+	e⁺	+	ν _e	+	1.20 மெ.எ.வோ	(அரைவாழ்வுக் காலம் 9.965 நிமிடங்கள் ^[7])
¹³ ₆C	+	¹ ₁H	→	¹⁴ ₇N	+	γ			+	7.54 மெ.எ.வோ
¹⁴ ₇N	+	¹ ₁H	→	¹⁵ ₈O	+	γ			+	7.35 மெ.எ.வோ
¹⁵ ₈O			→	¹⁵ ₇N	+	e⁺	+	ν _e	+	1.73 மெ.எ.வோ	(அரைவாழ்வுக் காலம் 122.24 நிமிடங்கள் ^[7])
¹⁵ ₇N	+	¹ ₁H	→	¹² ₆C	+	⁴ ₂He			+	4.96 மெ.எ.வோ

முதலாவது வினையில் பயன்படுத்தப்படும் கார்பன் – 12 உட்கருவானது கடைசி வினையில் மீண்டும் உற்பத்தி செய்யப்படுகிறது. சூழலில் உள்ள எலக்ட்ரான்கள் உமிழப்படும் பாசிட்ரான்களை முற்றிலும் அழித்து கூடுதலாக 2.04 மெகா எலக்ட்ரான் வோல்ட் ஆற்றலை உற்பத்தி செய்கின்றன. ஆக ஒரு சுழற்சியில் வெளியிடப்படும் ஆற்றலின் மொத்த அளவு 26.73 மெ.எ.வோ ஆகும். சிலர், பீட்டா சிதைவின் கியூ மதிப்புடன் பாசிட்ரான் அழிப்பு ஆற்றல் மதிப்பை தவறுதலாக சேர்த்த பின்னர், அழித்தலின் போது வெளியிடப்படும் ஆற்றலுக்குச் சமமான மதிப்பை விட்டுவிடுவர். இக்கணக்கீட்டில் குழப்பம் விளைய வாய்ப்பு ஏற்படுகிறது. அனைத்து மதிப்புகளும் 2003 ஆம் ஆண்டின் அணுநிறை மதிப்பாய்வு அடிப்படையில் கணக்கிடப்படுகின்றன^[8]

மேற்கோள்கள்[தொகு]

↑ ^1.0 ^1.1 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of stars and stellar populations, John Wiley and Sons, pp. 119–121, ISBN 0-470-09220-3
↑ Reid, I. Neill; Suzanne L., Hawley (2005), New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs, Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy (2nd ed.), Springer, p. 108, ISBN 3-540-25124-3
↑ Schuler, S. C.; King, J. R.; The, L.-S. (2009). "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster". The Astrophysical Journal 701 (1): 837–849. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837. Bibcode: 2009ApJ...701..837S.
↑ von Weizsäcker, C. F. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II". Physikalische Zeitschrift 39: 633–46.
↑ ^5.0 ^5.1 Bethe, H. A. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 (5): 434–56. doi:10.1103/PhysRev.55.434. Bibcode: 1939PhRv...55..434B.
↑ Krane, K. S. (1988). Introductory Nuclear Physics. John Wiley & Sons. பக். 537. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0-471-80553-X.
↑ ^7.0 ^7.1 Principles and Perspectives in Cosmochemistry, Springer, 2010, ISBN 9783642103681, page 233
↑ Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18 November 2003). "The 2003 Atomic Mass Evaluation". Atomic Mass Data Center. Archived from the original on 28 செப்டம்பர் 2011. பார்க்கப்பட்ட நாள் 25 October 2011. {{cite web}}: Check date values in: |archive-date= (help)

உசாத்துணை[தொகு]

Bethe, H. A. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 (5): 434–56. doi:10.1103/PhysRev.55.434. Bibcode: 1939PhRv...55..434B.
Iben, I. (1967). "Stellar Evolution Within and off the Main Sequence". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 5: 571. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035. Bibcode: 1967ARA&A...5..571I. https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1967_5/page/571.

[salaris_cassini2005-1] 1.0 ^1.1 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of stars and stellar populations, John Wiley and Sons, pp. 119–121, ISBN 0-470-09220-3

[2] Reid, I. Neill; Suzanne L., Hawley (2005), New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs, Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy (2nd ed.), Springer, p. 108, ISBN 3-540-25124-3

[3] Schuler, S. C.; King, J. R.; The, L.-S. (2009). "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster". The Astrophysical Journal 701 (1): 837–849. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837. Bibcode: 2009ApJ...701..837S.

[4] von Weizsäcker, C. F. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II". Physikalische Zeitschrift 39: 633–46.

[BetheBible-5] 5.0 ^5.1 Bethe, H. A. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 (5): 434–56. doi:10.1103/PhysRev.55.434. Bibcode: 1939PhRv...55..434B.

[Krane-6] Krane, K. S. (1988). Introductory Nuclear Physics. John Wiley & Sons. பக். 537. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0-471-80553-X.

[half-life-cn-7] 7.0 ^7.1 Principles and Perspectives in Cosmochemistry, Springer, 2010, ISBN 9783642103681, page 233

[8] Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18 November 2003). "The 2003 Atomic Mass Evaluation". Atomic Mass Data Center. Archived from the original on 28 செப்டம்பர் 2011. பார்க்கப்பட்ட நாள் 25 October 2011. {{cite web}}: Check date values in: |archive-date= (help)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]