>সূর্য কি দিয়ে তৈরি?

খুঁজে বের কর, সূর্য কি দিয়ে তৈরি: নক্ষত্রের গঠন এবং গঠনের একটি বিবরণ, রাসায়নিক উপাদানগুলির একটি তালিকা, একটি ফটো সহ স্তরগুলির সংখ্যা এবং বৈশিষ্ট্য, একটি চিত্র।

পৃথিবী থেকে, সূর্যকে আগুনের মসৃণ বলের মতো দেখায়, এবং কমিক জাহাজ গ্যালিলিও দ্বারা সূর্যের দাগ আবিষ্কারের আগে, অনেক জ্যোতির্বিজ্ঞানী ভেবেছিলেন যে এটি কোনও অপূর্ণতা ছাড়াই পুরোপুরি আকৃতির ছিল। এখন আমরা তা জানি সূর্য গঠিত হয়পৃথিবীর মতো বেশ কয়েকটি স্তর থেকে, যার প্রত্যেকটি নিজস্ব কার্য সম্পাদন করে। সূর্যের এই কাঠামো, একটি বিশাল চুলার মতো, পৃথিবীর সমস্ত শক্তির সরবরাহকারী যা পার্থিব জীবনের জন্য প্রয়োজনীয়।

সূর্য কোন উপাদান নিয়ে গঠিত?

আপনি যদি একটি তারকাকে আলাদা করে উপাদান উপাদানগুলির তুলনা করতে পারেন তবে আপনি বুঝতে পারবেন যে রচনাটি 74% হাইড্রোজেন এবং 24% হিলিয়াম। এছাড়াও, সূর্য 1% অক্সিজেন নিয়ে গঠিত, এবং অবশিষ্ট 1% হল পর্যায় সারণির রাসায়নিক উপাদান যেমন ক্রোমিয়াম, ক্যালসিয়াম, নিয়ন, কার্বন, ম্যাগনেসিয়াম, সালফার, সিলিকন, নিকেল, লোহা। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে হিলিয়ামের চেয়ে ভারী একটি উপাদান একটি ধাতু।

সূর্যের এই সমস্ত উপাদানগুলি কীভাবে এসেছিল? বিগ ব্যাং হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম তৈরি করেছিল। মহাবিশ্ব গঠনের শুরুতে, প্রাথমিক কণা থেকে প্রথম উপাদান, হাইড্রোজেন আবির্ভূত হয়েছিল। উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপের কারণে, মহাবিশ্বের অবস্থা একটি নক্ষত্রের কেন্দ্রের মতো ছিল। পরবর্তীতে, হাইড্রোজেন হিলিয়ামে মিশে যায় যতক্ষণ না ফিউশন বিক্রিয়ার জন্য মহাবিশ্বে উচ্চ তাপমাত্রা ছিল। হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের বিদ্যমান অনুপাত, যা এখন মহাবিশ্বে রয়েছে, বিগ ব্যাং এর পরে গঠিত হয়েছিল এবং পরিবর্তন হয়নি।

সূর্যের অবশিষ্ট উপাদান অন্যান্য নক্ষত্রে সৃষ্টি হয়। হিলিয়ামে হাইড্রোজেনের সংমিশ্রণ ক্রমাগত তারার কোরে চলছে। কোরে সমস্ত অক্সিজেন তৈরি করার পরে, তারা লিথিয়াম, অক্সিজেন, হিলিয়ামের মতো ভারী উপাদানগুলির পারমাণবিক সংমিশ্রণে স্যুইচ করে। সূর্যের মধ্যে থাকা অনেক ভারী ধাতু তাদের জীবনের শেষ দিকে অন্যান্য নক্ষত্রেও তৈরি হয়েছিল।

সবচেয়ে ভারী উপাদান, সোনা এবং ইউরেনিয়ামের গঠন ঘটেছিল যখন তারাগুলি আমাদের সূর্যের আকারের বহুগুণ বিস্ফোরিত হয়েছিল। একটি ব্ল্যাক হোল গঠনের এক সেকেন্ডের ভগ্নাংশে, উপাদানগুলি উচ্চ গতিতে সংঘর্ষে পড়ে এবং সবচেয়ে ভারী উপাদানগুলি তৈরি হয়। বিস্ফোরণ এই উপাদানগুলিকে মহাবিশ্ব জুড়ে ছড়িয়ে দিয়েছিল, যেখানে তারা নতুন তারা তৈরি করতে সাহায্য করেছিল।

আমাদের সূর্য বিগ ব্যাং দ্বারা সৃষ্ট উপাদান, মৃত তারার উপাদান এবং নক্ষত্রের নতুন বিস্ফোরণ থেকে কণা সংগ্রহ করেছে।

সূর্যের স্তরগুলো কী কী?

প্রথম নজরে, সূর্য হিলিয়াম এবং হাইড্রোজেনের একটি বল মাত্র, কিন্তু ঘনিষ্ঠভাবে পর্যবেক্ষণ করলে দেখা যায় যে এটি বিভিন্ন স্তর দ্বারা গঠিত। কোরের দিকে যাওয়ার সময়, তাপমাত্রা এবং চাপ বৃদ্ধি পায়, যার ফলস্বরূপ স্তরগুলি তৈরি হয়েছিল, যেহেতু হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম বিভিন্ন পরিস্থিতিতে বিভিন্ন বৈশিষ্ট্য রয়েছে।

সৌর কোর

আসুন সূর্যের সংমিশ্রণের মূল থেকে বাইরের স্তর পর্যন্ত স্তরগুলির মাধ্যমে আমাদের চলাচল শুরু করি। সূর্যের অভ্যন্তরীণ স্তরে - কোর, তাপমাত্রা এবং চাপ খুব বেশি, যা পারমাণবিক ফিউশন প্রবাহে অবদান রাখে। সূর্য হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়াম পরমাণু তৈরি করে, এই প্রতিক্রিয়ার ফলে, আলো এবং তাপ তৈরি হয়, যা পর্যন্ত পৌঁছায়। এটি সাধারণত গৃহীত হয় যে সূর্যের তাপমাত্রা প্রায় 13,600,000 ডিগ্রি কেলভিন এবং কোরের ঘনত্ব জলের ঘনত্বের চেয়ে 150 গুণ বেশি।

বিজ্ঞানী এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে সূর্যের মূল সৌর ব্যাসার্ধের দৈর্ঘ্যের প্রায় 20% পর্যন্ত পৌঁছেছে। এবং নিউক্লিয়াসের অভ্যন্তরে, উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপ হাইড্রোজেন পরমাণুগুলিকে প্রোটন, নিউট্রন এবং ইলেকট্রনে ভাঙতে সাহায্য করে। সূর্য তাদের মুক্ত-ভাসমান অবস্থা সত্ত্বেও হিলিয়াম পরমাণুতে রূপান্তরিত করে।

এই ধরনের প্রতিক্রিয়াকে এক্সোথার্মিক বলা হয়। এই প্রতিক্রিয়া চলাকালীন, প্রচুর পরিমাণে তাপ নির্গত হয়, যা 389 x 10 31 J এর সমান। প্রতি সেকেন্ডে.

সূর্যের বিকিরণ অঞ্চল

এই অঞ্চলটি মূলের সীমানায় (সৌর ব্যাসার্ধের 20%) থেকে উৎপন্ন হয় এবং সৌর ব্যাসার্ধের 70% পর্যন্ত দৈর্ঘ্যে পৌঁছায়। এই অঞ্চলের অভ্যন্তরে সৌর পদার্থ রয়েছে, যা গঠনে বেশ ঘন এবং গরম, তাই তাপ বিকিরণ তাপ হারানো ছাড়াই এর মধ্য দিয়ে যায়।

সৌর কোরের অভ্যন্তরে, একটি পারমাণবিক সংমিশ্রণ প্রতিক্রিয়া ঘটে - প্রোটনের ফিউশনের ফলে হিলিয়াম পরমাণুর সৃষ্টি। এই প্রতিক্রিয়ার ফলে, প্রচুর পরিমাণে গামা বিকিরণ ঘটে। এই প্রক্রিয়ায়, শক্তির ফোটন নির্গত হয়, তারপর বিকিরণ অঞ্চলে শোষিত হয় এবং বিভিন্ন কণা দ্বারা পুনরায় নির্গত হয়।

ফোটনের গতিপথকে "এলোমেলো হাঁটা" বলা হয়। সূর্যের পৃষ্ঠে সোজা পথে যাওয়ার পরিবর্তে, ফোটন একটি জিগজ্যাগ প্যাটার্নে চলে। ফলস্বরূপ, সূর্যের বিকিরণ অঞ্চল অতিক্রম করতে প্রতিটি ফোটনের প্রায় 200,000 বছর প্রয়োজন। এক কণা থেকে অন্য কণাতে যাওয়ার সময় ফোটন শক্তি হারায়। পৃথিবীর জন্য, এটি ভাল, কারণ আমরা কেবল সূর্য থেকে আসা গামা বিকিরণ গ্রহণ করতে পারি। একটি ফোটন যা মহাকাশে প্রবেশ করে পৃথিবীতে যেতে 8 মিনিট সময় লাগে।

বিপুল সংখ্যক তারার বিকিরণ অঞ্চল রয়েছে এবং তাদের আকার সরাসরি তারার স্কেলের উপর নির্ভর করে। নক্ষত্রটি যত ছোট হবে, অঞ্চলগুলি তত ছোট হবে, যার বেশিরভাগই সংবহনশীল অঞ্চল দ্বারা দখল করা হবে। ক্ষুদ্রতম নক্ষত্রগুলিতে বিকিরণ অঞ্চলের অভাব থাকতে পারে এবং সংবহনশীল অঞ্চলটি মূলের দূরত্বে পৌঁছাবে। বৃহত্তম নক্ষত্রের জন্য, পরিস্থিতি বিপরীত হয়, বিকিরণ অঞ্চলটি পৃষ্ঠ পর্যন্ত প্রসারিত হয়।

সংবহনশীল অঞ্চল

পরিবাহী অঞ্চলটি বিকিরণ অঞ্চলের বাইরে, যেখানে সূর্যের অভ্যন্তরীণ তাপ গরম গ্যাসের কলামের মধ্য দিয়ে প্রবাহিত হয়।

প্রায় সব নক্ষত্রেরই এমন একটি জোন রয়েছে। আমাদের সূর্যে, এটি সূর্যের ব্যাসার্ধের 70% থেকে পৃষ্ঠ (ফটোস্ফিয়ার) পর্যন্ত বিস্তৃত। নক্ষত্রের গভীরতার গ্যাস, একেবারে মূলে, উত্তপ্ত হয়ে পৃষ্ঠে উঠে যায়, যেমন একটি প্রদীপের মোমের বুদবুদ। তারার পৃষ্ঠে পৌঁছানোর পরে, তাপের ক্ষতি হয়; ঠান্ডা হলে, তাপ শক্তির পুনর্নবীকরণের জন্য গ্যাস আবার কেন্দ্রে ডুবে যায়। উদাহরণ হিসাবে, আপনি আগুনের উপর ফুটন্ত জলের একটি পাত্র আনতে পারেন।

সূর্যের পৃষ্ঠটি আলগা মাটির মতো। এই অনিয়মগুলি হল গরম গ্যাসের কলাম যা সূর্যের পৃষ্ঠে তাপ বহন করে। তাদের প্রস্থ 1000 কিলোমিটারে পৌঁছায় এবং অপচয়ের সময় 8-20 মিনিটে পৌঁছায়।

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে কম ভরের নক্ষত্র, যেমন লাল বামন, শুধুমাত্র একটি সংবহনশীল অঞ্চল রয়েছে যা মূল পর্যন্ত বিস্তৃত। তাদের একটি বিকিরণ অঞ্চল নেই, যা সূর্য সম্পর্কে বলা যাবে না।

ফটোস্ফিয়ার

পৃথিবী থেকে দৃশ্যমান সূর্যের একমাত্র স্তর। এই স্তরের নীচে, সূর্য অস্বচ্ছ হয়ে যায় এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আমাদের নক্ষত্রের অভ্যন্তর অধ্যয়নের জন্য অন্যান্য পদ্ধতি ব্যবহার করে। ভূপৃষ্ঠের তাপমাত্রা 6000 কেলভিনের মতো উচ্চ হলে পৃথিবী থেকে হলুদ-সাদা আভা দেখা যায়।

সূর্যের বায়ুমণ্ডল ফটোস্ফিয়ারের পিছনে অবস্থিত। সূর্যের সেই অংশ যা দেখা যায় সূর্যগ্রহণ, বলা হয় .

ডায়াগ্রামে সূর্যের গঠন

NASA বিশেষভাবে শিক্ষাগত উদ্দেশ্যে সূর্যের গঠন এবং গঠনের একটি পরিকল্পিত উপস্থাপনা তৈরি করেছে, যা প্রতিটি স্তরের তাপমাত্রা নির্দেশ করে:

• (দৃশ্যমান, IR এবং UV বিকিরণ) হল দৃশ্যমান বিকিরণ, ইনফ্রারেড বিকিরণ এবং অতিবেগুনি বিকিরণ। দৃশ্যমান বিকিরণ হল আলো যা আমরা সূর্য থেকে আসতে দেখি। ইনফ্রারেড বিকিরণ হল তাপ যা আমরা অনুভব করি। অতিবেগুনী বিকিরণ হল সেই বিকিরণ যা আমাদের একটি ট্যান দেয়। সূর্য একই সাথে এই বিকিরণ তৈরি করে।
• (ফটোস্ফিয়ার 6000 কে) - ফটোস্ফিয়ার হল সূর্যের উপরের স্তর, এর পৃষ্ঠ। 6000 কেলভিনের তাপমাত্রা 5700 ডিগ্রি সেলসিয়াসের সমান।
• রেডিও নির্গমন - দৃশ্যমান বিকিরণ, ইনফ্রারেড বিকিরণ এবং অতিবেগুনী বিকিরণ ছাড়াও, সূর্য রেডিও নির্গমন পাঠায়, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা একটি রেডিও টেলিস্কোপ দিয়ে সনাক্ত করেছেন। সূর্যের দাগের সংখ্যার উপর নির্ভর করে, এই নির্গমন বৃদ্ধি এবং হ্রাস পায়।
• করোনাল হোল - এগুলি সূর্যের এমন জায়গা যেখানে করোনার প্লাজমা ঘনত্ব কম থাকে, ফলে গাঢ় এবং ঠান্ডা করোনা হয়।
• 2100000 কে (2100000 কেলভিন) - সূর্যের বিকিরণ অঞ্চলে এই তাপমাত্রা রয়েছে।
• কনভেক্টিভ জোন/টার্বুলেন্ট কনভেকশন (ট্রান্স. কনভেক্টিভ জোন/টার্বুলেন্ট কনভেকশন) - এগুলি সূর্যের উপর এমন জায়গা যেখানে কোরের তাপীয় শক্তি পরিচলনের মাধ্যমে স্থানান্তরিত হয়। প্লাজমা কলামগুলি পৃষ্ঠে পৌঁছায়, তাদের তাপ ছেড়ে দেয় এবং আবার উত্তপ্ত হওয়ার জন্য আবার নীচে নেমে যায়।
• করোনাল লুপ (ট্রান্স। করোনাল লুপ) - সূর্যের বায়ুমণ্ডলে প্লাজমা নিয়ে গঠিত লুপ, চৌম্বক রেখা বরাবর চলে। তারা দেখতে বিশাল খিলানগুলির মতো যা পৃষ্ঠ থেকে কয়েক হাজার কিলোমিটার পর্যন্ত বিস্তৃত।
• কোর (প্রতি. কোর) হল সৌর হৃদপিণ্ড, যেখানে উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপ ব্যবহার করে পারমাণবিক সংমিশ্রণ ঘটে। সমস্ত সৌর শক্তি কোর থেকে আসে।
• 14,500,000 কে (প্রতি 14,500,000 কেলভিন) - সৌর কোরের তাপমাত্রা।
• বিকিরণ অঞ্চল (ট্রান্স। রেডিয়েশন জোন) - সূর্যের স্তর যেখানে বিকিরণ ব্যবহার করে শক্তি স্থানান্তরিত হয়। ফোটন 200,000 ছাড়িয়ে বিকিরণ অঞ্চলকে অতিক্রম করে এবং মহাকাশে চলে যায়।
• নিউট্রিনো (ট্রান্স। নিউট্রিনো) হল নিউক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়ার ফলে সূর্য থেকে নির্গত নগণ্য ভরের কণা। প্রতি সেকেন্ডে হাজার হাজার নিউট্রিনো মানুষের শরীরের মধ্য দিয়ে যায়, কিন্তু তারা আমাদের কোনো ক্ষতি করে না, আমরা অনুভব করি না।
• ক্রোমোস্ফেরিক ফ্লেয়ার (ট্রান্স. ক্রোমোস্ফেরিক ফ্লেয়ার) - আমাদের নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র মোচড় দিতে পারে এবং তারপর হঠাৎ করে ভেঙে যেতে পারে বিভিন্ন রূপ. চৌম্বক ক্ষেত্রের বিরতির ফলে, শক্তিশালী এক্স-রে শিখা দেখা দেয়, সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে নির্গত হয়।
• ম্যাগনেটিক ফিল্ড লুপ চৌম্বক ক্ষেত্র) - সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র ফটোস্ফিয়ারের উপরে অবস্থিত এবং এটি দৃশ্যমান, যেহেতু গরম প্লাজমা সূর্যের বায়ুমণ্ডলে চৌম্বকীয় রেখা বরাবর চলে।
• স্পট - একটি সানস্পট (ট্রান্স। সানস্পট) - এগুলি সূর্যের পৃষ্ঠের এমন জায়গা যেখানে চৌম্বক ক্ষেত্রগুলি সূর্যের পৃষ্ঠের মধ্য দিয়ে যায় এবং তাপমাত্রা কম থাকে, প্রায়শই লুপে থাকে।
• এনার্জেটিক পার্টিকেল (ট্রান্স। এনার্জিটিক পার্টিকেলস) - তারা সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে আসে, ফলে সৌর বায়ুর সৃষ্টি হয়। সৌর ঝড়ে তাদের গতি আলোর গতিতে পৌঁছায়।
• এক্স-রে (ট্রান্স। এক্স-রে) - মানুষের চোখে অদৃশ্য রশ্মি, সূর্যের উপর অগ্নিশিখার সময় গঠিত।
• উজ্জ্বল দাগ এবং স্বল্পস্থায়ী চৌম্বকীয় অঞ্চল (ট্রান্স। উজ্জ্বল দাগ এবং স্বল্পস্থায়ী চৌম্বক অঞ্চল) - তাপমাত্রার পার্থক্যের কারণে সূর্যের পৃষ্ঠে উজ্জ্বল এবং আবছা দাগ দেখা যায়।

সূর্য শক্তির একটি অক্ষয় উৎস। বহু বিলিয়ন বছর ধরে, এটি বিপুল পরিমাণ তাপ এবং আলো নির্গত করে। সূর্য নির্গত করার জন্য একই পরিমাণ শক্তি তৈরি করতে, কুইবিশেভ জলবিদ্যুৎ কেন্দ্রের ক্ষমতা সহ 180,000,000 বিলিয়ন বিদ্যুৎ কেন্দ্র লাগবে।

সৌর শক্তির প্রধান উৎস হল পারমাণবিক বিক্রিয়া। কি ধরনের প্রতিক্রিয়া সেখানে সঞ্চালিত হয়? এটা কি হতে পারে যে সূর্য একটি বিশাল পারমাণবিক কলড্রন যা ইউরেনিয়াম বা থোরিয়ামের বিশাল মজুদ পোড়াচ্ছে?

সূর্য প্রধানত আলোক উপাদান নিয়ে গঠিত - হাইড্রোজেন, হিলিয়াম, কার্বন, নাইট্রোজেন ইত্যাদি। এর ভরের প্রায় অর্ধেক হাইড্রোজেন। সূর্যে ইউরেনিয়াম ও থোরিয়ামের পরিমাণ খুবই কম। অতএব, তারা সৌর শক্তির প্রধান উত্স হতে পারে না।

সূর্যের অন্ত্রে, যেখানে পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটে, তাপমাত্রা প্রায় 20 মিলিয়ন ডিগ্রিতে পৌঁছে। সেখানে আবদ্ধ পদার্থটি প্রতি বর্গ সেন্টিমিটারে কয়েক মিলিয়ন টন প্রচণ্ড চাপের মধ্যে রয়েছে এবং এটি অত্যন্ত সংকুচিত। এই ধরনের পরিস্থিতিতে, একটি ভিন্ন ধরনের পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটতে পারে, যা ভারী নিউক্লিয়াসের বিদারণকে লাইটারে পরিণত করে না, বরং, বিপরীতে, হালকা থেকে ভারী নিউক্লিয়াস গঠনের দিকে পরিচালিত করে।

আমরা ইতিমধ্যে দেখেছি যে একটি ভারী হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াসে একটি প্রোটন এবং একটি নিউট্রনের সংমিশ্রণ বা দুটি রান এবং দুটি নিউট্রন একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াসে প্রচুর পরিমাণে শক্তির মুক্তির সাথে সাথে। যাইহোক, প্রয়োজনীয় সংখ্যক নিউট্রন প্রাপ্তির অসুবিধা এই মুক্তির পদ্ধতিকে বঞ্চিত করে পারমাণবিক শক্তিব্যবহারিক মান।

একা প্রোটন ব্যবহার করেও ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি করা যায়। উদাহরণস্বরূপ, দুটি প্রোটন একে অপরের সাথে একত্রিত করে, আমরা একটি ভারী হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস পাই, যেহেতু দুটি প্রোটনের একটি অবিলম্বে একটি নিউট্রনে পরিণত হবে।

ভারী নিউক্লিয়াসে প্রোটনের সংমিশ্রণ পারমাণবিক শক্তির কর্মের অধীনে ঘটে। এটি প্রচুর শক্তি নির্গত করে। কিন্তু প্রোটনগুলি একে অপরের কাছে আসার সাথে সাথে তাদের মধ্যে বৈদ্যুতিক বিকর্ষণ দ্রুত বৃদ্ধি পায়। ধীরগতির রান এই বিকর্ষণ কাটিয়ে উঠতে পারে না এবং একে অপরের কাছাকাছি আসতে পারে না। অতএব, এই ধরনের প্রতিক্রিয়া শুধুমাত্র খুব দ্রুত প্রোটন দ্বারা উত্পাদিত হয়, যা বৈদ্যুতিক বিকর্ষণকারী শক্তিগুলিকে অতিক্রম করার জন্য যথেষ্ট শক্তি রাখে।

সূর্যের গভীরতায় বিরাজমান অত্যন্ত উচ্চ তাপমাত্রায় হাইড্রোজেন পরমাণু তাদের ইলেকট্রন হারায়। এই পরমাণুর নিউক্লিয়াসের একটি নির্দিষ্ট ভগ্নাংশ (রান) ভারী নিউক্লিয়াস গঠনের জন্য যথেষ্ট বেগ অর্জন করে। যেহেতু সূর্যের গভীরতায় এই জাতীয় প্রোটনের সংখ্যা খুব বেশি, তাই তারা যে ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি করে তার সংখ্যা তাৎপর্যপূর্ণ বলে প্রমাণিত হয়। এটি প্রচুর শক্তি নির্গত করে।

অতি উচ্চ তাপমাত্রায় যে পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটে তাকে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বলে। থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার একটি উদাহরণ হল দুটি প্রোটন থেকে ভারী হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস তৈরি করা। এটি নিম্নলিখিত উপায়ে ঘটে:

1H 1 + ,№ - + +1e «।

প্রোটন প্রোটন ভারী পজিট্রন হাইড্রোজেন

এই ক্ষেত্রে নির্গত শক্তি কয়লা পোড়ানোর তুলনায় প্রায় 500,000 গুণ বেশি।

এটি লক্ষ করা উচিত যে এত উচ্চ তাপমাত্রায়ও, একে অপরের সাথে প্রোটনের প্রতিটি সংঘর্ষের ফলে ভারী হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস তৈরি হয় না। অতএব, প্রোটনগুলি ধীরে ধীরে গ্রাস করা হয়, যা শত শত বিলিয়ন বছর ধরে পারমাণবিক শক্তির মুক্তি নিশ্চিত করে।

সৌর শক্তি, দৃশ্যত, আরেকটি পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া ব্যবহার করে প্রাপ্ত হয় - হাইড্রোজেনের হিলিয়ামে রূপান্তর। যদি চারটি হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস (প্রোটন) একটি ভারী নিউক্লিয়াসে একত্রিত হয়, তবে এটি হবে হিলিয়াম নিউক্লিয়াস, কারণ এই চারটি প্রোটনের মধ্যে দুটি নিউট্রনে পরিণত হবে। এই ধরনের প্রতিক্রিয়া নিম্নলিখিত ফর্ম নেয়:

4, নং - 2He * + 2 + 1e °। হাইড্রোজেন হিলিয়াম পজিট্রন

হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়ামের গঠন সূর্যে কিছুটা জটিল উপায়ে ঘটে, যা একই ফলাফলের দিকে নিয়ে যায়। এই ক্ষেত্রে ঘটমান প্রতিক্রিয়া চিত্রে দেখানো হয়েছে। 23।

প্রথমত, একটি প্রোটন কার্বন নিউক্লিয়াস 6C12 এর সাথে একত্রিত হয়, যা একটি অস্থির নাইট্রোজেন আইসোটোপ 7I13 গঠন করে। এই বিক্রিয়াটি গামা বিকিরণ দ্বারা বাহিত নির্দিষ্ট পরিমাণ পারমাণবিক শক্তির মুক্তির সাথে থাকে। ফলে নাইট্রোজেন mN3 শীঘ্রই একটি স্থিতিশীল কার্বন আইসোটোপ 6C13 এ পরিণত হয়। এই ক্ষেত্রে, একটি পজিট্রন নির্গত হয়, যার একটি উল্লেখযোগ্য শক্তি রয়েছে। কিছু সময় পরে, একটি নতুন (দ্বিতীয়) প্রোটন 6C13 নিউক্লিয়াসে যোগ দেয়, যার ফলস্বরূপ একটি স্থিতিশীল নাইট্রোজেন আইসোটোপ 7N4 উৎপন্ন হয় এবং শক্তির একটি অংশ আবার গামা বিকিরণের আকারে মুক্তি পায়। তৃতীয় প্রোটন, 7MI নিউক্লিয়াসে যোগদান করে, অস্থির অক্সিজেন আইসোটোপ BO15 এর নিউক্লিয়াস গঠন করে। এই প্রতিক্রিয়া গামা রশ্মির নির্গমন দ্বারাও হয়। ফলস্বরূপ আইসোটোপ 8015 একটি পজিট্রন বের করে এবং একটি স্থিতিশীল নাইট্রোজেন আইসোটোপে পরিণত হয় 7#5। এই নিউক্লিয়াসে চতুর্থ প্রোটন যুক্ত হওয়ার ফলে 8016 নিউক্লিয়াস তৈরি হয়, যা ক্ষয় হয়ে দুটি নতুন নিউক্লিয়াসে পরিণত হয়: কার্বন নিউক্লিয়াস 6C এবং হিলিয়াম নিউক্লিয়াস rHe4।

ক্রমাগত পারমাণবিক বিক্রিয়ার এই শৃঙ্খলের ফলে, মূল 6C12 কার্বন নিউক্লিয়াস আবার গঠিত হয় এবং চারটি হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস (প্রোটন) এর পরিবর্তে একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস দেখা দেয়। প্রতিক্রিয়ার এই চক্রটি সম্পূর্ণ হতে প্রায় 5 মিলিয়ন বছর সময় নেয়। সংস্কার করা হয়েছে

6C12 কোর আবার একই চক্র শুরু করতে পারে। নির্গত শক্তি, গামা বিকিরণ এবং পজিট্রন দ্বারা বাহিত, সূর্যের বিকিরণ প্রদান করে।

স্পষ্টতই, অন্য কিছু নক্ষত্রও একইভাবে প্রচুর শক্তি গ্রহণ করে। যাইহোক, এই জটিল সমস্যার অনেকটাই এখনও অমীমাংসিত রয়ে গেছে।

একই অবস্থা অনেক দ্রুত এগিয়ে যান. হ্যাঁ, প্রতিক্রিয়া

, নং + , নং -। 2He3

ডিউটেরিয়াম হালকা হাইড্রোজেন হিলিয়াম

এটি, প্রচুর পরিমাণে হাইড্রোজেনের উপস্থিতিতে, কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে শেষ হতে পারে এবং প্রতিক্রিয়া -

XH3 +, H' ->2He4 ট্রিটিয়াম হালকা হিলিয়াম হাইড্রোজেন

এক সেকেন্ডের দশমাংশে।

থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার সময় ঘটে যাওয়া ভারী নিউক্লিয়ারগুলির মধ্যে হালকা নিউক্লিয়াসের দ্রুত সংমিশ্রণ, একটি নতুন ধরণের পারমাণবিক অস্ত্র তৈরি করা সম্ভব করেছে - হাইড্রোজেন বোমা। তৈরি করার সম্ভাব্য উপায়গুলির মধ্যে একটি হাইড্রোজেন বোমাভারী এবং অতি ভারী হাইড্রোজেনের মধ্যে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া:

1№ + ,№ - 8 He * + "o1.

ডিউটেরিয়াম ট্রিটিয়াম হিলিয়াম নিউট্রন

এই বিক্রিয়ায় যে শক্তি নির্গত হয় তা ইউরেনিয়াম বা প্লুটোনিয়াম নিউক্লিয়াসের বিদারণের তুলনায় প্রায় 10 গুণ বেশি।

এই প্রতিক্রিয়া শুরু করার জন্য, ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামকে খুব উচ্চ তাপমাত্রায় উত্তপ্ত করতে হবে। বর্তমানে, এই ধরনের তাপমাত্রা শুধুমাত্র একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণের মাধ্যমে পাওয়া যেতে পারে।

হাইড্রোজেন বোমার একটি শক্তিশালী ধাতব খোল রয়েছে, যার আকার পারমাণবিক বোমার আকারের চেয়ে বড়। এর ভিতরে ইউরেনিয়াম বা প্লুটোনিয়ামের উপর একটি প্রচলিত পারমাণবিক বোমা, সেইসাথে ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়াম রয়েছে। একটি হাইড্রোজেন বোমা বিস্ফোরিত করতে, আপনাকে প্রথমে বিস্ফোরণ করতে হবে আনবিক বোমা. একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণ একটি উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপ তৈরি করে, যেখানে বোমার মধ্যে থাকা হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হতে শুরু করবে। একই সময়ে মুক্তি পাওয়া শক্তি বিক্রিয়ার পরবর্তী কোর্সের জন্য প্রয়োজনীয় উচ্চ তাপমাত্রা বজায় রাখে। অতএব, হাইড্রোজেনের হিলিয়ামে রূপান্তর চলতে থাকবে যতক্ষণ না হয় সমস্ত হাইড্রোজেন "পুড়ে যায়" বা বোমার শেল ভেঙে না যায়। একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণ, যেমনটি ছিল, একটি হাইড্রোজেন বোমাকে "জ্বালিয়ে দেয়" এবং এর ক্রিয়া দ্বারা এটি একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণের শক্তি উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি করে।

একটি হাইড্রোজেন বোমার বিস্ফোরণ একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণের মতো একই পরিণতি দ্বারা অনুষঙ্গী হয় - উচ্চ তাপমাত্রা, একটি শক ওয়েভ এবং তেজস্ক্রিয় পণ্যের ঘটনা। তবে হাইড্রোজেন বোমার শক্তি ইউরেনিয়াম ও প্লুটোনিয়াম বোমার চেয়ে বহুগুণ বেশি।

পারমাণবিক বোমার ক্রিটিকাল ভর আছে। এই ধরনের বোমায় পারমাণবিক জ্বালানীর পরিমাণ বাড়িয়ে দিয়ে আমরা একে সম্পূর্ণ আলাদা করতে পারব না। ইউরেনিয়াম বা প্লুটোনিয়ামের একটি উল্লেখযোগ্য অংশ সাধারণত অবিভক্ত আকারে বিস্ফোরণ অঞ্চলে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকে। এটি পারমাণবিক বোমার শক্তি বৃদ্ধি করা খুব কঠিন করে তোলে। হাইড্রোজেন বোমার কোন ক্রিটিক্যাল ভর নেই। অতএব, এই ধরনের বোমার শক্তি উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি করা যেতে পারে।

ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়াম ব্যবহার করে হাইড্রোজেন বোমার উৎপাদন বিপুল শক্তি ব্যয়ের সাথে জড়িত। ভারী জল থেকে ডিউটেরিয়াম পাওয়া যায়। ট্রিটিয়াম পেতে, লিথিয়ামকে 6 নিউট্রন দিয়ে বোমাবর্ষণ করতে হবে। এই ক্ষেত্রে সংঘটিত প্রতিক্রিয়া 29 পৃষ্ঠায় দেখানো হয়েছে। নিউট্রনের সবচেয়ে শক্তিশালী উৎস হল পারমাণবিক বয়লার। মাঝারি শক্তির বয়লারের কেন্দ্রীয় অংশের পৃষ্ঠের প্রতিটি বর্গ সেন্টিমিটারের মাধ্যমে, প্রায় 1000 বিলিয়ন নিউট্রন প্রতিরক্ষামূলক শেলটিতে প্রবেশ করে। এই খোসার মধ্যে চ্যানেল তৈরি করে এবং তাদের মধ্যে লিথিয়াম 6 স্থাপন করে, ট্রিটিয়াম পাওয়া যায়। প্রাকৃতিক লিথিয়ামের দুটি আইসোটোপ রয়েছে: লিথিয়াম 6 এবং লিথিয়াম 7। লিথিয়াম বি এর অংশ মাত্র 7.3%। এটি থেকে প্রাপ্ত ট্রিটিয়াম তেজস্ক্রিয় হতে দেখা যায়। ইলেকট্রন নির্গত করে, এটি হিলিয়ামে পরিণত হয় 3। ট্রিটিয়ামের অর্ধ-জীবন হল 12 বছর।

সোভিয়েত ইউনিয়নে স্বল্পমেয়াদীপারমাণবিক বোমার উপর মার্কিন একচেটিয়া কর্তৃত্ব দূর করে। এরপর আমেরিকার সাম্রাজ্যবাদীরা হাইড্রোজেন বোমা দিয়ে শান্তিকামী জনগণকে ভয় দেখানোর চেষ্টা করে। যাইহোক, ওয়ারমঞ্জারদের এই গণনা ব্যর্থ হয়েছে। 8 আগস্ট, 1953-এ, ইউএসএসআর-এর সুপ্রিম সোভিয়েতের পঞ্চম অধিবেশনে, কমরেড ম্যালেনকভ উল্লেখ করেছিলেন যে হাইড্রোজেন বোমা তৈরিতে মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রেরও একচেটিয়া অধিকার ছিল না। এর পরে, 20 আগস্ট, 1953 সালে, সোভিয়েত ইউনিয়নে একটি হাইড্রোজেন বোমার সফল পরীক্ষার বিষয়ে একটি সরকারী প্রতিবেদন প্রকাশিত হয়েছিল। এই প্রতিবেদনে, আমাদের দেশের সরকার সমস্ত ধরণের পারমাণবিক অস্ত্রের উপর নিষেধাজ্ঞা অর্জনের এবং এই নিষেধাজ্ঞার বাস্তবায়নের উপর কঠোর আন্তর্জাতিক নিয়ন্ত্রণ প্রতিষ্ঠার জন্য তার অপরিবর্তিত আকাঙ্ক্ষাকে পুনর্ব্যক্ত করেছে।

একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া নিয়ন্ত্রণযোগ্য করা এবং শিল্প উদ্দেশ্যে হাইড্রোজেন নিউক্লিয়ার শক্তি ব্যবহার করা কি সম্ভব?

হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তর করার প্রক্রিয়াটির একটি গুরুত্বপূর্ণ ভর নেই। অতএব, অল্প পরিমাণ হাইড্রোজেন আইসোটোপ দিয়েও এটি তৈরি করা যেতে পারে। তবে এর জন্য উচ্চ তাপমাত্রার নতুন উত্স তৈরি করা প্রয়োজন, যা অত্যন্ত ছোট আকারে পারমাণবিক বিস্ফোরণ থেকে পৃথক। এটাও সম্ভব যে এই উদ্দেশ্যে ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামের মধ্যে বিক্রিয়ার তুলনায় কিছুটা ধীর থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ব্যবহার করা প্রয়োজন। বিজ্ঞানীরা বর্তমানে এই সমস্যার সমাধানে কাজ করছেন।

সৌর শক্তির উৎস কি? যে প্রক্রিয়ায় বিপুল পরিমাণ শক্তি উৎপন্ন হয় তার প্রকৃতি কী? কতক্ষণ সূর্য জ্বলতে থাকবে?

এই প্রশ্নের উত্তর দেওয়ার প্রথম প্রচেষ্টা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা 19 শতকের মাঝামাঝি সময়ে করেছিলেন, পদার্থবিদরা শক্তি সংরক্ষণের আইন তৈরি করার পরে।

রবার্ট মায়ার পরামর্শ দিয়েছিলেন যে উল্কা এবং উল্কা কণা দ্বারা পৃষ্ঠের উপর অবিরাম বোমাবর্ষণের কারণে সূর্য আলোকিত হয়। এই অনুমানটি প্রত্যাখ্যান করা হয়েছিল, যেহেতু একটি সাধারণ গণনা দেখায় যে সূর্যের উজ্জ্বলতা বজায় রাখার জন্য আধুনিক স্তরএটা প্রয়োজন যে প্রতি সেকেন্ডে 2 * 1015 কেজি উল্কা পদার্থ পড়ে। এক বছরের জন্য এটি হবে 6 * 1022 কেজি, এবং সূর্যের অস্তিত্বের সময়, 5 বিলিয়ন বছর ধরে - 3 * 1032 কেজি। সূর্যের ভর হল M = 2 * 1030 kg, অতএব, পাঁচ বিলিয়ন বছরে, সূর্যের ভরের চেয়ে 150 গুণ বেশি পদার্থ সূর্যের উপর পতিত হওয়া উচিত ছিল।

দ্বিতীয় অনুমানটিও 19 শতকের মাঝামাঝি হেলমহোল্টজ এবং কেলভিন দ্বারা সামনে রাখা হয়েছিল। তারা পরামর্শ দিয়েছে যে সূর্য বার্ষিক 60-70 মিটার সংকোচন করে বিকিরণ করে। সংকোচনের কারণ হল সূর্যের কণার পারস্পরিক আকর্ষণ, এই কারণেই এই অনুমানকে সংকোচন বলা হয়। যদি আমরা এই অনুমান অনুসারে একটি গণনা করি, তবে সূর্যের বয়স 20 মিলিয়ন বছরের বেশি হবে না, যা পৃথিবীর মাটি এবং চাঁদের মাটির ভূতাত্ত্বিক নমুনার উপাদানগুলির তেজস্ক্রিয় ক্ষয়ের বিশ্লেষণ থেকে প্রাপ্ত আধুনিক তথ্যের বিরোধিতা করে। .

সৌর শক্তির সম্ভাব্য উত্স সম্পর্কে তৃতীয় অনুমানটি 20 শতকের শুরুতে জেমস জিন্স দ্বারা সামনে রাখা হয়েছিল। তিনি পরামর্শ দিয়েছিলেন যে সূর্যের গভীরতায় ভারী তেজস্ক্রিয় উপাদান রয়েছে যা স্বতঃস্ফূর্তভাবে ক্ষয়প্রাপ্ত হয়, যখন শক্তি নির্গত হয়। উদাহরণস্বরূপ, ইউরেনিয়ামকে থোরিয়ামে এবং তারপরে সীসায় রূপান্তরের সাথে শক্তির মুক্তি হয়। এই অনুমানের পরবর্তী বিশ্লেষণেও এর ব্যর্থতা দেখা গেছে; শুধুমাত্র ইউরেনিয়াম দ্বারা গঠিত একটি নক্ষত্র সূর্যের পর্যবেক্ষিত আলোকসজ্জা প্রদানের জন্য পর্যাপ্ত শক্তি নির্গত করবে না। এছাড়াও, এমন নক্ষত্র রয়েছে যা আমাদের নক্ষত্রের চেয়ে বহুগুণ বেশি আলোকিত। এটা অসম্ভাব্য যে সেই তারাগুলিতে আরও তেজস্ক্রিয় পদার্থ থাকবে।

তারার অভ্যন্তরীণ অংশে পারমাণবিক প্রতিক্রিয়ার ফলে উপাদানগুলির সংশ্লেষণের অনুমান হিসাবে সবচেয়ে সম্ভাব্য অনুমানটি পরিণত হয়েছিল।

1935 সালে, হ্যান্স বেথে অনুমান করেছিলেন যে হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করার থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া সৌর শক্তির উত্স হতে পারে। এর জন্যই বেথে 1967 সালে নোবেল পুরস্কার পেয়েছিলেন।

সূর্যের রাসায়নিক গঠন অন্যান্য বেশিরভাগ নক্ষত্রের মতোই। আনুমানিক 75% হল হাইড্রোজেন, 25% হল হিলিয়াম, এবং 1% এর কম হল অন্যান্য সমস্ত রাসায়নিক উপাদান (প্রধানত কার্বন, অক্সিজেন, নাইট্রোজেন, ইত্যাদি)। মহাবিশ্বের জন্মের পরপরই, সেখানে কোনো "ভারী" উপাদান ছিল না। তাদের সব, i.e. থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের সময় নক্ষত্রে হাইড্রোজেনের "দহন" এর সময় হিলিয়ামের চেয়ে ভারী উপাদান এবং এমনকি অনেক আলফা কণা তৈরি হয়েছিল। সূর্যের মতো একটি নক্ষত্রের চরিত্রগত জীবনকাল দশ বিলিয়ন বছর।

শক্তির প্রধান উত্স - প্রোটন-প্রোটন চক্র - একটি খুব ধীর প্রতিক্রিয়া (বৈশিষ্ট্যগত সময় 7.9 * 109 বছর), কারণ এটি দুর্বল মিথস্ক্রিয়া কারণে হয়। এর সারমর্ম এই যে চারটি প্রোটন থেকে একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস পাওয়া যায়। এই ক্ষেত্রে, একজোড়া পজিট্রন এবং একজোড়া নিউট্রিনো নির্গত হয়, সেইসাথে 26.7 MeV শক্তি। প্রতি সেকেন্ডে সূর্য দ্বারা নির্গত নিউট্রিনোর সংখ্যা শুধুমাত্র সূর্যের আলোর দ্বারা নির্ধারিত হয়। যেহেতু 26.7 MeV নির্গত হয় তখন থেকে 2টি নিউট্রিনো জন্ম নেয়, নিউট্রিনো নির্গমন হার হল: 1.8 * 1038 নিউট্রিনো/s।

এই তত্ত্বের একটি সরাসরি পরীক্ষা হল সৌর নিউট্রিনো পর্যবেক্ষণ। উচ্চ-শক্তির নিউট্রিনো (বোরন) ক্লোরিন-আর্গন পরীক্ষায় (ডেভিস পরীক্ষা) রেকর্ড করা হয় এবং স্ট্যান্ডার্ড সোলার মডেলের তাত্ত্বিক মানের তুলনায় ধারাবাহিকভাবে নিউট্রিনোর অভাব দেখায়। নিম্ন-শক্তির নিউট্রিনো যা সরাসরি পিপি প্রতিক্রিয়ায় উদ্ভূত হয় তা গ্যালিয়াম-জার্মানিয়াম পরীক্ষায় রেকর্ড করা হয় (গ্রান সাসো (ইতালি-জার্মানি) এ গ্যালেক্স এবং বাকসানে (রাশিয়া-মার্কিন যুক্তরাষ্ট্র) SAGE); তারাও "নিখোঁজ"।

কিছু অনুমান অনুসারে, যদি নিউট্রিনোর শূন্য ব্যতীত বাকি ভর থাকে তবে বিভিন্ন ধরণের নিউট্রিনোর দোলন (রূপান্তর) সম্ভব (মিখিভ-স্মিরনভ-ওলফেনস্টাইন প্রভাব) (তিন ধরণের নিউট্রিনো রয়েছে: ইলেকট্রন, মিউন এবং টাউন নিউট্রিনো) . কারণ অন্যান্য নিউট্রিনোর পদার্থের সাথে ইলেকট্রনের তুলনায় অনেক ছোট মিথস্ক্রিয়া ক্রস বিভাগ রয়েছে, পর্যবেক্ষণ করা ঘাটতি সূর্যের স্ট্যান্ডার্ড মডেল পরিবর্তন না করে ব্যাখ্যা করা যেতে পারে, যা সম্পূর্ণ জ্যোতির্বিজ্ঞানের তথ্যের ভিত্তিতে তৈরি করা হয়েছে।

প্রতি সেকেন্ডে, সূর্য প্রায় 600 মিলিয়ন টন হাইড্রোজেন পুনর্ব্যবহার করে। পারমাণবিক জ্বালানীর মজুদ আরও পাঁচ বিলিয়ন বছর স্থায়ী হবে, তারপরে এটি ধীরে ধীরে সাদা বামনে পরিণত হবে।

সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশগুলি সঙ্কুচিত হবে, উত্তপ্ত হয়ে উঠবে এবং বাইরের শেলে স্থানান্তরিত তাপ আধুনিকগুলির তুলনায় দানবীয় আকারে এর প্রসারণের দিকে নিয়ে যাবে: সূর্য এতটাই প্রসারিত হবে যে এটি বুধ, শুক্র এবং শোষণ করবে। বর্তমানের তুলনায় একশ গুণ দ্রুত "জ্বালানি" ব্যয় করুন। এতে সূর্যের আকার বাড়বে; আমাদের নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্য হয়ে উঠবে, যার আকার পৃথিবী থেকে সূর্যের দূরত্বের সাথে তুলনীয়! পৃথিবীতে জীবন অদৃশ্য হয়ে যাবে বা বাইরের গ্রহগুলিতে একটি বাড়ি খুঁজে পাবে।

অবশ্যই, আমরা এই ধরনের একটি ঘটনা আগে থেকে অবহিত করা হবে, যেহেতু একটি নতুন পর্যায়ে রূপান্তর প্রায় 100-200 মিলিয়ন বছর লাগবে। যখন সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশের তাপমাত্রা 100,000,000 K-এ পৌঁছাবে, তখন হিলিয়ামও জ্বলতে শুরু করবে, ভারী উপাদানে পরিণত হবে এবং সূর্য সংকোচন এবং প্রসারণের জটিল চক্রের একটি পর্যায়ে প্রবেশ করবে। শেষ পর্যায়ে, আমাদের নক্ষত্রটি তার বাইরের শেল হারাবে, কেন্দ্রীয় কোরটি পৃথিবীর মতো একটি অবিশ্বাস্যভাবে বড় ঘনত্ব এবং আকার থাকবে। আরও কয়েক বিলিয়ন বছর কেটে যাবে, এবং সূর্য শীতল হয়ে যাবে, সাদা বামনে পরিণত হবে।

কোন সন্দেহ নেই যে বিগ ব্যাং-এর পরের প্রথম দিকে, ক্ষুদ্র, অতি উত্তপ্ত মহাবিশ্ব প্রসারিত এবং শীতল হয়ে গিয়েছিল যতক্ষণ না প্রোটন এবং নিউট্রন একে অপরের সাথে মিলিত হয়ে পারমাণবিক নিউক্লিয়াস তৈরি করতে সক্ষম হয়েছিল। কোন নিউক্লিয়াস প্রাপ্ত হয়েছিল এবং কি অনুপাতে? এটি কসমোলজিস্টদের (মহাবিশ্বের উৎপত্তির সাথে সংশ্লিষ্ট বিজ্ঞানীদের) জন্য একটি খুব আকর্ষণীয় সমস্যা, এমন একটি সমস্যা যা শেষ পর্যন্ত আমাদের নোভা এবং সুপারনোভার বিবেচনায় ফিরিয়ে আনবে। তাই এর কিছু বিস্তারিতভাবে তাকান.

পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের বিভিন্ন প্রকার রয়েছে। এই জাতগুলি বোঝার জন্য, এই নিউক্লিয়াসে উপস্থিত প্রোটনের সংখ্যার উপর নির্ভর করে তাদের শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। এই সংখ্যা 1 থেকে 100 বা তার বেশি পর্যন্ত।

প্রতিটি প্রোটনের +1 বৈদ্যুতিক চার্জ থাকে। নিউক্লিয়াসে উপস্থিত অন্যান্য কণাগুলি হল নিউট্রন, যাদের কোন বৈদ্যুতিক চার্জ নেই। সুতরাং, একটি পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের মোট বৈদ্যুতিক চার্জ এতে থাকা প্রোটনের সংখ্যার সমান। একটি প্রোটন বিশিষ্ট একটি নিউক্লিয়াসের চার্জ +1, দুটি প্রোটন সহ একটি নিউক্লিয়াসের চার্জ +2, পনেরটি প্রোটন বিশিষ্ট একটি নিউক্লিয়াসের চার্জ +15 এবং আরও অনেক কিছু। একটি প্রদত্ত নিউক্লিয়াসে প্রোটনের সংখ্যা (বা নিউক্লিয়াসের বৈদ্যুতিক চার্জ প্রকাশকারী একটি সংখ্যা) পারমাণবিক সংখ্যা বলা হয়।

মহাবিশ্ব আরও বেশি করে শীতল হচ্ছে, এবং প্রতিটি নিউক্লিয়াস ইতিমধ্যে একটি নির্দিষ্ট সংখ্যক ইলেকট্রন ধরতে সক্ষম। প্রতিটি ইলেকট্রনের বৈদ্যুতিক চার্জ -1 থাকে এবং বিপরীত চার্জ আকর্ষণ করার কারণে, নেতিবাচক চার্জযুক্ত ইলেকট্রন ধনাত্মক চার্জযুক্ত নিউক্লিয়াসের কাছাকাছি থাকে। স্বাভাবিক অবস্থায়, একটি একক নিউক্লিয়াস দ্বারা ধারণ করা ইলেকট্রনের সংখ্যা এই নিউক্লিয়াসের প্রোটন সংখ্যার সমান। যখন নিউক্লিয়াসে প্রোটনের সংখ্যা চারপাশের ইলেকট্রনের সংখ্যার সমান হয়, তখন নিউক্লিয়াস এবং ইলেকট্রনের মোট বৈদ্যুতিক চার্জ শূন্য হয় এবং তাদের সমন্বয় একটি নিরপেক্ষ পরমাণু দেয়। প্রোটন বা ইলেকট্রনের সংখ্যা পারমাণবিক সংখ্যার সাথে মিলে যায়।

যে পদার্থ একই পারমাণবিক সংখ্যার পরমাণু দিয়ে গঠিত তাকে মৌল বলে। উদাহরণস্বরূপ, হাইড্রোজেন হল পরমাণুর সমন্বয়ে গঠিত একটি উপাদান যার নিউক্লিয়াসে একটি প্রোটন এবং একটি ইলেকট্রন থাকে। এই জাতীয় পরমাণুকে "হাইড্রোজেন পরমাণু" বলা হয় এবং এই জাতীয় পরমাণুর নিউক্লিয়াসকে "হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস" বলা হয়। সুতরাং, হাইড্রোজেনের পারমাণবিক সংখ্যা হল 1। হিলিয়াম দুটি প্রোটন সহ নিউক্লিয়াস ধারণ করে হিলিয়াম পরমাণু নিয়ে গঠিত, তাই হিলিয়ামের পারমাণবিক সংখ্যা হল 2। একইভাবে, লিথিয়ামের পারমাণবিক সংখ্যা 3, বেরিলিয়াম - 4, বোরন - 5, কার্বন - 6, নাইট্রোজেন - 7, অক্সিজেন - 8, ইত্যাদি।

পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল, মহাসাগর এবং মাটির রাসায়নিক বিশ্লেষণের সাহায্যে এটি প্রতিষ্ঠিত হয়েছে যে 81টি স্থিতিশীল উপাদান রয়েছে, অর্থাৎ 81টি উপাদান যা অনির্দিষ্টকালের জন্য প্রাকৃতিক পরিস্থিতিতে কোনো পরিবর্তন করবে না।

পৃথিবীতে সবচেয়ে কম জটিল পরমাণু (আসলে) হাইড্রোজেন পরমাণু। পারমাণবিক সংখ্যার বৃদ্ধি আমাদের পৃথিবীর সবচেয়ে জটিল স্থিতিশীল পরমাণুর দিকে নিয়ে যাবে। এটি একটি বিসমাথ পরমাণু যার পারমাণবিক সংখ্যা 83, অর্থাৎ প্রতিটি বিসমাথ নিউক্লিয়াসে 83টি প্রোটন থাকে।

যেহেতু মোট 81টি স্থিতিশীল উপাদান রয়েছে, পারমাণবিক সংখ্যার তালিকা থেকে দুটি সংখ্যা অবশ্যই বাদ দিতে হবে এবং এটি তাই: 43টি প্রোটন এবং 61টি প্রোটন সহ পরমাণুগুলি অস্থির, 43 এবং 61টি পরমাণু সংখ্যার উপাদানগুলি যা রাসায়নিক বিশ্লেষণের মধ্য দিয়ে গেছে তা নয় প্রাকৃতিক উপকরণ পাওয়া যায়।

যাইহোক, এর অর্থ এই নয় যে 43 এবং 61 পারমাণবিক সংখ্যার উপাদানগুলি, বা 83-এর বেশি সংখ্যা সহ, সাময়িকভাবে বিদ্যমান থাকতে পারে না। এই পরমাণুগুলি অস্থির, তাই শীঘ্র বা পরে, এক বা একাধিক ধাপে, তারা ক্ষয়প্রাপ্ত পরমাণুতে পরিণত হবে যা স্থিতিশীল থাকবে। এটি অগত্যা তাত্ক্ষণিকভাবে ঘটবে না, তবে দীর্ঘ সময় লাগতে পারে৷ থোরিয়াম (পারমাণবিক সংখ্যা 90) এবং ইউরেনিয়াম (পারমাণবিক সংখ্যা 92) স্থিতিশীল সীসা পরমাণু (পারমাণবিক সংখ্যা 82) হতে বিলিয়ন বছর পারমাণবিক ক্ষয় প্রয়োজন।

প্রকৃতপক্ষে, পৃথিবীর অস্তিত্বের দীর্ঘ বিলিয়ন বছর ধরে, থোরিয়াম এবং ইউরেনিয়ামের একটি অংশ, যা মূলত এর গঠনে উপস্থিত ছিল, ক্ষয় হতে পেরেছিল। মূল থোরিয়ামের প্রায় 80% এবং ইউরেনিয়ামের 50% ক্ষয় থেকে রক্ষা পেয়েছে এবং আজও পৃথিবীর পৃষ্ঠের শিলাগুলিতে পাওয়া যেতে পারে।

যদিও সমস্ত 81টি স্থিতিশীল উপাদান (প্লাস থোরিয়াম এবং ইউরেনিয়াম) পৃথিবীর ভূত্বকের মধ্যে (এর উপরের স্তর) উপস্থিত রয়েছে তবে বিভিন্ন পরিমাণে। সবচেয়ে সাধারণ হল অক্সিজেন (পারমাণবিক সংখ্যা 8), সিলিকন (14), অ্যালুমিনিয়াম (13) এবং লোহা (26)। অক্সিজেন পৃথিবীর ভূত্বকের 46.6%, সিলিকন - 27.7%, অ্যালুমিনিয়াম - 8.13%, লোহা -5%। এই চারটি পৃথিবীর ভূত্বকের প্রায় সাত-অষ্টমাংশ, এক-অষ্টমাংশ - অন্যান্য সমস্ত উপাদান।

অবশ্যই, এই উপাদানগুলি খুব কমই তাদের বিশুদ্ধ আকারে বিদ্যমান। মেশানো, তারা একে অপরের সাথে সংযোগ করতে থাকে। পরমাণুর এই সংমিশ্রণগুলিকে (বা উপাদানগুলির সংমিশ্রণ) যৌগ বলা হয়। সিলিকন এবং অক্সিজেন পরমাণুগুলি একে অপরের সাথে খুব অদ্ভুতভাবে আবদ্ধ হয়, এই যৌগের সাথে (সিলিকন / অক্সিজেন) লোহা, অ্যালুমিনিয়াম এবং অন্যান্য উপাদানের পরমাণু এখানে এবং সেখানে যোগ দেয়। এই ধরনের যৌগ - সিলিকেট - সাধারণ শিলা, যার মধ্যে পৃথিবীর ভূত্বক প্রধানত গঠিত।

যেহেতু অক্সিজেন পরমাণু নিজেই পৃথিবীর ভূত্বকের অন্যান্য সাধারণ উপাদানগুলির তুলনায় হালকা, তাই অক্সিজেনের মোট ভরে অন্যান্য উপাদানগুলির অনুরূপ ভরের চেয়ে বেশি পরমাণু থাকে। পৃথিবীর ভূত্বকের প্রতি 1000টি পরমাণুর জন্য, অক্সিজেনের 625টি পরমাণু, 212টি সিলিকন, 65টি অ্যালুমিনিয়াম এবং 19টি লোহা রয়েছে, অর্থাৎ পৃথিবীর ভূত্বকের 92% পরমাণু এই চারটি উপাদানের উপর এক বা অন্যভাবে পড়ে।

পৃথিবীর ভূত্বক মহাবিশ্ব এবং এমনকি সমগ্র পৃথিবীর একটি পরীক্ষা নমুনা নয়। পৃথিবীর "কোর" (গ্রহের ভরের এক-তৃতীয়াংশ নিয়ে গঠিত কেন্দ্রীয় অঞ্চল) প্রায় সম্পূর্ণ লোহা দিয়ে গঠিত বলে বলা হয়। যদি আমরা এটি বিবেচনায় নিই, তাহলে লোহা সমগ্র পৃথিবীর ভরের 38%, অক্সিজেন - 28%, সিলিকন - 15% তৈরি করে। চতুর্থ সর্বাধিক প্রচুর উপাদান অ্যালুমিনিয়ামের পরিবর্তে ম্যাগনেসিয়াম হতে পারে, যা পৃথিবীর ভরের 7% পর্যন্ত তৈরি করে। এই চারটি উপাদান মিলে সমগ্র পৃথিবীর ভরের সাত-অষ্টমাংশ তৈরি করে। তাহলে পৃথিবীতে সাধারণভাবে প্রতি 1000টি পরমাণুর জন্য 480টি অক্সিজেনের পরমাণু, 215টি লোহা, 150টি সিলিকন এবং 80টি ম্যাগনেসিয়াম রয়েছে, অর্থাৎ এই চারটি মিলে পৃথিবীর সমস্ত পরমাণুর 92.5% তৈরি করে। কিন্তু পৃথিবী সৌরজগতের একটি সাধারণ গ্রহ নয়। সম্ভবত শুক্র, বুধ, মঙ্গল এবং চাঁদ, তাদের গঠনে পৃথিবীর অনুরূপ, পাথরের উপাদান দিয়ে গঠিত এবং শুক্র এবং বুধের মতো, একটি লোহা সমৃদ্ধ কোর রয়েছে। কিছু পরিমাণে, উপগ্রহ এবং কিছু গ্রহাণুর ক্ষেত্রেও একই কথা সত্য, কিন্তু এই সমস্ত পাথুরে পৃথিবী (লোহার কোর সহ বা ছাড়া) সূর্যকে প্রদক্ষিণকারী সমস্ত বস্তুর মোট ভরের অর্ধ শতাংশ তৈরি করে না। সৌরজগতের অবশিষ্ট 99.5% ভর (সূর্যের ভর ব্যতীত) চারটি বিশাল গ্রহের অন্তর্গত: বৃহস্পতি, শনি, ইউরেনাস এবং নেপচুন। শুধুমাত্র বৃহস্পতি (সকলের মধ্যে বৃহত্তম) মোট ভরের 70% এরও বেশি।

সম্ভবত বৃহস্পতির একটি অপেক্ষাকৃত ছোট পাথুরে-ধাতু কোর রয়েছে। স্পেকট্রোস্কোপির তথ্য এবং গ্রহের নমুনা দ্বারা বিচার করে বিশাল গ্রহের গঠন হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিয়ে গঠিত। এটি অন্যান্য দৈত্য গ্রহের জন্যও সত্য বলে মনে হচ্ছে।

তবে আসুন সূর্যের দিকে ফিরে যাই, যার ভর সমস্ত গ্রহের বস্তুর মিলিত ভরের 500 গুণ - বৃহস্পতি থেকে ধূলিকণার একটি ছোট দাগ পর্যন্ত; আমরা দেখতে পাব (প্রধানত স্পেকট্রোস্কোপির কারণে) যে এর আয়তন একই হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দিয়ে পূর্ণ। প্রকৃতপক্ষে, এর ভরের প্রায় 75% হাইড্রোজেনের উপর, 22% হিলিয়ামের উপর, এবং 3% হল অন্যান্য সমস্ত উপাদান মিলিত। পরিমাণগত রচনাসৌর পরমাণুর সংখ্যা এমন যে প্রতি 1000টি সৌর পরমাণুর জন্য 920টি হাইড্রোজেন পরমাণু এবং 80টি হিলিয়াম পরমাণু রয়েছে। এক হাজারের মধ্যে একটি পরমাণুর কম অন্যান্য সমস্ত উপাদানকে প্রতিনিধিত্ব করে।

নিঃসন্দেহে, সূর্যের সমগ্র সৌরজগতের ভরের সিংহের অংশ রয়েছে এবং আমরা এই সিদ্ধান্ত নিতে খুব ভুল করব না যে এর মৌলিক গঠন সমগ্র সিস্টেমের প্রতিনিধিত্ব করে। অধিকাংশ নক্ষত্র তাদের মৌলিক গঠনে সূর্যের সাথে সাদৃশ্যপূর্ণ। এছাড়াও, এটি জানা যায় যে বিরল গ্যাসগুলি যেগুলি আন্তঃনাক্ষত্রিক এবং আন্তঃমহাকাশীয় স্থান পূর্ণ করে তাও প্রধানত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম।

অতএব, আমরা উপসংহারে পৌঁছাতে পারি যে সমগ্র মহাবিশ্বের 1000টি পরমাণুর মধ্যে 920টি হাইড্রোজেন, 80টি হিলিয়াম এবং একটিরও কম বাকি সবকিছু।

হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম

তা কেন? হাইড্রোজেন-হিলিয়াম মহাবিশ্ব কি বিগ ব্যাং এর সাথে যুক্ত? অবশ্যই হ্যাঁ. অন্তত যতদূর গামোর যুক্তি ব্যবস্থার কথা, একটি ব্যবস্থা উন্নত কিন্তু মৌলিকভাবে অপরিবর্তিত।

এখানে কিভাবে এটা কাজ করে. বিগ ব্যাং এর খুব শীঘ্রই, এক সেকেন্ডের ভগ্নাংশে, সম্প্রসারিত মহাবিশ্ব শীতল হয়ে যায় যেখানে আমাদের পরিচিত পরমাণুর উপাদানগুলি গঠিত হয়েছিল: প্রোটন, নিউট্রন এবং ইলেকট্রন। সেই সময়ে বিরাজমান প্রচণ্ড তাপমাত্রার পরিস্থিতিতে এর চেয়ে জটিল আর কিছুই থাকতে পারে না। কণাগুলি একে অপরের সাথে সংযোগ স্থাপন করতে পারেনি: এমন তাপমাত্রায়, এমনকি সংঘর্ষে, তারা অবিলম্বে বিভিন্ন দিকে বাউন্স করে।

প্রোটন-প্রোটন বা নিউট্রন-নিউট্রন সংঘর্ষের ক্ষেত্রেও এটি সত্য থাকে, এমনকি বর্তমান মহাবিশ্বের তাপমাত্রার মতো অনেক কম তাপমাত্রায়ও। যাইহোক, মহাবিশ্বের বিবর্তনের প্রাথমিক পর্যায়ে তাপমাত্রা ক্রমাগত কমতে থাকায়, এমন একটি বিন্দু এসেছিল যখন, প্রোটন-নিউট্রন সংঘর্ষে, দুটি কণার একসাথে থাকা সম্ভব হয়েছিল। তারা তথাকথিত শক্তিশালী শক্তি দ্বারা একত্রিত হয়, চারটি পরিচিত শক্তির মধ্যে সবচেয়ে শক্তিশালী।

প্রোটন-1 হল হাইড্রোজেনের নিউক্লিয়াস, যেমনটি এই অধ্যায়ে আগে আলোচনা করা হয়েছে। কিন্তু প্রোটন-নিউট্রন সংমিশ্রণটিও একটি হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস, কারণ এতে একটি প্রোটন রয়েছে, যা হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস হিসাবে যোগ্যতা অর্জন করতে লাগে। এই দুই ধরনের হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস (প্রোটন এবং প্রোটন - নিউট্রন) কে হাইড্রোজেন আইসোটোপ বলা হয় এবং তাদের অন্তর্ভুক্ত মোট কণার সংখ্যার উপর নির্ভর করে সংজ্ঞায়িত করা হয়। শুধুমাত্র একটি কণা সহ একটি প্রোটন হল হাইড্রোজেন-1 নিউক্লিয়াস। প্রোটন-নিউট্রন সংমিশ্রণ, যার মধ্যে মাত্র দুটি কণা রয়েছে, তা হল হাইড্রোজেন-২ নিউক্লিয়াস।

প্রারম্ভিক মহাবিশ্বের উচ্চ তাপমাত্রায়, যখন বিভিন্ন নিউক্লিয়াস তৈরি হয়েছিল, তখন হাইড্রোজেন-2 নিউক্লিয়াস খুব স্থিতিশীল ছিল না। এটি হয় পৃথক প্রোটন এবং নিউট্রনে ক্ষয় করতে চেয়েছিল, বা অতিরিক্ত কণার সাথে একত্রিত হতে চেয়েছিল, পরবর্তীতে আরও জটিল (কিন্তু সম্ভবত আরও স্থিতিশীল) নিউক্লিয়াস গঠনের সাথে। একটি হাইড্রোজেন-2 নিউক্লিয়াস একটি প্রোটনের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হতে পারে এবং দুটি প্রোটন এবং একটি নিউট্রনের সমন্বয়ে একটি নিউক্লিয়াস গঠন করে। এই সংমিশ্রণে, দুটি প্রোটন আছে, এবং আমরা একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস পাই, এবং যেহেতু নিউক্লিয়াসে তিনটি কণা আছে, এটি হল হিলিয়াম -3।

যদি হাইড্রোজেন-2 নিউট্রনের সাথে সংঘর্ষ হয় এবং বন্ধ হয়ে যায়, একটি নিউক্লিয়াস তৈরি হয়, যার মধ্যে একটি প্রোটন এবং দুটি নিউট্রন থাকে (আবার তিনটি কণা একসঙ্গে)। ফলাফল হাইড্রোজেন-3।

হাইড্রোজেন-3 যেকোনো তাপমাত্রায়, এমনকি আধুনিক মহাবিশ্বের নিম্ন তাপমাত্রায়ও অস্থির, তাই অন্যান্য কণার প্রভাব বা তাদের সাথে সংঘর্ষ থেকে মুক্ত থাকলেও এটি চিরন্তন পরিবর্তনের মধ্য দিয়ে যায়। হাইড্রোজেন -3 এর নিউক্লিয়াসের দুটি নিউট্রনের একটি তাড়াতাড়ি বা পরে একটি প্রোটনে পরিণত হয় এবং হাইড্রোজেন -3 হিলিয়াম -3 হয়ে যায়। বর্তমান অবস্থার অধীনে, এই পরিবর্তনটি খুব দ্রুত নয়: হাইড্রোজেন-3 নিউক্লিয়াসের অর্ধেক বারো বছরের কিছু বেশি সময়ের মধ্যে হিলিয়াম-3 এ পরিণত হয়। প্রারম্ভিক মহাবিশ্বের বিশাল তাপমাত্রায়, এই পরিবর্তনটি নিঃসন্দেহে আরও দ্রুত ছিল।

সুতরাং, আমাদের কাছে এখন তিন ধরণের নিউক্লিয়াস রয়েছে যা স্থিতিশীল আধুনিক অবস্থা: হাইড্রোজেন-১, হাইড্রোজেন-২ এবং হিলিয়াম-৩।

হিলিয়াম-3 কণা হাইড্রোজেন-2 কণার তুলনায় আরও দুর্বলভাবে একে অপরের সাথে আবদ্ধ হয় এবং বিশেষ করে প্রথম মহাবিশ্বের উচ্চ তাপমাত্রায়, হিলিয়াম-3 কণার আরও সংযোজন দ্বারা ক্ষয় বা পরিবর্তনের একটি শক্তিশালী প্রবণতা রয়েছে।

যদি হিলিয়াম-3 একটি প্রোটনে পরিণত হয় এবং এটিতে যোগ দিতে হয়, তাহলে আমাদের তিনটি প্রোটন এবং একটি নিউট্রন দ্বারা গঠিত একটি নিউক্লিয়াস থাকবে। এটি হবে লিথিয়াম-4, যা যেকোনো তাপমাত্রায় অস্থির, যেহেতু পৃথিবীর পৃষ্ঠের শীতল তাপমাত্রায়ও এর একটি প্রোটন দ্রুত নিউট্রনে পরিণত হয়। ফলাফল দুটি প্রোটনের সংমিশ্রণ - দুটি নিউট্রন বা হিলিয়াম -4।

হিলিয়াম-4 একটি অত্যন্ত স্থিতিশীল নিউক্লিয়াস, যা হাইড্রোজেন-1 গঠনকারী একক প্রোটন ছাড়া সাধারণ তাপমাত্রায় সবচেয়ে স্থিতিশীল। একবার গঠিত হলে, এটির ক্ষয় হওয়ার কোনো প্রবণতা নেই, এমনকি খুব উচ্চ তাপমাত্রায়ও।

হিলিয়াম-3 যদি নিউট্রনের সাথে ধাক্কা খেয়ে একত্রিত হয়, হিলিয়াম-4 অবিলম্বে তৈরি হয়। দুটি হাইড্রোজেন-২ নিউক্লিয়াস সংঘর্ষে জড়িয়ে পড়লে আবার হিলিয়াম-৪ তৈরি হয়। যদি হিলিয়াম-3 হাইড্রোজেন-2 বা অন্য হিলিয়াম-3-এর সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয়, হিলিয়াম-4 তৈরি হয় এবং অতিরিক্ত কণাগুলি পৃথক প্রোটন এবং নিউট্রন হিসাবে বের হয়ে যায়। এইভাবে, হাইড্রোজেন-2 এবং হিলিয়াম-3-এর খরচে হিলিয়াম-4 গঠিত হয়।

প্রকৃতপক্ষে, যখন মহাবিশ্ব এমন একটি তাপমাত্রায় ঠাণ্ডা হয় যেখানে প্রোটন এবং নিউট্রন, একত্রিত হলে, আরও জটিল নিউক্লিয়াস তৈরি করতে পারে, তখন প্রথম এই জাতীয় নিউক্লিয়াস, প্রচুর পরিমাণে গঠিত হয়েছিল, সঠিকভাবে হিলিয়াম -4 ছিল।

মহাবিশ্ব যতই প্রসারিত ও শীতল হতে থাকল, হাইড্রোজেন-২ এবং হিলিয়াম-৩ পরিবর্তনের জন্য কম এবং কম ইচ্ছুক হয়ে উঠল, এবং তাদের মধ্যে কিছু ছিল, তাই বলতে গেলে, একটি অপরিবর্তনীয় অস্তিত্বের জন্য হিমায়িত। বর্তমানে, প্রতি 7,000-এ শুধুমাত্র একটি হাইড্রোজেন পরমাণু হাইড্রোজেন-2; হিলিয়াম -3 এমনকি বিরল - প্রতি মিলিয়ন হিলিয়ামের মাত্র একটি পরমাণু। সুতরাং, হাইড্রোজেন-2 এবং হিলিয়াম-3 বিবেচনা না করেই আমরা বলতে পারি যে মহাবিশ্ব যথেষ্ট ঠান্ডা হওয়ার পরপরই এটি হাইড্রোজেন-1 এবং হিলিয়াম-4 এর নিউক্লিয়াস দ্বারা গঠিত হয়েছিল। সুতরাং, মহাবিশ্বের ভর 75% হাইড্রোজেন-1 এবং 25% হিলিয়াম-4 দ্বারা গঠিত।

সময়ের সাথে সাথে, এমন জায়গায় যেখানে তাপমাত্রা যথেষ্ট কম ছিল, নিউক্লিয়াস নেতিবাচক চার্জযুক্ত ইলেকট্রনগুলিকে আকর্ষণ করে, যা ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক মিথস্ক্রিয়া বল দ্বারা ধনাত্মক চার্জযুক্ত নিউক্লিয়াস দ্বারা ধারণ করে - চারটি মিথস্ক্রিয়াগুলির মধ্যে দ্বিতীয় শক্তিশালী। একটি ইলেকট্রনের সাথে যুক্ত হাইড্রোজেন-1 নিউক্লিয়াসের একটি একক প্রোটন এবং দুটি ইলেকট্রনের সাথে যুক্ত হিলিয়াম-4 নিউক্লিয়াসের দুটি প্রোটন। এভাবেই হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম পরমাণু তৈরি হয়েছিল। পরিমাণগত দিক থেকে, মহাবিশ্বের প্রতি 1,000 পরমাণুর জন্য, 920টি হাইড্রোজেন-1 পরমাণু এবং 80টি হিলিয়াম-4 পরমাণু রয়েছে।

এটি হাইড্রোজেন-হিলিয়াম মহাবিশ্বের ব্যাখ্যা। কিন্তু এক মিনিট অপেক্ষা করুন! হিলিয়ামের চেয়ে ভারী এবং উচ্চতর পারমাণবিক ওজন সহ পরমাণু সম্পর্কে কী? (আসুন "ভারী পরমাণু" চিহ্নের অধীনে নিউক্লিয়াসে চারটির বেশি কণা রয়েছে এমন সমস্ত পরমাণু সংগ্রহ করি)। মহাবিশ্বে খুব কম ভারী পরমাণু রয়েছে, তবুও তারা বিদ্যমান। তারা কিভাবে হাজির? লজিক নির্দেশ করে যে যদিও হিলিয়াম-4 খুবই স্থিতিশীল, তবুও এটি একটি প্রোটন, নিউট্রন, হাইড্রোজেন-2, হিলিয়াম-3 বা অন্যান্য হিলিয়াম-4-এর সাথে একত্রিত হওয়ার সামান্য প্রবণতা রয়েছে, যা অল্প পরিমাণে বিভিন্ন ভারী পরমাণু গঠন করে; এটি আজকের মহাবিশ্বের প্রায় 3% ভরের উত্স, এই পরমাণুগুলি নিয়ে গঠিত।

দুর্ভাগ্যবশত, এই উত্তর যাচাই-বাছাইয়ের জন্য দাঁড়াবে না। যদি হিলিয়াম -4 হাইড্রোজেন -1 (একটি প্রোটন) এর সাথে সংঘর্ষ হয় এবং তারা একত্রিত হয় তবে তিনটি প্রোটন এবং দুটি নিউট্রন সহ একটি নিউক্লিয়াস থাকবে। এটি লিথিয়াম -5 হবে। যদি হিলিয়াম -4 একটি নিউট্রনের সাথে সংঘর্ষ এবং ফিউজ হয়, ফলাফলটি দুটি প্রোটন এবং তিনটি নিউট্রন বা হিলিয়াম -5 সহ একটি নিউক্লিয়াস হবে।

লিথিয়াম-5 বা হিলিয়াম-5, এমনকি আমাদের শীতল মহাবিশ্বের অবস্থার মধ্যেও গঠিত নয়, এক সেকেন্ডের এক ট্রিলিয়ন ভাগের কয়েক ট্রিলিয়ন ভাগেরও বেশি সময় ধরে বেঁচে থাকবে। এই সময়ের মধ্যেই তারা ক্ষয় হয়ে হিলিয়াম -4 বা প্রোটন বা নিউট্রনে পরিণত হবে।

হাইড্রোজেন-2 বা হিলিয়াম-3-এর সাথে হিলিয়াম-4-এর সংঘর্ষ ও মিশে যাওয়ার সম্ভাবনা খুবই অস্পষ্ট, কারণ শেষ দুটি নিউক্লিয়াস আদিম মিশ্রণে কতটা বিরল। যে কোনো ভারী পরমাণু যা এইভাবে গঠিত হতে পারে তা আজ বিদ্যমান অনেক পরমাণুর জন্য খুব কম। একটি হিলিয়াম -4 নিউক্লিয়াসের সাথে আরেকটি হিলিয়াম -4 নিউক্লিয়াসের সাথে একত্রিত করা আরও সম্ভব। চারটি প্রোটন এবং চারটি নিউট্রন সমন্বিত এই ধরনের একটি ডাবল নিউক্লিয়াস বেরিলিয়াম-8 হওয়া উচিত। যাইহোক, বেরিলিয়াম হল আরেকটি অত্যন্ত অস্থির নিউক্লিয়াস: এমনকি আমাদের বর্তমান মহাবিশ্বের অবস্থার মধ্যেও এটি এক সেকেন্ডের এক ট্রিলিয়ন ভাগের কয়েকশত ভাগেরও কম সময়ের জন্য বিদ্যমান। একবার গঠিত হলে, এটি অবিলম্বে দুটি হিলিয়াম -4 নিউক্লিয়াসে বিভক্ত হয়ে যায়।

অবশ্যই, বুদ্ধিমান কিছু ঘটত যদি হিলিয়াম -4 এর তিনটি নিউক্লিয়াস একটি "ত্রিমুখী" সংঘর্ষের ফলে মিলিত হয় এবং একে অপরের সাথে আটকে যায়। কিন্তু আশা করা যায় যে এটি এমন একটি পরিবেশে ঘটবে যেখানে হিলিয়াম-4 হাইড্রোজেন-1 দ্বারা বেষ্টিত তা বিবেচনায় নেওয়া খুব কম।

অতএব, মহাবিশ্ব যখন প্রসারিত হয়েছে এবং জটিল নিউক্লিয়াসের গঠন শেষ হয়েছে এমন বিন্দুতে শীতল হয়েছে, শুধুমাত্র হাইড্রোজেন-1 এবং হিলিয়াম-4 প্রচুর পরিমাণে রয়েছে। যদি মুক্ত নিউট্রন থেকে যায়, তারা প্রোটন (হাইড্রোজেন-1) এবং ইলেকট্রনে ক্ষয়প্রাপ্ত হয়। কোন ভারী পরমাণু গঠিত হয় না।

এইরকম একটি মহাবিশ্বে, হাইড্রোজেন-হিলিয়াম গ্যাসের মেঘগুলি গ্যালাকটিক আকারের ভরে বিভক্ত হয় এবং পরবর্তীগুলি ঘনীভূত হয়ে নক্ষত্র এবং দৈত্য গ্রহে পরিণত হয়। ফলস্বরূপ, নক্ষত্র এবং দৈত্য গ্রহ উভয়ই প্রায় সম্পূর্ণ হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দ্বারা গঠিত। এবং কিছু ভারী পরমাণু নিয়ে চিন্তা করার কোন মানে আছে যদি তারা ভরের মাত্র 3% এবং বিদ্যমান পরমাণুর সংখ্যার 1% এর কম হয়?

এটা জ্ঞান করে তোলে! এই 3% ব্যাখ্যা করা প্রয়োজন. আমরা নক্ষত্র এবং দৈত্যাকার গ্রহগুলিতে ভারী পরমাণুর নগণ্য পরিমাণকে অবহেলা করা উচিত নয়, কারণ পৃথিবীর মতো একটি গ্রহ প্রায় একচেটিয়াভাবে ভারী পরমাণু দ্বারা গঠিত। অধিকন্তু, মানবদেহে এবং সাধারণভাবে জীবিত প্রাণীদের মধ্যে, হাইড্রোজেন ভরের মাত্র 10% তৈরি করে এবং হিলিয়াম সম্পূর্ণ অনুপস্থিত। বাকি 90% ভরই ভারী পরমাণু।

অন্য কথায়, মহাবিস্ফোরণের পরপরই যদি মহাবিশ্ব অপরিবর্তিত থাকত এবং নিউক্লিয়াস গঠনের প্রক্রিয়া সম্পূর্ণ হয়ে যেত, তবে পৃথিবীর মতো গ্রহ এবং তার উপর একটি নির্দিষ্ট আকারে প্রাণের অস্তিত্ব সম্পূর্ণভাবে অসম্ভব হয়ে যেত।

আপনি এবং আমি এই পৃথিবীতে আবির্ভূত হওয়ার আগে, প্রথমে ভারী পরমাণুগুলি তৈরি করতে হয়েছিল। কিন্তু কিভাবে?

তারা থেকে লিক

প্রকৃতপক্ষে, এটি আমাদের কাছে আর রহস্য নয়, যেহেতু আমরা ইতিমধ্যে নক্ষত্রের গভীরতায় কীভাবে নিউক্লিয়াস তৈরি হয় সে সম্পর্কে কথা বলেছি। আমাদের সূর্যে, উদাহরণস্বরূপ, এর কেন্দ্রীয় অঞ্চলে, হাইড্রোজেন ক্রমাগত হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয় (হাইড্রোজেন ফিউশন, যা সূর্যের শক্তির উত্স হিসাবে কাজ করে। হাইড্রোজেন ফিউশন অন্যান্য সমস্ত প্রধান ক্রম নক্ষত্রেও সঞ্চালিত হয়)।

যদি এটিই একমাত্র সম্ভাব্য রূপান্তর হয়, এবং এই রূপান্তরটি তার বর্তমান হারে অনির্দিষ্টকালের জন্য স্থায়ী হয়, তবে সমস্ত হাইড্রোজেন সংশ্লেষিত হবে এবং মহাবিশ্ব প্রায় 500 বিলিয়ন বছর ধরে বিশুদ্ধ হিলিয়াম নিয়ে গঠিত হবে (আমাদের মহাবিশ্বের বয়সের 30 - 40 গুণ) ) এখনও, বিশাল পরমাণুর চেহারা স্পষ্ট নয়।

বৃহদায়তন পরমাণু, আমরা এখন জানি, নাক্ষত্রিক কেন্দ্রে উৎপন্ন হয়। কিন্তু তাদের জন্ম তখনই হয় যখন এই ধরনের নক্ষত্রের মূল ক্রম ত্যাগ করার সময় হয়। এই ক্লাইম্যাক্টেরিক মুহুর্তে, নিউক্লিয়াস এত ঘন এবং গরম যে হিলিয়াম -4 নিউক্লিয়াস সর্বাধিক গতি এবং কম্পাঙ্কের সাথে একে অপরের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয়। সময়ে সময়ে, তিনটি হিলিয়াম-4 নিউক্লিয়াস সংঘর্ষে লিপ্ত হয় এবং একটি স্থিতিশীল নিউক্লিয়াসে মিশে যায়, যার মধ্যে ছয়টি প্রোটন এবং ছয়টি নিউট্রন থাকে। এটা কার্বন-12।

বিগ ব্যাং-এর পরপরই নয়, এখন একটি নক্ষত্রের মূল অংশে কীভাবে একটি ট্রিপল সংঘর্ষ ঘটতে পারে?

ঠিক আছে, মূল ক্রম ত্যাগ করার জন্য প্রস্তুত নক্ষত্রের কোরগুলিতে, তাপমাত্রা প্রচণ্ড চাপের মধ্যে প্রায় 100,000,000 °C এ পৌঁছে যায়। এই ধরনের তাপমাত্রা এবং চাপ একটি খুব অল্প বয়স্ক মহাবিশ্বেও অন্তর্নিহিত। কিন্তু একটি নক্ষত্রের মূলের একটি প্রধান সুবিধা রয়েছে: ট্রিপল হিলিয়াম-4 সংঘর্ষ ঘটতে অনেক সহজ যদি তারার কেন্দ্রস্থলে হাইড্রোজেন-1 নিউক্লিয়াস শিপিং হিলিয়াম-4 নিউক্লিয়াস ছাড়া অন্য কোনো নিউক্লিয়াস না থাকে।

এর অর্থ হল মহাবিশ্বের ইতিহাস জুড়ে নক্ষত্রের অভ্যন্তরে ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি হয়েছে, যদিও বিগ ব্যাং-এর পরপরই এই জাতীয় নিউক্লিয়াস তৈরি হয়নি। তদুপরি, আজ এবং ভবিষ্যতে উভয়ই, তারার কোরে ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি হবে। এবং শুধুমাত্র কার্বন নিউক্লিয়াসই নয়, লোহা সহ অন্যান্য সমস্ত বৃহদায়তন নিউক্লিয়াস, যা বলা হয়েছিল, নক্ষত্রের স্বাভাবিক ফিউশন প্রক্রিয়ার সমাপ্তি।

এবং এখনও দুটি প্রশ্ন থেকে যায়: 1) কীভাবে ভারী নিউক্লিয়াস, নক্ষত্রের কেন্দ্রে উত্থিত হয়ে মহাবিশ্বে এমনভাবে ছড়িয়ে পড়ে যে তারা পৃথিবীতে এবং আমাদের উভয়েই রয়েছে? 2) লোহার নিউক্লিয়াসের চেয়ে বেশি বৃহদায়তন নিউক্লিয়াসের উপাদানগুলি কীভাবে গঠন করতে পরিচালনা করে? সর্বোপরি, লোহার সবচেয়ে বড় স্থিতিশীল কোর হল আয়রন-58, যার মধ্যে 26টি প্রোটন এবং 32টি নিউট্রন রয়েছে। এবং এখনও পৃথিবীতে আরও ভারী নিউক্লিয়াস রয়েছে, ইউরেনিয়াম -238 পর্যন্ত, যার 92টি প্রোটন এবং 146টি নিউট্রন রয়েছে।

আসুন প্রথমে প্রথম প্রশ্নটি দেখি। এমন কোন প্রক্রিয়া আছে যা মহাবিশ্বে নাক্ষত্রিক উপাদানের বিস্তারে অবদান রাখে?

বিদ্যমান এবং তাদের কিছু আমরা আমাদের নিজস্ব সূর্য অধ্যয়ন করে স্পষ্টভাবে অনুভব করতে পারি।

খালি চোখে (প্রয়োজনীয় সতর্কতা সহ), সূর্যকে একটি শান্ত, বৈশিষ্ট্যহীন উজ্জ্বল কক্ষ বলে মনে হতে পারে, কিন্তু আমরা জানি যে এটি চিরস্থায়ী ঝড়ের অবস্থায় রয়েছে। এর অভ্যন্তরের বিশাল তাপমাত্রার কারণে উপরের স্তরগুলিতে সংবহনশীল নড়াচড়া হয় (যেমন জলের পাত্রে ফুটতে চলেছে)। সৌর পদার্থ ক্রমাগত এখানে এবং সেখানে বৃদ্ধি পাচ্ছে, পৃষ্ঠটি ভেঙে যাচ্ছে, তাই সূর্যের পৃষ্ঠটি "কণিকা" দ্বারা আবৃত, যা এটির জন্য সংবহনশীল কলাম। (সৌর পৃষ্ঠের ফটোগ্রাফগুলিতে এই জাতীয় দানা খুব ছোট দেখায়, তবে বাস্তবে এটি একটি শালীন আমেরিকান বা ইউরোপীয় রাজ্যের ক্ষেত্রফল রয়েছে।)

সংবহনশীল উপাদান প্রসারিত হয় এবং এটি বৃদ্ধির সাথে সাথে শীতল হয় এবং, একবার পৃষ্ঠে, একটি নতুন, উত্তপ্ত প্রবাহের জন্য জায়গা তৈরি করার জন্য আবার নীচে নেমে যায়।

এই চিরন্তন চক্রটি এক মুহুর্তের জন্যও থামে না, এটি মূল থেকে সূর্যের পৃষ্ঠে তাপ স্থানান্তর করতে সহায়তা করে। পৃষ্ঠ থেকে, শক্তি বিকিরণের আকারে মহাকাশে মুক্তি পায়, এর বেশিরভাগই আলো যা আমরা দেখি এবং যার উপর পৃথিবীতে জীবন নির্ভর করে।

পরিচলনের প্রক্রিয়া কখনও কখনও নক্ষত্রের পৃষ্ঠে অসাধারণ ঘটনা ঘটতে পারে, যখন কেবল বিকিরণ মহাকাশে পালিয়ে যায় না, তবে বাস্তব সৌর পদার্থের পুরো স্তূপও বেরিয়ে যায়।

1842 সালে, দক্ষিণ ফ্রান্স এবং উত্তর ইতালিতে সম্পূর্ণ সূর্যগ্রহণ দেখা যায়। সেই সময়ে, গ্রহনগুলি খুব কমই বিশদভাবে অধ্যয়ন করা হয়েছিল, কারণ তারা সাধারণত বড় জ্যোতির্বিদ্যাগত মানমন্দির থেকে দূরবর্তী অঞ্চলে সংঘটিত হয়েছিল এবং বিশেষ সরঞ্জামের পুরো বোঝা নিয়ে দীর্ঘ দূরত্ব ভ্রমণ করা মোটেও সহজ ছিল না। কিন্তু 1842 সালের গ্রহন জ্যোতির্বিদ্যা কেন্দ্রের কাছাকাছি চলে গেছে পশ্চিম ইউরোপ, এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তাদের যন্ত্র নিয়ে সেখানে জড়ো হয়েছিল।

প্রথমবারের মতো এটি লক্ষ্য করা গেছে যে সৌর রিমের চারপাশে কিছু লাল-গরম, বেগুনি রঙের বস্তু রয়েছে যা সূর্যের ডিস্কটি চাঁদের দ্বারা আবৃত হওয়ার সময় স্পষ্টভাবে দৃশ্যমান হয়েছিল। এটিকে মহাকাশে গুলি করা সৌর উপাদানের জেটগুলির মতো দেখায় এবং এই জ্বলন্ত জিহ্বাগুলিকে "প্রোমিনেন্স" বলা হত।

কিছুক্ষণের জন্য, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তখনও দ্বিধায় ছিলেন যে এই প্রাধান্যগুলি চাঁদ বা সূর্যের অন্তর্গত কিনা, কিন্তু 1851 সালে আরেকটি গ্রহন ঘটেছিল, এই সময় সুইডেনে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল, এবং সতর্ক পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে প্রাধান্যগুলি একটি ঘটনা, সৌর এবং চাঁদ রয়েছে। তাদের সাথে কিছু করার নেই।

তারপর থেকে, প্রাধান্যগুলি নিয়মিত অধ্যয়ন করা হয়েছে এবং এখন যে কোনও সময় উপযুক্ত যন্ত্রের সাহায্যে পর্যবেক্ষণ করা যেতে পারে। এটি করার জন্য আপনাকে সম্পূর্ণ গ্রহণের জন্য অপেক্ষা করতে হবে না। কিছু বিশিষ্টতা একটি শক্তিশালী চাপে উঠে এবং সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে কয়েক হাজার কিলোমিটার উচ্চতায় পৌঁছায়। অন্যগুলো 1300 কিমি/সেকেন্ড বেগে উপরের দিকে বিস্ফোরিত হয়। যদিও প্রাধান্যগুলি সূর্যের পৃষ্ঠে দেখা সবচেয়ে দর্শনীয় ঘটনা, তবুও তারা সর্বাধিক শক্তি বহন করে না।

1859 সালে, ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী রিচার্ড ক্যারিংটন (1826-1875) সূর্যের পৃষ্ঠে একটি তারকা-আকৃতির আলোর ঝলকানি লক্ষ্য করেন, পাঁচ মিনিটের জন্য জ্বলতে থাকে এবং তারপর অদৃশ্য হয়ে যায়। এটি ছিল প্রথম রেকর্ডকৃত দৃশ্য যাকে আমরা এখন সৌর শিখা বলি। ক্যারিংটন নিজে ভেবেছিলেন যে সূর্যের উপর একটি বড় উল্কা পড়েছে।

আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী জর্জ হেল 1926 সালে স্পেকট্রোহেলিওস্কোপ আবিষ্কার না করা পর্যন্ত ক্যারিংটনের পর্যবেক্ষণ মনোযোগ আকর্ষণ করেনি। এর ফলে বিশেষ তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলোতে সূর্যকে পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব হয়েছিল। সৌর শিখাগুলি আলোর কিছু তরঙ্গদৈর্ঘ্যে লক্ষণীয়ভাবে সমৃদ্ধ, এবং যখন সূর্যকে এই তরঙ্গদৈর্ঘ্যে দেখা হয়, তখন শিখাগুলি খুব উজ্জ্বলভাবে দেখা যায়।

এখন আমরা জানি যে সৌর শিখাগুলি সাধারণ, সেগুলি সূর্যের দাগের সাথে যুক্ত, এবং যখন সূর্যের উপর অনেকগুলি সূর্যের দাগ থাকে, তখন প্রতি কয়েক ঘন্টা পরে ছোট অগ্নিশিখা দেখা দেয় এবং কয়েক সপ্তাহ পরে বড়গুলি ঘটে।

সৌর শিখাগুলি সৌর পৃষ্ঠের উচ্চ-শক্তির বিস্ফোরণ এবং পৃষ্ঠের যে অংশগুলি জ্বলে তা তাদের আশেপাশের অন্যান্য এলাকার তুলনায় অনেক বেশি গরম। সূর্যের পৃষ্ঠের এক হাজার ভাগেরও এক ভাগ ঢেকে থাকা একটি শিখা সূর্যের সমগ্র স্বাভাবিক পৃষ্ঠের চেয়ে বেশি উচ্চ-শক্তি বিকিরণ (UV, X-ray, এমনকি গামা রশ্মি) পাঠাতে পারে।

যদিও প্রাধান্যগুলি খুব চিত্তাকর্ষক দেখায় এবং বেশ কয়েক দিন ধরে থাকতে পারে, তবে সূর্য তাদের মাধ্যমে খুব কম জিনিস হারায়। ফ্ল্যাশ একটি সম্পূর্ণ ভিন্ন বিষয়। এগুলি কম লক্ষণীয়, তাদের মধ্যে অনেকগুলি মাত্র কয়েক মিনিট স্থায়ী হয়, এমনকি তাদের মধ্যে সবচেয়ে বড়টি কয়েক ঘন্টা পরে সম্পূর্ণরূপে অদৃশ্য হয়ে যায়, তবে তাদের এত উচ্চ শক্তি রয়েছে যে তারা মহাকাশে পদার্থ ছুঁড়ে দেয়; এই বিষয়টি সূর্যের কাছে চিরতরে হারিয়ে গেছে।

এটি 1843 সালে বোঝা শুরু হয়েছিল, যখন জার্মান জ্যোতির্বিজ্ঞানী স্যামুয়েল হেনরিখ শোয়াবে (1789-1875), যিনি সতেরো বছর ধরে প্রতিদিন সূর্যকে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, রিপোর্ট করেছিলেন যে প্রায় এগারো বছরের ব্যবধানে এর পৃষ্ঠে সূর্যের দাগের সংখ্যা মোম হয়ে গেছে এবং হ্রাস পেয়েছে।

1852 সালে, ইংরেজ পদার্থবিদ এডওয়ার্ড সাবিন (1788-1883) পর্যবেক্ষণ করেন যে পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের ("চৌম্বকীয় ঝড়") বিঘ্ন ঘটতে থাকে এবং একই সময়ে সূর্যের দাগ চক্রের সাথে সাথে পড়ে।

প্রথমে এটি একটি পরিসংখ্যানগত বিবৃতি ছিল, কারণ সংযোগটি কী হতে পারে তা কেউ জানত না। যাইহোক, সময়ের সাথে সাথে, যখন তারা শক্তি প্রকৃতি বুঝতে শুরু করে সৌর শিখা, একটি সংযোগ পাওয়া গেছে. সৌর ডিস্কের কেন্দ্রের কাছে একটি বৃহৎ সৌর শিখার বিস্ফোরণ হওয়ার দুই দিন পরে (এটি সরাসরি পৃথিবীর দিকে মুখ করে ছিল), পৃথিবীতে কম্পাসের সূঁচগুলি দুর্বৃত্ত হয়ে গিয়েছিল এবং উত্তরের আলোগুলি সম্পূর্ণ অস্বাভাবিক চেহারা নিয়েছিল।

এই দুদিনের অপেক্ষা অনেক অর্থবহ হয়ে উঠেছে। যদি এই প্রভাবগুলি সৌর বিকিরণ দ্বারা সৃষ্ট হয়, তবে প্রাদুর্ভাব এবং এর পরিণতির মধ্যে সময়ের ব্যবধান হবে আট মিনিট: সৌর বিকিরণ আলোর গতিতে পৃথিবীর দিকে উড়ে যায়। কিন্তু দুই দিনের বিলম্বের অর্থ হল যে "সমস্যা সৃষ্টিকারী" এই প্রভাবগুলির কারণ যাই হোক না কেন, এটি সূর্য থেকে পৃথিবীতে প্রায় 300 কিমি / ঘন্টা বেগে যেতে হবে। অবশ্যই, এটি দ্রুত, কিন্তু কোনভাবেই আলোর গতির সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ নয়। সাবপারমাণবিক কণা থেকে এই ধরনের গতি আশা করা যায়। এই কণাগুলি, পৃথিবীর দিকে সৌর ইভেন্টের ফলে নির্গত হয়, বহন করে বৈদ্যুতিক চার্জএবং, পৃথিবী অতিক্রম করে, কম্পাসের সূঁচ এবং উত্তরের আলোকে এইভাবে প্রভাবিত করা উচিত ছিল। যখন সূর্য দ্বারা নির্গত সাবটমিক কণার ধারণাটি বোঝা এবং গ্রহণ করা হয়েছিল, তখন সূর্যের আরেকটি বৈশিষ্ট্য স্পষ্ট হতে শুরু করেছিল।

যখন সূর্য সম্পূর্ণ গ্রহন অবস্থায় থাকে, তখন একটি সরল চোখে আপনি দেখতে পাবেন চারপাশে একটি মুক্তো রঙের আভা, কেন্দ্রে, সূর্যের জায়গায়, মেঘলা চাঁদের কালো চাকতি। এই আভা (বা উজ্জ্বলতা) হল সৌর মুকুট, যা ল্যাটিন শব্দ করোনা থেকে এর নাম পেয়েছে - একটি মুকুট (মুকুটটি সূর্যকে এক ধরণের দীপ্তিময় মুকুট বা হ্যালো দিয়ে ঘিরে থাকে)।

1842 সালের উল্লিখিত সূর্যগ্রহণ প্রাধান্যের বৈজ্ঞানিক গবেষণার সূচনা করে। তারপর প্রথমবারের মতো মুকুটটি যত্ন সহকারে পরীক্ষা করা হয়েছিল। দেখা গেল যে তিনিও সূর্যের অন্তর্গত, চাঁদের নয়। 1860 সাল থেকে, ফটোগ্রাফি এবং পরে স্পেকট্রোস্কোপি, করোনা গবেষণায় জড়িত।

1870 সালে, স্পেনে একটি সূর্যগ্রহণের সময়, আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী চার্লস ইয়ং (1834-1908) প্রথম করোনার বর্ণালী অধ্যয়ন করেন। বর্ণালীতে, তিনি একটি উজ্জ্বল সবুজ রেখা খুঁজে পান যা পরিচিত উপাদানগুলির কোনও পরিচিত লাইনের অবস্থানের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ নয়। অন্যান্য অদ্ভুত রেখাগুলিও আবিষ্কৃত হয়েছিল, এবং ইয়াং ধরে নিয়েছিল যে তারা কিছু নতুন উপাদানের প্রতিনিধিত্ব করেছে এবং এর নাম দিয়েছে "করোনি"।

এই "corony" ব্যবহার কি, শুধুমাত্র এবং সব কিছু বর্ণালী রেখা আছে যে. তখন পর্যন্ত, না, পরমাণুর গঠন প্রকৃতি বর্ণনা করা পর্যন্ত। এটি প্রমাণিত হয়েছে যে প্রতিটি পরমাণুর কেন্দ্রে একটি ভারী নিউক্লিয়াস থাকে, যার চারপাশে এক বা একাধিক হালকা ইলেকট্রন থাকে। প্রতিবার একটি ইলেক্ট্রন একটি পরমাণু ছেড়ে চলে গেলে, সেই পরমাণু দ্বারা উত্পাদিত বর্ণালী রেখাগুলি পরিবর্তিত হয়। রসায়নবিদরা দুই বা তিনটি ইলেকট্রন হারিয়েছে এমন পরমাণুর বর্ণালী তৈরি করতে পারতেন, কিন্তু বিপুল সংখ্যক ইলেকট্রন অপসারণ এবং এই অবস্থার অধীনে বর্ণালী অধ্যয়ন করার কৌশল এখনও তাদের কাছে উপলব্ধ ছিল না।

1941 সালে, বেংট এডলেন দেখাতে সক্ষম হন যে "করোনিয়াম" মোটেই নতুন উপাদান নয়। সাধারণ উপাদান - লোহা, নিকেল এবং ক্যালসিয়াম ঠিক একই লাইন ছেড়ে যায়, যদি আপনি তাদের থেকে এক ডজন ইলেকট্রন নিয়ে যান। তাই "করোনিয়াম" ছিল একটি সাধারণ উপাদান যাতে অনেক ইলেকট্রনের অভাব ছিল।

ইলেকট্রনের এত বড় ঘাটতি শুধুমাত্র ব্যতিক্রমী উচ্চ তাপমাত্রার কারণে হতে পারে এবং এডলেন পরামর্শ দিয়েছেন যে সৌর করোনা এক বা দুই মিলিয়ন ডিগ্রি তাপমাত্রায় থাকা উচিত। প্রথমে এটি সাধারণ অবিশ্বাসের সাথে দেখা হয়েছিল, কিন্তু শেষ পর্যন্ত, যখন রকেট প্রযুক্তির সময় আসে, তখন দেখা যায় যে সৌর করোনা এক্স-রে নির্গত করে এবং এটি শুধুমাত্র এডলেনের পূর্বাভাসিত তাপমাত্রায় ঘটতে পারে।

সুতরাং, করোনা হল সূর্যের বাইরের বায়ুমণ্ডল, ক্রমাগত সৌর শিখা দ্বারা নিক্ষিপ্ত পদার্থ দ্বারা খাওয়ানো হয়। করোনা অত্যন্ত তেজস্ক্রিয় পদার্থ, এতটাই বিরল যে এক কিউবিক সেন্টিমিটারে এক বিলিয়নেরও কম কণা রয়েছে এবং এটি সমুদ্রপৃষ্ঠে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের ঘনত্বের প্রায় এক ট্রিলিয়নতম।

আসলে, এটি একটি বাস্তব শূন্যতা। সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে তার অগ্নিশিখা, চৌম্বক ক্ষেত্র এবং অবিরাম গর্জনকারী সংবহনশীল স্রোত থেকে বিশাল ধ্বনি কম্পনের দ্বারা নির্গত শক্তি তুলনামূলকভাবে অল্প সংখ্যক কণার মধ্যে বিতরণ করা হয়। যদিও করোনার মধ্যে থাকা সমস্ত তাপ ছোট (তার ন্যায্য আয়তনের কারণে), এই কয়েকটি কণার প্রতিটির দ্বারা ধারণ করা তাপের পরিমাণ বেশ বেশি এবং এটি এই "প্রতি কণার তাপ" যা মাপা তাপমাত্রা দ্বারা বোঝানো হয়।

করোনা কণা হল সৌর পৃষ্ঠ থেকে বাহ্যিকভাবে নির্গত পৃথক পরমাণু, যার বেশিরভাগ বা সমস্ত ইলেকট্রন উচ্চ তাপমাত্রা দ্বারা কেড়ে নেওয়া হয়েছে। যেহেতু সূর্য বেশিরভাগ হাইড্রোজেন দ্বারা গঠিত, এই কণাগুলির বেশিরভাগই হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস বা প্রোটন। হাইড্রোজেন হিলিয়াম নিউক্লিয়াস দ্বারা পরিমাণগত পদে অনুসরণ করা হয়। অন্য সব ভারী নিউক্লিয়াসের সংখ্যা একেবারেই নগণ্য। এবং যদিও কিছু ভারী নিউক্লিয়াস করোনিয়ামের বিখ্যাত লাইনের কারণ হয়ে থাকে, তবে তারা শুধুমাত্র ট্রেস আকারে উপস্থিত থাকে।

করোনা কণা সূর্য থেকে সব দিকে সরে যায়। এগুলি ছড়িয়ে পড়ার সাথে সাথে করোনা আরও বেশি আয়তন দখল করে এবং আরও বিরল হয়ে ওঠে। ফলস্বরূপ, এর আলো আরও বেশি দুর্বল হয়ে যায়, যতক্ষণ না সূর্য থেকে কিছু দূরত্বে এটি সম্পূর্ণরূপে অদৃশ্য হয়ে যায়।

যাইহোক, পর্যবেক্ষকের চোখের জন্য করোনা যে সম্পূর্ণ অদৃশ্য হয়ে যায় তার মানে এই নয় যে এটি মহাকাশে ছুটে আসা কণার আকারে বিদ্যমান থাকে না। আমেরিকান পদার্থবিদ ইউজিন পার্কার (জন্ম 1927) 1959 সালে এই দ্রুত কণাগুলিকে সৌর বায়ু বলে অভিহিত করেছিলেন।

সৌর বায়ু, প্রসারিত, নিকটতম গ্রহে পৌঁছায় এবং আরও দূরে চলে যায়। রকেট পরীক্ষায় দেখা গেছে যে সৌর বায়ু শনির কক্ষপথের বাইরে সনাক্তযোগ্য এবং নেপচুন এবং প্লুটোর কক্ষপথের বাইরেও এটি সনাক্তযোগ্য হতে পারে।

অন্য কথায়, সূর্যের চারপাশে ঘোরে এমন সমস্ত গ্রহ তার প্রশস্ত বায়ুমণ্ডলের ভিতরে চলে। যাইহোক, এই বায়ুমণ্ডলটি এতটাই বিরল যে এটি গ্রহগুলির গতিকে কোনও বাস্তব উপায়ে প্রভাবিত করে না।

এবং এখনও সৌর বায়ু এত ভুতুড়ে জিনিস নয় যে এটি নিজেকে বিভিন্ন উপায়ে প্রকাশ করে না। সৌর বায়ুর কণাগুলি বৈদ্যুতিকভাবে চার্জ করা হয় এবং এই কণাগুলি, পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা বন্দী হয়ে "ভ্যান অ্যালেন বেল্ট" গঠন করে যা অরোরাকে জ্বালায়, কম্পাস এবং ইলেকট্রনিক সরঞ্জামগুলিকে বিভ্রান্ত করে। সৌর শিখাগুলি সৌর বায়ুকে এক মুহুর্তের জন্য প্রশস্ত করে এবং কিছু সময়ের জন্য এই প্রভাবগুলির তীব্রতা ব্যাপকভাবে বৃদ্ধি করে।

পৃথিবীর আশেপাশে, সৌর বায়ু কণাগুলি 400-700 কিমি / সেকেন্ড বেগে ছুটে আসে এবং 1 সেমি 3 তে তাদের সংখ্যা 1 থেকে 80 এর মধ্যে পরিবর্তিত হয়। যদি এই কণাগুলি পৃথিবীর পৃষ্ঠে আঘাত করে তবে তাদের সবচেয়ে ক্ষতিকারক প্রভাব পড়বে সমস্ত জীবন্ত জিনিসের উপর, ভাগ্যক্রমে, আমরা পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্র এবং এর বায়ুমণ্ডল দ্বারা সুরক্ষিত।

সৌর বায়ুর মাধ্যমে সূর্য দ্বারা হারানো পদার্থের পরিমাণ হল 1 বিলিয়ন কেজি/সেকেন্ড। মানুষের মানদন্ডে এটা খুবই ভয়ংকর, সূর্যের জন্য এটা নিছক তুচ্ছ। সূর্য প্রায় 5 বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমটিতে রয়েছে এবং আরও 5-6 বিলিয়ন বছর ধরে এটিতে থাকবে। যদি এই সমস্ত সময়ের মধ্যে এটি হারাতে থাকে এবং বর্তমান হারে বাতাসের সাথে তার ভর হারাতে থাকে, তবে একটি প্রধান ক্রম নক্ষত্র হিসাবে তার জীবনের পুরো সময়কালে সূর্যের মোট ক্ষতি হবে তার 1/5 ভর

তা সত্ত্বেও, যে কোনো কঠিন নক্ষত্রের ভরের 1/5 নক্ষত্রের মধ্যকার বিস্তীর্ণ স্থানে প্রবাহিত পদার্থের মোট সরবরাহে যোগ করা গড় পরিমাণ নয়। কিভাবে পদার্থ তারা থেকে সরে যেতে পারে এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের মোট সরবরাহে যোগ দিতে পারে তার এটি একটি উদাহরণ।

আমাদের সূর্য এই অর্থে অস্বাভাবিক নয়। আমাদের বিশ্বাস করার প্রতিটি কারণ আছে যে প্রতিটি নক্ষত্র যেটি এখনও ভেঙে পড়েনি তারা একটি নাক্ষত্রিক বাতাস পাঠায়।

অবশ্যই, আমরা সূর্যের মতো অধ্যয়ন করার মতো নক্ষত্রগুলি অধ্যয়ন করতে পারি না, তবে কিছু সাধারণীকরণ করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, ছোট, শীতল লাল বামন রয়েছে যেগুলি, অনিয়মিত বিরতিতে, হঠাৎ উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি দেখায়, যার সাথে আলোর ঝকঝকে হয়। এই পরিবর্ধনটি কয়েক মিনিট থেকে এক ঘন্টা পর্যন্ত স্থায়ী হয় এবং এর এমন বৈশিষ্ট্য রয়েছে যে এটি একটি ছোট তারার পৃষ্ঠের উপর একটি ফ্ল্যাশ বলে ভুল হতে পারে।

এই লাল বামনদের তাই ফ্লেয়ার স্টার বলা হয়।

একটি ফ্লেয়ার, সৌর শিখার চেয়ে কম মাত্রায় দুর্বল, একটি ছোট তারার উপর অনেক বেশি লক্ষণীয় প্রভাব অর্জন করবে। যদি যথেষ্ট বড় ফ্লেয়ার সূর্যের তেজকে 1% বৃদ্ধি করতে পারে, তাহলে একই ফ্লেয়ার একটি ম্লান নক্ষত্রের আলোকে 250 গুণ বাড়িয়ে দিতে যথেষ্ট হবে।

ফলস্বরূপ, এটি ভালভাবে চালু হতে পারে যে লাল বামনগুলি খুব চিত্তাকর্ষক মানের একটি নাক্ষত্রিক বাতাস পাঠায়।

কিছু তারা অস্বাভাবিকভাবে শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বাতাস পাঠাতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, লাল দৈত্যগুলির একটি অত্যধিক প্রসারিত কাঠামো রয়েছে, যার মধ্যে সবচেয়ে বড়টি ব্যাসের সূর্যের চেয়ে 500 গুণ বড়। সুতরাং, তাদের পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ তুলনামূলকভাবে ছোট, কারণ বিশাল লাল দৈত্যের বৃহৎ ভর কেন্দ্র থেকে পৃষ্ঠের অস্বাভাবিকভাবে বড় দূরত্বের দ্বারা সবেমাত্র ভারসাম্যপূর্ণ। তদতিরিক্ত, লাল দৈত্যগুলি তাদের অস্তিত্বের শেষের দিকে আসছে এবং এর পতনের সাথে শেষ হবে। অতএব, তারা অত্যন্ত অশান্ত।

এটি থেকে অনুমান করা যেতে পারে যে শক্তিশালী ঘূর্ণিগুলি দুর্বল পৃষ্ঠের আকর্ষণ সত্ত্বেও নাক্ষত্রিক পদার্থ বহন করে।

বড় লাল দৈত্য Betelgeuse আমাদের কাছে যথেষ্ট যে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এটি সম্পর্কে কিছু তথ্য সংগ্রহ করতে সক্ষম। উদাহরণস্বরূপ, বেটেলজিউসের নাক্ষত্রিক বায়ু সূর্যের চেয়ে বিলিয়ন গুণ বেশি শক্তিশালী বলে মনে করা হয়। এমনকি বেটেলজিউসের ভর সূর্যের তুলনায় 16 গুণ বেশি তা বিবেচনা করেও, এই ক্ষয়জনিত হারে এই ভর প্রায় এক মিলিয়ন বছরের মধ্যে সম্পূর্ণ গলে যেতে পারে (যদি এটি খুব তাড়াতাড়ি ভেঙে না যায়)।

দৃশ্যত, আমরা ধরে নিতে পারি যে আমাদের নক্ষত্রের সৌর বায়ু সাধারণভাবে সমস্ত নাক্ষত্রিক বায়ুর গড় তীব্রতা থেকে খুব বেশি দূরে নয়। যদি আমরা ধরে নিই যে আমাদের গ্যালাক্সিতে 300 বিলিয়ন নক্ষত্র আছে, তাহলে নাক্ষত্রিক বাতাসের মাধ্যমে হারিয়ে যাওয়া মোট ভর হবে 3 x 1020 kg/s।

এর মানে হল প্রতি 200 বছরে, একটি পরিমাণ পদার্থ নক্ষত্র থেকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে পালিয়ে যায়, ভরের সমানসূর্য ধরে নিলাম যে আমাদের গ্যালাক্সি 15 বিলিয়ন বছর পুরানো এবং এই সময়ে সৌর বায়ু একইভাবে "ফুটে", আমরা পাই যে নক্ষত্র থেকে মহাকাশে স্থানান্তরিত পদার্থের মোট ভর আমাদের সূর্যের মতো 75 মিলিয়ন তারার ভরের সমান , বা গ্যালাক্সির প্রায় 1/3 ভর।

কিন্তু তারার উপরিভাগের স্তর থেকে নাক্ষত্রিক বায়ুর উৎপত্তি হয় এবং এই স্তরগুলি সম্পূর্ণরূপে (বা প্রায় সম্পূর্ণ) হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের সমন্বয়ে গঠিত। অতএব, নাক্ষত্রিক বায়ু সম্পূর্ণরূপে (বা প্রায় সম্পূর্ণরূপে) একই হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম ধারণ করে এবং গ্যালাক্টিক মিশ্রণে কোনো ভারী নিউক্লিয়াস প্রবর্তন করে না।

নক্ষত্রের কেন্দ্রে ভারী নিউক্লিয়াস গঠিত হয় এবং নাক্ষত্রিক পৃষ্ঠ থেকে দূরে থাকার কারণে, তারার বায়ু গঠনের সময় গতিহীন থাকে।

যখন নাক্ষত্রিক কাঠামোর উপরের স্তরগুলিতে ভারী নিউক্লিয়াসের কিছু চিহ্ন থাকে (যেমন আমরা সূর্যে থাকি), তখন নাক্ষত্রিক বায়ু স্বাভাবিকভাবেই এই কয়েকটি নিউক্লিয়াসকে অন্তর্ভুক্ত করে। ভারী কোরগুলি মূলত নক্ষত্রের অভ্যন্তরে গঠিত হয়নি, তবে তারাটি ইতিমধ্যে তৈরি হওয়ার পরে সেখানে উপস্থিত হয়েছিল। তারা কিছু বাহ্যিক উত্সের ক্রিয়া থেকে উদ্ভূত হয়েছে যা আমাদের খুঁজে বের করতে হবে।

বিপর্যয়ের মধ্য দিয়ে প্রস্থান করুন

যদি নাক্ষত্রিক বায়ু এমন একটি প্রক্রিয়া না হয় যার মাধ্যমে একটি নক্ষত্রের কেন্দ্র থেকে মহাকাশে ভারী নিউক্লিয়াস স্থানান্তরিত হয়, তাহলে আমরা সেই হিংসাত্মক ঘটনার দিকে ফিরে যাই যখন একটি নক্ষত্র মূল ক্রম ছেড়ে চলে যায়।

এখানে আমরা অবিলম্বে তারা অধিকাংশ ক্রস আউট আছে.

বিদ্যমান নক্ষত্রের প্রায় 75-80% সূর্যের চেয়ে অনেক ছোট। তারা কত ছোট তার উপর নির্ভর করে 20 থেকে 200 বিলিয়ন বছর পর্যন্ত যে কোনও জায়গায় মূল ক্রমটিতে থাকে, যার মানে হল যে আজকে বিদ্যমান ছোট নক্ষত্রগুলির কোনওটিই মূল ক্রম ত্যাগ করেনি। এমনকি তাদের মধ্যে প্রাচীনতম, মহাবিশ্বের ভোরে বিগ ব্যাং-এর পর প্রথম বিলিয়ন বছর ধরে গঠিত, এখনও তাদের হাইড্রোজেন জ্বালানিকে সেই বিন্দুতে ব্যবহার করার সময় পায়নি যেখানে তাদের মূল ক্রমটি ছেড়ে দেওয়া উচিত।

এছাড়াও, যখন একটি ছোট তারকা মূল ক্রমটি ছেড়ে যায়, তখন এটি শান্তভাবে করে। আমরা যতদূর জানি, তারকাটি যত ছোট হবে, ততই শান্ত হবে এই ক্রমটি। একটি ছোট তারা (সাধারণভাবে, সমস্ত তারা) একটি লাল দৈত্যে প্রসারিত হবে, তবে এই ক্ষেত্রে, এই প্রসারণটি একটি ছোট লাল দৈত্য গঠনের দিকে পরিচালিত করবে। এটি সম্ভবত অন্যদের তুলনায় অনেক বেশি দিন বাঁচবে, বড় এবং আরও লক্ষণীয়, এবং অবশেষে, ভেঙে পড়বে, কমবেশি নিঃশব্দে সাদা বামনে পরিণত হবে, অবশ্যই, সিরিয়াস বি এর মতো ঘন নয়।

একটি ছোট নক্ষত্রের (প্রধানত কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন) গভীরতায় তৈরি হওয়া ভারী উপাদানগুলি মূল ক্রমটিতে তার অস্তিত্বের সময় এর মূল অংশে অবশিষ্ট থাকে, তারাটি একটি সাদা বামনে রূপান্তরিত হওয়ার পরেও সেখানে থাকবে। কোনো অবস্থাতেই তারা নগণ্য পরিমাণের বেশি আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের সঞ্চয়ে যাবে না। খুব বিরল ক্ষেত্রে ছাড়া, ছোট তারা থেকে উদ্ভূত ভারী উপাদানগুলি অনির্দিষ্টকালের জন্য এই তারাগুলিতে থাকে।

সূর্যের সমান ভরের নক্ষত্রগুলি (তাদের মধ্যে 10-20%) ভেঙে পড়ে এবং সাদা বামনে পরিণত হয়, শুধুমাত্র 5 থেকে 15 বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমটিতে অবস্থান করে। আমাদের সূর্য, যা প্রায় 10 বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমানুসারে থাকা উচিত ছিল, এখনও এটির উপরে রয়েছে কারণ এটি মাত্র 5 বিলিয়ন বছর আগে গঠিত হয়েছিল।

সূর্যের মতো নক্ষত্রগুলি, আমাদের সূর্যের চেয়ে পুরানো, এখন পর্যন্ত, সম্ভবত, মূল ক্রমটি ছেড়ে গেছে। আমাদের মহাবিশ্বের শৈশবকালে উত্থিত অন্যান্য অনুরূপ তারার ক্ষেত্রেও একই জিনিস ঘটেছিল। সূর্যের সমান ভরের নক্ষত্রগুলি ছোট নক্ষত্রের চেয়ে বড় লাল দৈত্য গঠন করে এবং এই লাল দৈত্যগুলি, সাদা বামনে পরিণত হওয়ার পর্যায়ে পৌঁছে, এই নক্ষত্রগুলির চেয়ে বেশি হিংস্রভাবে ভেঙে পড়ে। পতনের শক্তি তারার উপরের আবরণগুলিকে উড়িয়ে দেয় এবং তাদের মহাকাশে নিয়ে যায়, যা পূর্বে বর্ণিত ধরণের একটি গ্রহীয় নীহারিকা তৈরি করে।

সূর্যের আকৃতির নক্ষত্রের পতনের সময় গঠিত গ্যাসের প্রসারিত চার্জ তার মূল ভরের 10 থেকে 20% ধারণ করতে পারে। যাইহোক, এই বিষয়টি নক্ষত্রের বাইরের অঞ্চলগুলি থেকে দূরে নিয়ে যাওয়া হয় এবং এমনকি যখন এই ধরনের নক্ষত্রগুলি পতনের দ্বারপ্রান্তে থাকে, এই অঞ্চলগুলি মূলত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের মিশ্রণ ছাড়া আর কিছুই নয়।

এমনকি, যখন পতনের বিন্দুতে দাঁড়িয়ে থাকা একটি নক্ষত্রের অশান্তির ফলে, এর অভ্যন্তর থেকে ভারী নিউক্লিয়াসগুলিকে ভূপৃষ্ঠে আনা হয় এবং একটি গ্যাস প্রবাহের অংশ হিসাবে মহাকাশে বের করে দেওয়া হয়, তখনও এটি একটি ক্ষুদ্র, সবেমাত্র লক্ষণীয় অংশ। আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস মেঘে বিদ্যমান সেই ভারী নিউক্লিয়াস।

কিন্তু যেহেতু আমরা শ্বেত বামনগুলি কীভাবে তৈরি হয় সে সম্পর্কে থেমেছি, প্রশ্নটি উপযুক্ত: সেই বিশেষ ক্ষেত্রে কী ঘটে যখন সাদা বামন মানে শেষ নয়, তবে মহাকাশে পদার্থের বিতরণের একটি ফ্যাক্টর হিসাবে কাজ করে?

এই বইয়ের আগে, আমরা একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমের অংশ হিসাবে সাদা বামন সম্পর্কে কথা বলেছিলাম যা একটি সহচর তারকা একটি লাল দৈত্যের পর্যায়ে আসার ব্যয়ে পদার্থ জমা করতে সক্ষম। সময়ে সময়ে, একটি শ্বেত বামনের পৃষ্ঠের এই পদার্থের একটি অংশ একটি পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া দ্বারা আচ্ছাদিত হয়, এবং বিপুল শক্তি নির্গত হয়, যা শক্তির সাথে মহাকাশে ফিউশন পণ্য নিক্ষেপ করে, এটি একটি নতুন উজ্জ্বলতার সাথে জ্বলজ্বল করে।

কিন্তু শ্বেত বামন দ্বারা যে উপাদান তৈরি করা হচ্ছে তা বেশিরভাগই প্রসারিত লাল দৈত্যের বাইরের স্তর থেকে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম। ফিউশন বিক্রিয়া হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে পরিণত করে, এবং এটি হিলিয়াম মেঘ যা বিস্ফোরণের সময় মহাকাশে উড়ে যায়।

এর মানে এই যে এই শেষ ক্ষেত্রে, যদি কোন ভারী নিউক্লিয়াস সহচর নক্ষত্র থেকে আসে বা সংশ্লেষণ প্রক্রিয়ায় গঠিত হয়, তবে তাদের সংখ্যা এতই নগণ্য যে তারা আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা অনেক ভারী নিউক্লিয়াস ব্যাখ্যা করতে পারে না।

আমরা কি বাকি আছে?

ভারী নিউক্লিয়াসের একমাত্র সম্ভাব্য উৎস একটি সুপারনোভা।

একটি টাইপ 1 সুপারনোভা, যেমনটি আমি আগে ব্যাখ্যা করেছি, সাধারণ নোভাগুলির মতো একই মাটিতে ঘটে: একটি সাদা বামন একটি লাল দৈত্য হয়ে উঠতে চলেছে এমন কাছাকাছি সঙ্গীর কাছ থেকে পদার্থ গ্রহণ করে। পার্থক্য হল এখানে শ্বেত বামন চন্দ্রশেখর ভর সীমাতে রয়েছে, তাই যোগ করা ভর শেষ পর্যন্ত এটিকে সেই সীমার বাইরে ঠেলে দেয়। শ্বেত বামন পতনের জন্য ধ্বংসপ্রাপ্ত। একই সময়ে, এটিতে একটি শক্তিশালী পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটে এবং এটি বিস্ফোরিত হয়।

এর সম্পূর্ণ কাঠামো, ভরের সমান 1.4 সৌর ভরের, ধূলিকণাতে ভেঙ্গে যায় এবং প্রসারিত গ্যাসের মেঘে পরিণত হয়।

কিছু সময়ের জন্য আমরা এটি একটি সুপারনোভা হিসাবে পর্যবেক্ষণ করি, কিন্তু এই বিকিরণ, প্রথম মুহূর্তে খুব শক্তিশালী, ধীরে ধীরে অদৃশ্য হয়ে যায়। যা অবশিষ্ট থাকে তা হল একটি গ্যাসের মেঘ যা লক্ষ লক্ষ বছর ধরে প্রসারিত হয় যতক্ষণ না এটি আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের সাধারণ পটভূমিতে মিশে যায়।

যখন একটি সাদা বামন বিস্ফোরিত হয়, তখন বিপুল পরিমাণে কার্বন, নাইট্রোজেন, অক্সিজেন এবং নিয়ন (সবচেয়ে সাধারণ উপাদানগুলির সমস্ত ভারী নিউক্লিয়াস) মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে। বিস্ফোরণের সময়ই, আরও একটি পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটে, যার ফলে নিয়নের চেয়েও ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি হয়। অবশ্যই, খুব কম সংখ্যক সাদা বামনই যথেষ্ট বিশাল এবং টাইপ 1 সুপারনোভা হয়ে ওঠার জন্য একটি বড় সহচর নক্ষত্রের যথেষ্ট কাছাকাছি, কিন্তু গ্যালাক্সির জীবনের 14 বিলিয়ন বছরেরও বেশি সময় ধরে এমন অনেক বিস্ফোরণ ঘটেছে যে তারা আরও বেশি বিস্ফোরণ ঘটাতে পারে। আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসে উপলব্ধ ভারী নিউক্লিয়াসের উল্লেখযোগ্য সংখ্যক ব্যাখ্যা করার চেয়ে।

টাইপ 2 সুপারনোভার বিবর্তনের ফলে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের অবশিষ্ট ভারী নিউক্লিয়াস বিদ্যমান। এটা সম্পর্কে, যেমন বলা হয়েছিল, বিশাল নক্ষত্র সম্পর্কে, যা সূর্যের চেয়ে 10, 20 এবং এমনকি 60 গুণ ভারী।

লাল দৈত্যের আকারে নক্ষত্রের অস্তিত্বের পর্যায়ে, তাদের কোরে পারমাণবিক সংমিশ্রণ ঘটে, যা লোহার নিউক্লিয়াস সেখানে প্রচুর পরিমাণে গঠন শুরু না হওয়া পর্যন্ত চলতে থাকে। লোহার গঠন একটি মৃতপ্রায় যার বাইরে পারমাণবিক ফিউশন শক্তি উৎপাদনকারী যন্ত্র হিসেবে আর থাকতে পারে না। অতএব, তারকা একটি পতনের মধ্য দিয়ে যাচ্ছে.

যদিও নাক্ষত্রিক কেন্দ্রে লোহার নিউক্লিয়াস পর্যন্ত ভারী নিউক্লিয়াসের পর্যায়ক্রমে গভীর স্তর রয়েছে, তবুও নক্ষত্রের বাইরের অঞ্চলগুলিতে এখনও চিত্তাকর্ষক পরিমাণে অক্ষত হাইড্রোজেন রয়েছে, উচ্চ তাপমাত্রা এবং চাপের সংস্পর্শে কখনই এটিকে পারমাণবিক বিক্রিয়ায় প্রবেশ করতে বাধ্য করতে পারে না।

একটি দৈত্যাকার নক্ষত্রের পতন এত দ্রুত হয় যে এটি তাপমাত্রা এবং চাপ উভয় ক্ষেত্রেই একটি তীক্ষ্ণ, বিপর্যয়কর বৃদ্ধি অনুভব করে। সমস্ত হাইড্রোজেন (এবং হিলিয়ামও), যা এখন পর্যন্ত নিরবচ্ছিন্ন ছিল, এখন প্রতিক্রিয়া করছে, এবং সব একযোগে। ফলাফল হল একটি বিশাল বিস্ফোরণ যা আমরা পৃথিবী থেকে টাইপ 2 সুপারনোভা হিসাবে পর্যবেক্ষণ করি।

এই ক্ষেত্রে নির্গত শক্তি লোহার তুলনায় ভারী নিউক্লিয়াস গঠন করতে সক্ষম পারমাণবিক বিক্রিয়ায় যেতে পারে এবং যেতে পারে। এই ধরনের নিউক্লিয়াস গঠনের জন্য শক্তির প্রবাহের প্রয়োজন, কিন্তু একটি সুপারনোভার ক্রোধের মধ্যে, শক্তি দখল করা যায় না ... এইভাবে ইউরেনিয়াম পর্যন্ত নিউক্লিয়াস গঠিত হয় এবং ভারী হয়। তেজস্ক্রিয় (অর্থাৎ, অস্থির) নিউক্লিয়াস গঠনের জন্য যথেষ্ট শক্তি রয়েছে, যা সময়ের সাথে সাথে ক্ষয়প্রাপ্ত হবে।

প্রকৃতপক্ষে, মহাবিশ্বে বিদ্যমান সমস্ত ভারী নিউক্লিয়াস টাইপ 2 সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে গঠিত হয়েছিল।

অবশ্যই, এই ধরনের বিশাল নক্ষত্র, যেখান থেকে একটি টাইপ 2 সুপারনোভা বের হবে তা সাধারণ নয়। এক মিলিয়নের মধ্যে মাত্র একটি তারা, বা হয়তো তারও কম, এর জন্য যথেষ্ট ভর রয়েছে। যাইহোক, এটি এমন একটি বিরল ঘটনা নয় কারণ এটি প্রথম নজরে মনে হয়।

এইভাবে, আমাদের গ্যালাক্সিতে হাজার হাজার তারা রয়েছে যা সম্ভাব্য টাইপ 2 সুপারনোভা।

যেহেতু দৈত্যাকার নক্ষত্রগুলি সর্বাধিক কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে কেবলমাত্র মূল ক্রমটিতে থাকতে পারে, তাই আমাদের অবাক হওয়ার অধিকার রয়েছে: কেন সেগুলি অনেক আগে বিস্ফোরিত এবং অদৃশ্য হয়ে গেল না? আসল বিষয়টি হল যে নতুন নক্ষত্রগুলি সর্বদা গঠিত হয় এবং তাদের মধ্যে কিছু তারা অনেক বড় ভরের তারা। আমরা এখন যে টাইপ 2 সুপারনোভা দেখি তা হল তারার অগ্ন্যুৎপাত যা মাত্র কয়েক মিলিয়ন বছর আগে গঠিত হয়েছিল। টাইপ 2 সুপারনোভা, যা দূরবর্তী ভবিষ্যতে ঘটবে, বড় তারার বিস্ফোরণ হবে যা আজ পর্যন্ত নেই। হয়তো সেখানে সুপারনোভা এবং আরও জমকালো থাকবে। তুলনামূলকভাবে সম্প্রতি পর্যন্ত, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নিশ্চিত ছিলেন যে সূর্যের চেয়ে 60 গুণ বেশি ভরের নক্ষত্রগুলি সম্ভবত একেবারেই নেই। এটা বিশ্বাস করা হয়েছিল যে এই ধরনের তারাগুলি তাদের কোরে এত বেশি তাপ বিকাশ করবে যে তারা বিশাল মাধ্যাকর্ষণ সত্ত্বেও অবিলম্বে বিস্ফোরিত হবে।

অন্য কথায়, তারা এমনকি গঠন করতে সক্ষম হবে না.

যাইহোক, 1980 এর দশকে, এটি উপলব্ধি করা হয়েছিল যে এই যুক্তিগুলি কিছু দিক বিবেচনায় নেয়নি। সাধারণ তত্ত্বআইনস্টাইনের আপেক্ষিকতা। জ্যোতির্বিজ্ঞানের গণনায় এই দিকগুলি বিবেচনায় নেওয়ার পরে, এটি প্রমাণিত হয়েছিল যে তারাগুলি 100 সৌর ব্যাস এবং 2000 বার সূর্যের ভর এখনও স্থিতিশীল হতে পারে। তদুপরি, বেশ কয়েকটি জ্যোতির্বিদ্যাগত পর্যবেক্ষণ নিশ্চিত করেছে যে এই জাতীয় সুপারম্যাসিভ তারার অস্তিত্ব রয়েছে।

স্বাভাবিকভাবেই, সুপারম্যাসিভ নক্ষত্রগুলি শেষ পর্যন্ত ভেঙে পড়ে এবং সুপারনোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হয়, যা সাধারণ সুপারনোভার তুলনায় অনেক বেশি শক্তি এবং অনেক বেশি সময় ধরে উৎপন্ন করে। এই সুপার এক্সপ্লোশনগুলিকে দৃশ্যত টাইপ 3 সুপারনোভা হিসাবে বিবেচনা করা উচিত।

প্রায় একই সময়ে, সোভিয়েত জ্যোতির্বিজ্ঞানী ভিপি উট্রোবিন সেখানে একটি সুপারনোভা খুঁজে বের করার জন্য বিগত বছরগুলির জ্যোতির্বিজ্ঞানের রেকর্ডগুলি পূর্ববর্তীভাবে অধ্যয়ন করার সিদ্ধান্ত নিয়েছিলেন, যা তার প্রকৃতি অনুসারে একটি টাইপ 3 সুপারনোভা হবে। তিনি পরামর্শ দেন যে 1901 সালে গ্যালাক্সিতে একটি সুপারনোভা আবিষ্কৃত হয়েছিল। নক্ষত্রমণ্ডল পার্সিয়াস, ঠিক তাই। দিন বা সপ্তাহে শীর্ষে যাওয়ার পরিবর্তে, এই সুপারনোভাটি তার সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় পৌঁছতে পুরো এক বছর সময় নেয়, তারপরে এটি খুব ধীরে ধীরে বিবর্ণ হয়ে যায়, পরবর্তী নয় বছর ধরে দৃশ্যমান থাকে।

এটি দ্বারা নির্গত মোট শক্তি একটি সাধারণ সুপারনোভার শক্তির চেয়ে 10 গুণ বেশি ছিল। এমনকি আমাদের সময়ে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ভেবেছিলেন এটি দুর্দান্ত ছিল এবং তারা স্পষ্টতই বিভ্রান্ত হয়েছিলেন।

এই ধরনের অতি ভারী নক্ষত্রগুলি অত্যন্ত বিরল, তবে তারা যে ভারী নিউক্লিয়াস তৈরি করে তার সংখ্যা সাধারণ সুপারনোভা দ্বারা উত্পাদিত নিউক্লিয়াসের সংখ্যার চেয়ে হাজার গুণ বা তার বেশি। এর মানে হল যে সুপারহেভি নক্ষত্র দ্বারা তৈরি আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস মেঘে ভারী নিউক্লিয়াসের অবদান অনেক বড়। আমাদের গ্যালাক্সিতে এর অস্তিত্বের সময়, দৃশ্যত, বিভিন্ন সুপারনোভার 300 মিলিয়ন বিস্ফোরণ ঘটেছে (এবং একই সংখ্যা, একে অপরের আকারের পার্থক্যের জন্য সামঞ্জস্য করা হয়েছে), এবং এটি আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসে ভারী নিউক্লিয়াসের মজুদ ব্যাখ্যা করার জন্য যথেষ্ট। , সাধারণ নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলিতে (এবং আমাদের গ্রহ ব্যবস্থা ছাড়াও - যে কোনও গ্রহে)।

এখন আপনি দেখতে পাচ্ছেন যে কার্যত সমগ্র পৃথিবী এবং আমাদের সকলেই প্রায় সম্পূর্ণরূপে নক্ষত্রের অভ্যন্তরে গঠিত পরমাণু দ্বারা গঠিত (আমাদের সূর্য ব্যতীত) এবং প্রাথমিক সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে। আমরা পৃথক পরমাণুর দিকে নির্দেশ করতে পারি না এবং বলতে পারি না যে তারা কোন নক্ষত্রে জন্মগ্রহণ করেছিল এবং ঠিক কখন তারা মহাকাশে নিক্ষিপ্ত হয়েছিল, তবে আমরা জানি যে তারা কোনও দূরবর্তী তারাতে জন্মগ্রহণ করেছিল এবং সুদূর অতীতে একটি বিস্ফোরণের ফলে আমাদের কাছে এসেছিল।

আমরা, এবং আমাদের পৃথিবী, এইভাবে, কেবল তারা থেকে নয়, বিস্ফোরিত নক্ষত্র থেকে উদ্ভূত। আমরা সুপারনোভা থেকে এসেছি!

মন্তব্য:

পৃথিবীর সবচেয়ে কাছের রেডিয়েশন বেল্টের সবচেয়ে ভিতরের অংশ, "ভ্যান অ্যালেন বেল্ট", প্রোটন এবং ইলেকট্রন দ্বারা গঠিত হয় যা পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের উপরের স্তরগুলি থেকে উদ্ভূত নিউট্রনের ক্ষয় থেকে উদ্ভূত হয় - বিঃদ্রঃ. এড

সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন সম্পর্কে ধারণার জন্ম এবং বিকাশের প্রক্রিয়াটি বোঝার জন্য, এই প্রক্রিয়াটি বোঝার বিষয়ে মানুষের ধারণার ইতিহাস জানা প্রয়োজন। একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর তৈরি করার ক্ষেত্রে অনেকগুলি অমীমাংসিত তাত্ত্বিক এবং প্রযুক্তিগত সমস্যা রয়েছে যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন নিয়ন্ত্রণের প্রক্রিয়াটি ঘটে। অনেক বিজ্ঞানী, এমনকি বিজ্ঞানের কর্মকর্তারাও এই সমস্যার ইতিহাসের সাথে পরিচিত নন।

এটি সঠিকভাবে মানবতার দ্বারা সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বোঝার এবং উপস্থাপনের ইতিহাস সম্পর্কে অজ্ঞতা যা থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরগুলির নির্মাতাদের ভুল কর্মের দিকে পরিচালিত করেছিল। এটি একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর তৈরিতে ষাট বছরের ব্যর্থতার দ্বারা প্রমাণিত হয়, অনেক উন্নত দেশের বিপুল পরিমাণ অর্থের অপচয়। সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ এবং অকাট্য প্রমাণ হল যে একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি 60 বছর ধরে তৈরি হয়নি। অধিকন্তু, মিডিয়ার সুপরিচিত বৈজ্ঞানিক কর্তৃপক্ষ 30...40 বছরের মধ্যে একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর (UTNR) তৈরির প্রতিশ্রুতি দিয়েছে।

2. ওকামের রেজার

Occam's Razor হল একটি পদ্ধতিগত নীতি যা ইংরেজ ফ্রান্সিসকান ফ্রিয়ার, নামধারী দার্শনিক উইলিয়ামের নামে নামকরণ করা হয়েছে। একটি সরলীকৃত আকারে, এটি পড়ে: "একটি অপ্রয়োজনীয়ভাবে বিদ্যমান জিনিসগুলিকে গুণিত করা উচিত নয়" (বা "একটি তার জন্য চরম প্রয়োজন ছাড়া নতুন সত্তাকে আকৃষ্ট করা উচিত নয়")। এই নীতিটি পদ্ধতিগত হ্রাসবাদের ভিত্তি তৈরি করে, যাকে মিতব্যয়ের নীতি বা অর্থনীতির আইনও বলা হয়। কখনও কখনও নীতিটি এই শব্দগুলিতে প্রকাশ করা হয়: "যা কম পরিপ্রেক্ষিতে ব্যাখ্যা করা যায় তা বেশি পরিপ্রেক্ষিতে প্রকাশ করা উচিত নয়।"

আধুনিক বিজ্ঞানে, Occam's Razor কে সাধারণত একটি সাধারণ নীতি হিসাবে বোঝানো হয়, এই বলে যে যদি একটি ঘটনার বেশ কিছু যৌক্তিকভাবে সামঞ্জস্যপূর্ণ সংজ্ঞা বা ব্যাখ্যা থাকে, তাহলে তাদের মধ্যে সবচেয়ে সহজটিকে সঠিক বলে বিবেচনা করা উচিত।

নীতির বিষয়বস্তু নিম্নরূপ সরলীকৃত করা যেতে পারে: একটি ঘটনা ব্যাখ্যা করার জন্য জটিল আইন প্রবর্তনের প্রয়োজন নেই যদি এই ঘটনাটিকে সাধারণ আইন দ্বারা ব্যাখ্যা করা যায়। এখন এই নীতি বৈজ্ঞানিক সমালোচনামূলক চিন্তার একটি শক্তিশালী হাতিয়ার। ওকাম নিজেই ঈশ্বরের অস্তিত্বের নিশ্চিতকরণ হিসাবে এই নীতি প্রণয়ন করেছিলেন। তারা, তার মতে, নতুন কিছু প্রবর্তন না করে অবশ্যই সবকিছু ব্যাখ্যা করতে পারে।

তথ্য তত্ত্বের ভাষায় সংস্কার করা, "Occam's Razor" এর নীতিতে বলা হয়েছে যে সবচেয়ে সঠিক বার্তা হল ন্যূনতম দৈর্ঘ্যের বার্তা।

অ্যালবার্ট আইনস্টাইন "অক্যামের রেজার" নীতিটিকে নিম্নরূপ সংস্কার করেছিলেন: "যতদিন সম্ভব সবকিছুকে সরলীকরণ করা উচিত, তবে আর নয়।"

3. সূর্যের উপর মানবজাতির থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বোঝার এবং উপস্থাপনের শুরু সম্পর্কে

পৃথিবীর সমস্ত বাসিন্দারা দীর্ঘকাল ধরে এই সত্যটি বুঝতে পেরেছিল যে সূর্য পৃথিবীকে উষ্ণ করে, তবে সৌর শক্তির উত্সগুলি সবার কাছে অবোধ্য ছিল। 1848 সালে, রবার্ট মায়ার উল্কাপিণ্ডের অনুমানকে সামনে রেখেছিলেন, যা অনুসারে উল্কাপাতের বোমাবর্ষণে সূর্য উত্তপ্ত হয়। যাইহোক, এত প্রয়োজনীয় সংখ্যক উল্কাপাতের সাথে, পৃথিবীও খুব গরম হবে; উপরন্তু, স্থলজ ভূতাত্ত্বিক স্তর প্রধানত উল্কা দ্বারা গঠিত হবে; অবশেষে, সূর্যের ভর বাড়াতে হয়েছিল, এবং এটি গ্রহগুলির গতিবিধিকে প্রভাবিত করবে।

তাই, 19 শতকের দ্বিতীয়ার্ধে, অনেক গবেষক হেলমহোল্টজ (1853) এবং লর্ড কেলভিন দ্বারা বিকশিত সবচেয়ে প্রশংসনীয় তত্ত্ব বিবেচনা করেছিলেন, যিনি পরামর্শ দিয়েছিলেন যে ধীর মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে সূর্য উত্তপ্ত হয় ("কেলভিন-হেল্মহোল্টজ প্রক্রিয়া")। এই পদ্ধতির উপর ভিত্তি করে গণনা করা হয়েছে সূর্যের সর্বোচ্চ বয়স 20 মিলিয়ন বছর, এবং যে সময় পরে সূর্য অস্ত যাবে - 15 মিলিয়ন বছরের বেশি নয়। যাইহোক, এই অনুমানটি পাথরের বয়সের ভূতাত্ত্বিক তথ্যের বিপরীতে, যা অনেক বড় সংখ্যা নির্দেশিত. উদাহরণস্বরূপ, চার্লস ডারউইন উল্লেখ করেছেন যে ভেন্ডিয়ান আমানতের ক্ষয় কমপক্ষে 300 মিলিয়ন বছর স্থায়ী হয়েছিল। তবুও, Brockhaus এবং Efron Encyclopedia মহাকর্ষীয় মডেলকেই একমাত্র গ্রহণযোগ্য বলে মনে করে।

শুধুমাত্র 20 শতকে এই সমস্যার "সঠিক" সমাধান পাওয়া গেছে। প্রাথমিকভাবে, রাদারফোর্ড এই অনুমানটি উপস্থাপন করেছিলেন যে সূর্যের অভ্যন্তরীণ শক্তির উত্স হল তেজস্ক্রিয় ক্ষয়। 1920 সালে, আর্থার এডিংটন পরামর্শ দেন যে সূর্যের অভ্যন্তরে চাপ এবং তাপমাত্রা এত বেশি যে সেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটতে পারে, যেখানে হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস (প্রোটন) হিলিয়াম-4 নিউক্লিয়াসে মিশে যায়। যেহেতু পরবর্তীটির ভর চারটি মুক্ত প্রোটনের ভরের যোগফলের চেয়ে কম, তাই আইনস্টাইনের সূত্র অনুসারে এই বিক্রিয়ায় ভরের অংশ ই = mc 2 শক্তিতে রূপান্তরিত হয়। সূর্যের সংমিশ্রণে হাইড্রোজেন প্রাধান্য পাওয়ার বিষয়টি 1925 সালে সিসিলি পেইন দ্বারা নিশ্চিত করা হয়েছিল।

নিউক্লিয়ার ফিউশন তত্ত্বটি 1930 এর দশকে জ্যোতির্পদার্থবিদ চন্দ্রশেখর এবং হান্স বেথে দ্বারা বিকশিত হয়েছিল। বেথে বিশদভাবে গণনা করেছেন দুটি প্রধান থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া যা সূর্যের শক্তির উৎস। অবশেষে, 1957 সালে, মার্গারেট বারব্রিজের কাজ "নক্ষত্রের উপাদানগুলির সংশ্লেষণ" প্রকাশিত হয়েছিল, যেখানে এটি দেখানো হয়েছিল, এটি প্রস্তাব করা হয়েছিল যে মহাবিশ্বের বেশিরভাগ উপাদান তারাগুলিতে নিউক্লিওসিন্থেসিসের ফলে উদ্ভূত হয়েছিল।

4. সূর্যের মহাকাশ অনুসন্ধান

জ্যোতির্বিজ্ঞানী হিসাবে এডিংটনের প্রথম কাজগুলি নক্ষত্রের গতিবিধি এবং নাক্ষত্রিক সিস্টেমের গঠন অধ্যয়নের সাথে যুক্ত। কিন্তু, তার প্রধান যোগ্যতা হল তিনি নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ কাঠামোর তত্ত্ব তৈরি করেছিলেন। ঘটনার দৈহিক সারমর্মের গভীর অন্তর্দৃষ্টি এবং সবচেয়ে জটিল গাণিতিক গণনার পদ্ধতিগুলির আয়ত্ত এডিংটনকে নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন, আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থের অবস্থা, গতি এবং বন্টনের মতো জ্যোতির্পদার্থবিদ্যার ক্ষেত্রে অনেকগুলি মৌলিক ফলাফল পেতে দেয়। গ্যালাক্সিতে তারার।

এডিংটন কিছু লাল দৈত্য নক্ষত্রের ব্যাস গণনা করেছিলেন, সিরিয়াস নক্ষত্রের বামন উপগ্রহের ঘনত্ব নির্ধারণ করেছিলেন - এটি অস্বাভাবিকভাবে বেশি বলে প্রমাণিত হয়েছিল। একটি নক্ষত্রের ঘনত্ব নির্ধারণে এডিংটনের কাজ সুপারডেন্স (ক্ষয়প্রাপ্ত) গ্যাসের পদার্থবিদ্যার বিকাশের জন্য একটি অনুপ্রেরণা হিসাবে কাজ করেছিল। এডিংটন আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বের একজন ভালো ব্যাখ্যাকারী ছিলেন। তিনি এই তত্ত্ব দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণী করা প্রভাবগুলির মধ্যে একটির প্রথম পরীক্ষামূলক পরীক্ষা করেছিলেন: একটি বিশাল নক্ষত্রের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রে আলোক রশ্মির বিচ্যুতি। 1919 সালে সূর্যগ্রহণের সময় তিনি এটি করতে সক্ষম হন। অন্যান্য বিজ্ঞানীদের সাথে একত্রে এডিংটন তারার গঠন সম্পর্কে আধুনিক জ্ঞানের ভিত্তি স্থাপন করেন।

5. থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন - দহন!?

দৃশ্যত, থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন কি? মূলত, এটা জ্বলন. কিন্তু এটা স্পষ্ট যে এটি স্থানের প্রতি ইউনিট আয়তনে খুব উচ্চ শক্তির দহন। এবং এটা স্পষ্ট যে এটি একটি জারণ প্রক্রিয়া নয়। এখানে, দহন প্রক্রিয়ায়, অন্যান্য উপাদান জড়িত থাকে, যা পুড়ে যায়, তবে বিশেষ শারীরিক অবস্থার অধীনে।

দহন বিবেচনা করুন।

রাসায়নিক দহন হল একটি জটিল ভৌত ও রাসায়নিক প্রক্রিয়া যা দাহ্য মিশ্রণের উপাদানকে তাপীয় বিকিরণ, আলো এবং দীপ্তিময় শক্তির মুক্তির মাধ্যমে দহন পণ্যে রূপান্তরিত করে।

রাসায়নিক দহন বিভিন্ন ধরণের দহনে বিভক্ত।

সাবসনিক দহন (ডিফ্ল্যাগ্রেশন), বিস্ফোরণ এবং বিস্ফোরণের বিপরীতে, কম গতিতে এগিয়ে যায় এবং একটি শক ওয়েভ গঠনের সাথে সম্পর্কিত নয়। সাবসনিক দহনের মধ্যে রয়েছে স্বাভাবিক লেমিনার এবং অশান্ত শিখা প্রসারণ এবং সুপারসনিক দহন বলতে বিস্ফোরণ বোঝায়।

দহন তাপীয় এবং শৃঙ্খলে বিভক্ত। তাপ দহন উপর ভিত্তি করে রাসায়নিক বিক্রিয়া, মুক্তির তাপ জমা হওয়ার কারণে প্রগতিশীল স্ব-ত্বরণের সাথে এগিয়ে যেতে সক্ষম। কম চাপে কিছু গ্যাস-ফেজ বিক্রিয়ায় চেইন দহন ঘটে।

পর্যাপ্ত পরিমাণে বড় তাপীয় প্রভাব এবং সক্রিয়করণ শক্তি সহ সমস্ত প্রতিক্রিয়ার জন্য তাপীয় স্ব-ত্বরণ শর্তগুলি সরবরাহ করা যেতে পারে।

স্ব-ইগনিশনের ফলে জ্বলন স্বতঃস্ফূর্তভাবে শুরু হতে পারে বা ইগনিশনের মাধ্যমে শুরু হতে পারে। স্থির বাহ্যিক অবস্থার অধীনে, ক্রমাগত জ্বলন একটি স্থির মোডে এগিয়ে যেতে পারে, যখন প্রক্রিয়াটির প্রধান বৈশিষ্ট্যগুলি - প্রতিক্রিয়া হার, তাপ প্রকাশের হার, তাপমাত্রা এবং পণ্যের রচনা - সময়ের সাথে পরিবর্তন হয় না, বা পর্যায়ক্রমিক মোডে, যখন এই বৈশিষ্ট্যগুলি তাদের গড় মানের চারপাশে ওঠানামা করে। তাপমাত্রার উপর প্রতিক্রিয়া হারের শক্তিশালী অরৈখিক নির্ভরতার কারণে, দহন অত্যন্ত সংবেদনশীল বাহ্যিক অবস্থা. দহনের একই বৈশিষ্ট্য একই অবস্থার (হিস্টেরেসিস প্রভাব) অধীনে বেশ কয়েকটি স্থির শাসনের অস্তিত্ব নির্ধারণ করে।

ভলিউমেট্রিক দহন আছে, এটি সুপরিচিত এবং প্রায়শই দৈনন্দিন জীবনে ব্যবহৃত হয়।

প্রসারণ দহন।এটি জ্বলন অঞ্চলে জ্বালানী এবং অক্সিডাইজারের পৃথক সরবরাহ দ্বারা চিহ্নিত করা হয়। উপাদানগুলির মিশ্রণ দহন অঞ্চলে সঞ্চালিত হয়। উদাহরণ: একটি রকেট ইঞ্জিনে হাইড্রোজেন এবং অক্সিজেনের দহন।

একটি premixed মাধ্যমের দহন.নাম থেকে বোঝা যায়, জ্বলন এমন একটি মিশ্রণে ঘটে যেখানে জ্বালানী এবং অক্সিডাইজার উভয়ই উপস্থিত থাকে। উদাহরণ: একটি পেট্রল-এয়ার মিশ্রণের একটি অভ্যন্তরীণ দহন ইঞ্জিনের সিলিন্ডারে একটি স্পার্ক প্লাগ দিয়ে প্রক্রিয়া শুরু করার পরে জ্বলন।

শিখাহীন দহন।প্রচলিত দহনের বিপরীতে, যখন অক্সিডাইজিং শিখা এবং শিখা হ্রাস করার অঞ্চলগুলি পরিলক্ষিত হয়, তখন শিখাহীন জ্বলনের জন্য পরিস্থিতি তৈরি করা সম্ভব। একটি উদাহরণ হল অনুঘটক জারণ জৈবপদার্থএকটি উপযুক্ত অনুঘটকের পৃষ্ঠে, উদাহরণস্বরূপ, প্ল্যাটিনাম কালোতে ইথানলের অক্সিডেশন।

স্মোল্ডারিং।এক ধরনের দহন যাতে কোনো শিখা তৈরি হয় না এবং দহন অঞ্চল ধীরে ধীরে উপাদানের মাধ্যমে ছড়িয়ে পড়ে। স্মোল্ডারিং সাধারণত ছিদ্রযুক্ত বা তন্তুযুক্ত পদার্থের সাথে উচ্চ বাতাসের উপাদান বা অক্সিডাইজিং এজেন্ট দ্বারা গর্ভবতী হয়ে দেখা যায়।

অটোজেনাস দহন।স্ব-টেকসই দহন. শব্দটি বর্জ্য জ্বালানো প্রযুক্তিতে ব্যবহৃত হয়। বর্জ্যের অটোজেনাস (স্ব-টেকসই) দহনের সম্ভাবনা ব্যালাস্টিং উপাদানগুলির সর্বাধিক উপাদান দ্বারা নির্ধারিত হয়: আর্দ্রতা এবং ছাই।

শিখা হল স্থানের একটি অঞ্চল যেখানে দহন ঘটে গ্যাস পর্যায়ে, দৃশ্যমান এবং (বা) ইনফ্রারেড বিকিরণ দ্বারা।

মোমবাতি জ্বালানোর সময় আমরা যে সাধারণ শিখা দেখি, লাইটার বা ম্যাচের শিখা তা হল গরম গ্যাসের একটি প্রবাহ, যা পৃথিবীর মাধ্যাকর্ষণ শক্তির কারণে উল্লম্বভাবে প্রসারিত হয় (গরম গ্যাসগুলি উপরে উঠতে থাকে)।

6. সূর্য সম্পর্কে আধুনিক ভৌত ও রাসায়নিক ধারণা

প্রধান বৈশিষ্ট্য:

ফটোস্ফিয়ারের গঠন:

সূর্য হল আমাদের সৌরজগতের কেন্দ্রীয় এবং একমাত্র নক্ষত্র, যার চারপাশে এই সিস্টেমের অন্যান্য বস্তু ঘোরে: গ্রহ এবং তাদের উপগ্রহ, বামন গ্রহ এবং তাদের উপগ্রহ, গ্রহাণু, উল্কা, ধূমকেতু এবং মহাজাগতিক ধূলিকণা। সূর্যের ভর (তাত্ত্বিকভাবে) সমগ্র সৌরজগতের মোট ভরের 99.8%। সৌর বিকিরণ পৃথিবীতে জীবনকে সমর্থন করে (সালোকসংশ্লেষণ প্রক্রিয়ার প্রাথমিক পর্যায়ে ফোটন প্রয়োজনীয়), জলবায়ু নির্ধারণ করে।

বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাস অনুসারে, সূর্য G2V ("হলুদ বামন") টাইপের অন্তর্গত। সূর্যের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা 6000 K-এ পৌঁছে, তাই সূর্য প্রায় সাদা আলোয় জ্বলে, কিন্তু পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল দ্বারা বর্ণালীটির স্বল্প-তরঙ্গদৈর্ঘ্যের অংশের শক্তিশালী বিক্ষিপ্তকরণ এবং শোষণের কারণে, সূর্যের সরাসরি আলো পৃষ্ঠের কাছাকাছি। আমাদের গ্রহ একটি নির্দিষ্ট হলুদ আভা অর্জন করে।

সৌর বর্ণালীতে আয়নিত এবং নিরপেক্ষ ধাতুগুলির পাশাপাশি আয়নযুক্ত হাইড্রোজেন রয়েছে। আমাদের মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে আনুমানিক 100 মিলিয়ন G2 তারা রয়েছে। একই সময়ে, আমাদের ছায়াপথের 85% নক্ষত্র হল সূর্যের চেয়ে কম উজ্জ্বল নক্ষত্র (তাদের বেশিরভাগই তাদের বিবর্তন চক্রের শেষে লাল বামন)। সমস্ত প্রধান-ক্রম নক্ষত্রের মতো, সূর্য পারমাণবিক ফিউশনের মাধ্যমে শক্তি উৎপন্ন করে।

সৌর বিকিরণ পৃথিবীর শক্তির প্রধান উৎস। এর শক্তি সৌর ধ্রুবক দ্বারা চিহ্নিত করা হয় - সূর্যের রশ্মির সাথে লম্বভাবে একটি ইউনিট ক্ষেত্রফলের মধ্য দিয়ে যাওয়া শক্তির পরিমাণ। একটি জ্যোতির্বিদ্যা ইউনিটের দূরত্বে (অর্থাৎ পৃথিবীর কক্ষপথে), এই ধ্রুবকটি প্রায় 1370 W/m 2।

পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময়, সৌর বিকিরণ প্রায় 370 W / m 2 শক্তি হারায় এবং শুধুমাত্র 1000 W / m 2 পৃথিবীর পৃষ্ঠে পৌঁছায় (স্বচ্ছ আবহাওয়ায় এবং যখন সূর্য তার শীর্ষে থাকে)। এই শক্তি বিভিন্ন প্রাকৃতিক ও কৃত্রিম প্রক্রিয়ায় ব্যবহার করা যেতে পারে। সুতরাং, সালোকসংশ্লেষণের সাহায্যে উদ্ভিদ এটি একটি রাসায়নিক আকারে (অক্সিজেন এবং জৈব যৌগ) প্রক্রিয়া করে। সূর্যের রশ্মি থেকে সরাসরি উত্তাপ বা ফোটোভোলটাইক কোষ ব্যবহার করে শক্তি রূপান্তর বিদ্যুৎ (সৌর বিদ্যুৎ কেন্দ্র) বা অন্যান্য দরকারী কাজ সম্পাদন করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। সুদূর অতীতে, তেল এবং অন্যান্য জীবাশ্ম জ্বালানীতে সঞ্চিত শক্তিও সালোকসংশ্লেষণের মাধ্যমে পাওয়া যেত।

সূর্য একটি চৌম্বকীয়ভাবে সক্রিয় নক্ষত্র। এটির একটি শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে যা সময়ের সাথে সাথে পরিবর্তিত হয় এবং প্রায় প্রতি 11 বছরে, সৌর সর্বোচ্চ সময়ে দিক পরিবর্তন করে। সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্রের পরিবর্তনগুলি বিভিন্ন ধরণের প্রভাব সৃষ্টি করে, যার সামগ্রিকতাকে সৌর কার্যকলাপ বলা হয় এবং এতে সূর্যের দাগ, সৌর শিখা, সৌর বায়ুর ভিন্নতা ইত্যাদির মতো ঘটনা অন্তর্ভুক্ত থাকে এবং পৃথিবীতে এটি উচ্চ এবং মধ্য অক্ষাংশে অরোরা সৃষ্টি করে এবং ভূ-চৌম্বকীয় ঝড়, যা নেতিবাচকভাবে যোগাযোগ সুবিধার কার্যক্রমকে প্রভাবিত করে, বিদ্যুত প্রেরণের মাধ্যম এবং জীবন্ত প্রাণীকেও নেতিবাচকভাবে প্রভাবিত করে, যার ফলে মানুষের মাথাব্যথা এবং খারাপ স্বাস্থ্যের সৃষ্টি হয় (চৌম্বকীয় ঝড়ের প্রতি সংবেদনশীল ব্যক্তিদের মধ্যে)। সূর্য হল তৃতীয় প্রজন্মের (জনসংখ্যা I) একটি তরুণ নক্ষত্র যার উচ্চ পরিমাণে ধাতু রয়েছে, অর্থাৎ এটি প্রথম এবং দ্বিতীয় প্রজন্মের (যথাক্রমে III এবং II) তারার অবশিষ্টাংশ থেকে গঠিত হয়েছিল।

সূর্যের বর্তমান বয়স (আরো সুনির্দিষ্টভাবে, মূল ক্রমটিতে এর অস্তিত্বের সময়), তারার বিবর্তনের কম্পিউটার মডেলগুলি ব্যবহার করে অনুমান করা হয়েছে, প্রায় 4.57 বিলিয়ন বছর।

সূর্যের জীবনচক্র।সূর্য আনুমানিক 4.59 বিলিয়ন বছর আগে গঠিত হয়েছিল বলে মনে করা হয় যখন আণবিক হাইড্রোজেনের একটি মেঘ মহাকর্ষ শক্তির ক্রিয়ায় দ্রুত সংকুচিত হয়ে আমাদের গ্যালাক্সি অঞ্চলে টি টরাস ধরণের তারার জনসংখ্যার প্রথম ধরণের তারা তৈরি করে।

সূর্যের মতো একই ভরের একটি নক্ষত্রের মূল ক্রমটিতে মোট প্রায় 10 বিলিয়ন বছর থাকা উচিত। এইভাবে, এখন সূর্য প্রায় তার জীবনচক্রের মাঝখানে। বর্তমান পর্যায়ে, সৌর কোরে হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরের থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটছে। সূর্যের কেন্দ্রে প্রতি সেকেন্ডে, প্রায় 4 মিলিয়ন টন পদার্থ দীপ্তিমান শক্তিতে রূপান্তরিত হয়, যার ফলে সৌর বিকিরণ এবং সৌর নিউট্রিনোর একটি প্রবাহ তৈরি হয়।

7. সূর্যের অভ্যন্তরীণ এবং বাহ্যিক গঠন সম্পর্কে মানবজাতির তাত্ত্বিক ধারণা

সূর্যের কেন্দ্রে রয়েছে সৌর কোর। ফটোস্ফিয়ার হল সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ, যা বিকিরণের প্রধান উৎস। সূর্য একটি সৌর করোনা দ্বারা বেষ্টিত, যার তাপমাত্রা খুব বেশি, কিন্তু এটি অত্যন্ত বিরল, তাই এটি শুধুমাত্র সম্পূর্ণ সূর্যগ্রহণের সময় খালি চোখে দেখা যায়।

প্রায় 150,000 কিলোমিটার ব্যাসার্ধের সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশ, যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে, তাকে সৌর কোর বলা হয়। মূল অংশে পদার্থের ঘনত্ব প্রায় 150,000 কেজি/মি SOHO মিশন দ্বারা পরিচালিত তথ্যের একটি তাত্ত্বিক বিশ্লেষণে দেখা গেছে যে মূলে সূর্যের তার অক্ষের চারপাশে ঘূর্ণনের গতি পৃষ্ঠের তুলনায় অনেক বেশি। একটি প্রোটন-প্রোটন থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া নিউক্লিয়াসে সঞ্চালিত হয়, যার ফলস্বরূপ চারটি প্রোটন থেকে হিলিয়াম -4 গঠিত হয়। একই সময়ে, প্রতি সেকেন্ডে 4.26 মিলিয়ন টন পদার্থ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়, কিন্তু এই মান সূর্যের ভরের তুলনায় নগণ্য - 2·10 27 টন।

কেন্দ্রের উপরে, তার কেন্দ্র থেকে সূর্যের ব্যাসার্ধের প্রায় 0.2 ... 0.7 দূরত্বে, একটি বিকিরণ স্থানান্তর অঞ্চল রয়েছে যেখানে কোনও ম্যাক্রোস্কোপিক নড়াচড়া নেই, ফোটনের "পুনঃ নির্গমন" এর সাহায্যে শক্তি স্থানান্তরিত হয়।

সূর্যের পরিবাহী অঞ্চল। সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি, প্লাজমার ঘূর্ণি মিশ্রন ঘটে এবং পৃষ্ঠে শক্তি স্থানান্তর প্রধানত বস্তুর গতির দ্বারা ঘটে। শক্তি স্থানান্তরের এই পদ্ধতিকে পরিচলন বলা হয় এবং সূর্যের পৃষ্ঠতলের স্তর, প্রায় 200,000 কিমি পুরু, যেখানে এটি ঘটে, তাকে পরিবাহী অঞ্চল বলা হয়। আধুনিক তথ্য অনুসারে, সৌর প্রক্রিয়াগুলির পদার্থবিদ্যায় এর ভূমিকা ব্যতিক্রমীভাবে দুর্দান্ত, কারণ এটিতে সৌর পদার্থ এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের বিভিন্ন গতির উদ্ভব হয়।

সূর্যের বায়ুমণ্ডল ফটোস্ফিয়ার (একটি স্তর যা আলো নির্গত করে) ≈320 কিমি পুরুত্বে পৌঁছায় এবং সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ তৈরি করে। সূর্যের অপটিক্যাল (দৃশ্যমান) বিকিরণের প্রধান অংশ ফটোস্ফিয়ার থেকে আসে, যখন গভীর স্তর থেকে বিকিরণ আর পৌঁছায় না। ফটোস্ফিয়ারে তাপমাত্রা গড়ে 5800 K-এ পৌঁছে। এখানে, গড় গ্যাসের ঘনত্ব স্থলজ বায়ুর ঘনত্বের 1/1000-এর কম, এবং ফটোস্ফিয়ারের বাইরের প্রান্তে পৌঁছানোর সাথে সাথে তাপমাত্রা কমে 4800 K-এ নেমে আসে। নীচে হাইড্রোজেন এই ধরনের অবস্থা প্রায় সম্পূর্ণরূপে নিরপেক্ষ অবস্থায় থাকে। ফটোস্ফিয়ার সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ তৈরি করে, যেখান থেকে সূর্যের মাত্রা, সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে দূরত্ব ইত্যাদি নির্ণয় করা হয়। ক্রোমোস্ফিয়ার হল সূর্যের বাইরের খোল, প্রায় 10,000 কিমি পুরু, ফটোস্ফিয়ারকে ঘিরে। সৌর বায়ুমণ্ডলের এই অংশের নামের উত্সটি এর লাল রঙের সাথে যুক্ত, কারণ এর দৃশ্যমান বর্ণালী হাইড্রোজেনের লাল এইচ-আলফা নির্গমন লাইন দ্বারা প্রভাবিত। ক্রোমোস্ফিয়ারের উপরের সীমানায় একটি উচ্চারিত মসৃণ পৃষ্ঠ নেই; গরম নির্গমন, যাকে স্পিকুলস বলা হয়, এটি থেকে ক্রমাগত ঘটে (এ কারণে, 19 শতকের শেষের দিকে, ইতালীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী সেচি, একটি টেলিস্কোপের মাধ্যমে ক্রোমোস্ফিয়ার পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, তুলনা করেছিলেন এটি জ্বলন্ত প্রিরি সহ)। ক্রোমোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা 4,000 থেকে 15,000 ডিগ্রি পর্যন্ত উচ্চতার সাথে বৃদ্ধি পায়।

ক্রোমোস্ফিয়ারের ঘনত্ব কম, তাই স্বাভাবিক অবস্থায় এটি পর্যবেক্ষণ করার জন্য এর উজ্জ্বলতা অপর্যাপ্ত। কিন্তু সম্পূর্ণ সূর্যগ্রহণের সময়, যখন চাঁদ উজ্জ্বল আলোকমণ্ডলকে ঢেকে দেয়, তখন এর উপরে অবস্থিত ক্রোমোস্ফিয়ারটি দৃশ্যমান হয় এবং লাল হয়ে যায়। এটি বিশেষ সংকীর্ণ-ব্যান্ড অপটিক্যাল ফিল্টার ব্যবহার করে যে কোনো সময় পর্যবেক্ষণ করা যেতে পারে।

করোনা হল সূর্যের শেষ বাইরের খোল। খুব বেশি তাপমাত্রা থাকা সত্ত্বেও, 600,000 থেকে 2,000,000 ডিগ্রি পর্যন্ত, এটি শুধুমাত্র সম্পূর্ণ সূর্যগ্রহণের সময় খালি চোখে দেখা যায়, যেহেতু করোনার মধ্যে পদার্থের ঘনত্ব কম, তাই এর উজ্জ্বলতাও কম। এই স্তরের অস্বাভাবিক তীব্র উত্তাপ দৃশ্যত চৌম্বকীয় প্রভাব এবং শক তরঙ্গের ক্রিয়া দ্বারা সৃষ্ট। সৌর কার্যকলাপ চক্রের পর্যায়ের উপর নির্ভর করে করোনার আকৃতি পরিবর্তিত হয়: সর্বাধিক ক্রিয়াকলাপের সময়কালে, এটি একটি বৃত্তাকার আকৃতি ধারণ করে এবং সর্বনিম্ন, এটি সৌর বিষুবরেখা বরাবর দীর্ঘায়িত হয়। যেহেতু করোনার তাপমাত্রা খুব বেশি তাই এটি অতিবেগুনি এবং এক্স-রে রেঞ্জে তীব্রভাবে বিকিরণ করে। এই বিকিরণগুলি পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে যায় না, তবে সম্প্রতি মহাকাশযানের সাহায্যে তাদের অধ্যয়ন করা সম্ভব হয়েছে। করোনার বিভিন্ন অঞ্চলে বিকিরণ অসমভাবে ঘটে। গরম সক্রিয় এবং শান্ত অঞ্চল রয়েছে, সেইসাথে 600,000 ডিগ্রী অপেক্ষাকৃত কম তাপমাত্রা সহ করোনাল গর্ত রয়েছে, যেখান থেকে চৌম্বকীয় ক্ষেত্র রেখাগুলি মহাকাশে বেরিয়ে আসে। এই ("খোলা") চৌম্বকীয় কনফিগারেশন কণাগুলিকে সূর্যকে বাধাহীনভাবে ছেড়ে যেতে দেয়, তাই সৌর বায়ু "প্রাথমিকভাবে" করোনাল গর্ত থেকে নির্গত হয়।

সৌর করোনার বাইরের অংশ থেকে, সৌর বায়ু প্রবাহিত হয় - আয়নিত কণার একটি প্রবাহ (প্রধানত প্রোটন, ইলেকট্রন এবং α-কণা), যার গতি 300 ... 1200 কিমি / সেকেন্ড এবং প্রচার হয়, ধীরে ধীরে হ্রাসের সাথে এর ঘনত্বে, হেলিওস্ফিয়ারের সীমানায়।

যেহেতু সৌর প্লাজমাতে যথেষ্ট উচ্চ বৈদ্যুতিক পরিবাহিতা রয়েছে, বৈদ্যুতিক স্রোত এবং ফলস্বরূপ, এতে চৌম্বকীয় ক্ষেত্র তৈরি হতে পারে।

8. সূর্যের থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের তাত্ত্বিক সমস্যা

সোলার নিউট্রিনোর সমস্যা।সূর্যের কেন্দ্রে ঘটতে থাকা পারমাণবিক বিক্রিয়া বিপুল সংখ্যক ইলেক্ট্রন নিউট্রিনো গঠনের দিকে পরিচালিত করে। একই সময়ে, পৃথিবীতে নিউট্রিনো প্রবাহের পরিমাপ, যা 1960 এর দশকের শেষের দিক থেকে ক্রমাগত করা হয়েছে, দেখায় যে সেখানে রেকর্ড করা সৌর ইলেকট্রন নিউট্রিনোর সংখ্যা প্রমিত সৌর মডেল দ্বারা পূর্বাভাসের তুলনায় প্রায় দুই থেকে তিন গুণ কম। সূর্য. পরীক্ষা এবং তত্ত্বের মধ্যে এই পার্থক্যটিকে "সৌর নিউট্রিনো সমস্যা" বলা হয় এবং এটি 30 বছরেরও বেশি সময় ধরে সৌর পদার্থবিদ্যার অন্যতম রহস্য। পরিস্থিতি এই কারণে জটিল ছিল যে নিউট্রিনো পদার্থের সাথে অত্যন্ত দুর্বলভাবে যোগাযোগ করে এবং একটি নিউট্রিনো ডিটেক্টর তৈরি করা যা সঠিকভাবে এমনকি সূর্য থেকে আসার মতো শক্তির নিউট্রিনো প্রবাহকে পরিমাপ করতে পারে একটি বরং কঠিন বৈজ্ঞানিক কাজ।

সৌর নিউট্রিনো সমস্যা সমাধানের দুটি প্রধান উপায় প্রস্তাব করা হয়েছে। প্রথমত, সূর্যের মডেলটিকে এমনভাবে পরিবর্তন করা সম্ভব হয়েছিল যাতে এর কেন্দ্রে অনুমিত তাপমাত্রা হ্রাস করা যায় এবং ফলস্বরূপ, সূর্য দ্বারা নির্গত নিউট্রিনোর প্রবাহ। দ্বিতীয়ত, এটা অনুমান করা যেতে পারে যে সূর্যের কেন্দ্র থেকে নির্গত কিছু ইলেকট্রন নিউট্রিনো পৃথিবীর দিকে যাওয়ার সময় অন্যান্য প্রজন্মের নিউট্রিনোতে পরিণত হয় (মিউন এবং টাউ নিউট্রিনো) যা প্রচলিত ডিটেক্টর দ্বারা সনাক্ত করা যায় না। আজ, বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করতে আগ্রহী যে দ্বিতীয় উপায়টি সম্ভবত সঠিক। এক ধরণের নিউট্রিনো থেকে অন্য ধরণের রূপান্তর করার জন্য - তথাকথিত "নিউট্রিনো দোলন" - সংঘটিত হওয়ার জন্য, নিউট্রিনোর অবশ্যই একটি অ-শূন্য ভর থাকতে হবে। এটি এখন প্রতিষ্ঠিত হয়েছে যে এটি সত্য বলে মনে হচ্ছে। 2001 সালে নিউট্রিনো মানমন্দিরসাডবারিতে, তিনটি ধরণের সৌর নিউট্রিনো সরাসরি সনাক্ত করা হয়েছিল এবং তাদের মোট প্রবাহকে আদর্শ সৌর মডেলের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ দেখানো হয়েছিল। এই ক্ষেত্রে, পৃথিবীতে পৌঁছানো নিউট্রিনোগুলির মাত্র এক তৃতীয়াংশ ইলেকট্রনিক হতে দেখা যায়। এই সংখ্যাটি সেই তত্ত্বের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ যেটি ভ্যাকুয়াম (আসলে "নিউট্রিনো দোলন") এবং সৌর পদার্থে ("মিখিভ-স্মিরনভ-ওলফেনস্টাইন প্রভাব") উভয় ক্ষেত্রেই ইলেক্ট্রন নিউট্রিনোর অন্য প্রজন্মের নিউট্রিনোতে রূপান্তরের পূর্বাভাস দেয়। এইভাবে, বর্তমানে, সৌর নিউট্রিনো সমস্যা সমাধান করা হয়েছে বলে মনে হচ্ছে।

করোনা গরম করার সমস্যা।সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠের উপরে (ফটোস্ফিয়ার), যার তাপমাত্রা প্রায় 6,000 K, 1,000,000 K-এর বেশি তাপমাত্রা সহ সৌর করোনা। এটা দেখানো যেতে পারে যে ফটোস্ফিয়ার থেকে সরাসরি তাপের প্রবাহ যথেষ্ট নয়। করোনার এত উচ্চ তাপমাত্রার দিকে নিয়ে যায়।

ধারণা করা হয় যে করোনা গরম করার শক্তি সাবফটোস্ফিয়ারিক কনভেক্টিভ জোনের অশান্ত গতির দ্বারা সরবরাহ করা হয়। এই ক্ষেত্রে, করোনায় শক্তি স্থানান্তরের জন্য দুটি প্রক্রিয়া প্রস্তাব করা হয়েছে। প্রথমত, এটি হল তরঙ্গ উত্তাপ - অশান্ত পরিবাহী অঞ্চলে উত্পন্ন শব্দ এবং ম্যাগনেটোহাইড্রোডাইনামিক তরঙ্গগুলি করোনার মধ্যে ছড়িয়ে পড়ে এবং সেখানে ছড়িয়ে পড়ে, যখন তাদের শক্তি করোনাল প্লাজমার তাপ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়। একটি বিকল্প প্রক্রিয়া হল চৌম্বকীয় উত্তাপ, যেখানে ফটোস্ফিয়ারিক গতির দ্বারা ক্রমাগত উৎপন্ন চৌম্বকীয় শক্তি বৃহৎ সৌর শিখা বা প্রচুর সংখ্যক ছোট অগ্নিশিখার আকারে চৌম্বক ক্ষেত্রের পুনঃসংযোগের মাধ্যমে মুক্তি পায়।

বর্তমানে, এটা পরিষ্কার নয় যে কোন ধরনের তরঙ্গ করোনাকে উত্তপ্ত করার জন্য একটি কার্যকর প্রক্রিয়া প্রদান করে। এটি দেখানো যেতে পারে যে ম্যাগনেটোহাইড্রোডাইনামিক আলফভেন ব্যতীত সমস্ত তরঙ্গ করোনায় পৌঁছানোর আগে বিক্ষিপ্ত বা প্রতিফলিত হয়, যখন করোনায় আলফভেন তরঙ্গের অপসারণ কঠিন। অতএব, আধুনিক গবেষকরা সোলার ফ্লেয়ারের সাহায্যে গরম করার প্রক্রিয়ার উপর দৃষ্টি নিবদ্ধ করেছেন। করোনাল হিটিং উত্সের সম্ভাব্য প্রার্থীদের মধ্যে একটি ক্রমাগত ছোট আকারের অগ্নিকাণ্ড ঘটছে, যদিও এই বিষয়ে চূড়ান্ত স্পষ্টতা এখনও অর্জিত হয়নি।

পুনশ্চ. "সূর্যে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের তাত্ত্বিক সমস্যা" পড়ার পর "ওকামের রেজার" সম্পর্কে মনে রাখা দরকার। এখানে, তাত্ত্বিক সমস্যার ব্যাখ্যায় সুদূরপ্রসারী অযৌক্তিক তাত্ত্বিক ব্যাখ্যাগুলি স্পষ্টভাবে ব্যবহার করা হয়েছে।

9. থার্মোনিউক্লিয়ার জ্বালানির প্রকারভেদ। থার্মোনিউক্লিয়ার জ্বালানী

নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন (CTF) হল শক্তি পাওয়ার জন্য হালকা থেকে ভারী পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের সংশ্লেষণ, যা বিস্ফোরক থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের বিপরীতে (থার্মোনিউক্লিয়ার অস্ত্রে ব্যবহৃত) নিয়ন্ত্রিত হয়। নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন প্রথাগত পারমাণবিক শক্তি থেকে আলাদা যে পরেরটি একটি ফিশন বিক্রিয়া ব্যবহার করে, যার সময় ভারী নিউক্লিয়াস থেকে হালকা নিউক্লিয়াস পাওয়া যায়। নিয়ন্ত্রিত ফিউশনের জন্য ব্যবহার করার পরিকল্পনা করা প্রধান পারমাণবিক বিক্রিয়ায় ডিউটেরিয়াম (2 এইচ) এবং ট্রিটিয়াম (3 এইচ) এবং দীর্ঘ মেয়াদে হিলিয়াম-3 (3 He) এবং বোরন-11 (11 বি) ব্যবহার করা হবে।

প্রতিক্রিয়ার প্রকারভেদ।ফিউশন বিক্রিয়াটি নিম্নরূপ: দুই বা ততোধিক পারমাণবিক নিউক্লিয়াস নেওয়া হয় এবং একটি নির্দিষ্ট বলের প্রয়োগের সাথে সাথে তারা এতটাই কাছে আসে যে এই ধরনের দূরত্বে কাজ করা শক্তিগুলি সমানভাবে চার্জযুক্ত নিউক্লিয়াসের মধ্যে কুলম্ব বিকর্ষণ শক্তির উপর প্রাধান্য পায়, ফলে যা একটি নতুন নিউক্লিয়াস গঠিত হয়। মূল নিউক্লিয়াসের ভরের যোগফলের তুলনায় এটির একটি সামান্য ছোট ভর থাকবে এবং পার্থক্যটি প্রতিক্রিয়ার সময় নির্গত শক্তিতে পরিণত হয়। নিঃসৃত শক্তির পরিমাণ সুপরিচিত সূত্র দ্বারা বর্ণিত হয় ই = mc 2. হালকা পারমাণবিক নিউক্লিয়াস সঠিক দূরত্বে আনা সহজ, তাই হাইড্রোজেন - মহাবিশ্বের সবচেয়ে প্রচুর উপাদান - একটি ফিউশন বিক্রিয়ার জন্য সর্বোত্তম জ্বালানী।

এটি প্রতিষ্ঠিত হয়েছে যে হাইড্রোজেন, ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামের দুটি আইসোটোপের মিশ্রণে বিক্রিয়ার সময় নির্গত শক্তির তুলনায় ফিউশন বিক্রিয়ার জন্য সর্বনিম্ন শক্তির প্রয়োজন হয়। যাইহোক, যদিও ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামের মিশ্রণ (D-T) বেশিরভাগ ফিউশন গবেষণার বিষয়, এটি কোনভাবেই একমাত্র সম্ভাব্য জ্বালানী নয়। অন্যান্য মিশ্রণ তৈরি করা সহজ হতে পারে; তাদের প্রতিক্রিয়া আরও ভালভাবে নিয়ন্ত্রিত হতে পারে, বা আরও গুরুত্বপূর্ণভাবে, কম নিউট্রন উত্পাদন করতে পারে। বিশেষ আগ্রহের বিষয় হল তথাকথিত "নিউট্রনলেস" প্রতিক্রিয়া, যেহেতু এই জাতীয় জ্বালানির সফল শিল্প ব্যবহারের অর্থ হবে দীর্ঘমেয়াদী তেজস্ক্রিয় দূষণের উপাদান এবং চুল্লির নকশার অনুপস্থিতি, যা ফলস্বরূপ, জনমত এবং সামগ্রিকভাবে ইতিবাচকভাবে প্রভাবিত করতে পারে। চুল্লি অপারেটিং খরচ, উল্লেখযোগ্যভাবে এটি decommissioning খরচ হ্রাস. সমস্যাটি রয়ে গেছে যে বিকল্প জ্বালানী ব্যবহার করে ফিউশন প্রতিক্রিয়া বজায় রাখা অনেক বেশি কঠিন, তাই ডি-টি প্রতিক্রিয়া শুধুমাত্র একটি প্রয়োজনীয় প্রথম পদক্ষেপ হিসাবে বিবেচিত হয়।

ডিউটেরিয়াম-ট্রিটিয়াম বিক্রিয়ার স্কিম।নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন ব্যবহৃত জ্বালানির প্রকারের উপর নির্ভর করে বিভিন্ন ধরণের তাপনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ব্যবহার করতে পারে।

সবচেয়ে সহজে বাস্তবায়িত প্রতিক্রিয়া হল ডিউটেরিয়াম + ট্রিটিয়াম:

2 H + 3 H = 4 He + n 17.6 MeV এর শক্তি আউটপুট সহ।

আধুনিক প্রযুক্তির দৃষ্টিকোণ থেকে এই জাতীয় প্রতিক্রিয়া সবচেয়ে সহজে প্রয়োগ করা হয়, শক্তির উল্লেখযোগ্য ফলন দেয় এবং জ্বালানী উপাদানগুলি সস্তা। এর অসুবিধা হল অবাঞ্ছিত নিউট্রন বিকিরণ মুক্তি।

দুটি নিউক্লিয়াস: ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়াম ফিউজ একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াস (আলফা কণা) এবং একটি উচ্চ-শক্তি নিউট্রন গঠন করে।

প্রতিক্রিয়া - ডিউটেরিয়াম + হিলিয়াম -3 অনেক বেশি কঠিন, যা সম্ভব তার সীমাতে, ডিউটেরিয়াম + হিলিয়াম -3 প্রতিক্রিয়া চালানো:

2 H + 3 He = 4 He + পি 18.3 MeV এর শক্তি আউটপুট সহ।

এটি অর্জনের শর্তগুলি আরও জটিল। হিলিয়াম-3 একটি বিরল এবং অত্যন্ত ব্যয়বহুল আইসোটোপ। এটি বর্তমানে শিল্প স্কেলে উত্পাদিত হয় না।

ডিউটেরিয়াম নিউক্লিয়াসের মধ্যে প্রতিক্রিয়া (ডি-ডি, মনোপ্রোপেল্যান্ট)।

ডিউটেরিয়াম নিউক্লিয়াসের মধ্যে প্রতিক্রিয়াগুলিও সম্ভব, এগুলি হিলিয়াম -3 জড়িত প্রতিক্রিয়াগুলির চেয়ে একটু বেশি কঠিন।

এই প্রতিক্রিয়াগুলি ধীরে ধীরে ডিউটেরিয়াম + হিলিয়াম -3 এর প্রতিক্রিয়ার সাথে সমান্তরালভাবে এগিয়ে যায় এবং তাদের সময় গঠিত ট্রিটিয়াম এবং হিলিয়াম -3 ডিউটেরিয়ামের সাথে অবিলম্বে প্রতিক্রিয়া করার খুব সম্ভাবনা থাকে।

অন্যান্য ধরনের প্রতিক্রিয়া।অন্যান্য বেশ কয়েকটি ধরণের প্রতিক্রিয়াও সম্ভব। জ্বালানীর পছন্দ অনেক কারণের উপর নির্ভর করে - এর প্রাপ্যতা এবং কম খরচ, শক্তির ফলন, ফিউশন প্রতিক্রিয়ার জন্য প্রয়োজনীয় শর্তগুলি অর্জনের সহজতা (প্রাথমিকভাবে তাপমাত্রা), চুল্লির প্রয়োজনীয় নকশা বৈশিষ্ট্য এবং আরও অনেক কিছু।

"নিউট্রনহীন" প্রতিক্রিয়া।সবচেয়ে প্রতিশ্রুতিশীল তথাকথিত. "নিউট্রনহীন" বিক্রিয়া, যেহেতু থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন দ্বারা উত্পন্ন নিউট্রন প্রবাহ (উদাহরণস্বরূপ, ডিউটেরিয়াম-ট্রিটিয়াম বিক্রিয়ায়) শক্তির একটি উল্লেখযোগ্য অংশ বহন করে এবং চুল্লির নকশায় প্ররোচিত তেজস্ক্রিয়তা তৈরি করে। ডিউটেরিয়াম-হিলিয়াম-3 প্রতিক্রিয়া আশাব্যঞ্জক, নিউট্রন ফলনের অভাবের কারণেও।

10. বাস্তবায়নের শর্ত সম্পর্কে শাস্ত্রীয় ধারণা। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন এবং নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর

টোকামাক (টরয়েডাল ক্যামেরা উইথ ম্যাগনেটিক কয়েল) হল চৌম্বকীয় প্লাজমা বন্দীকরণের জন্য একটি টরয়েডাল সুবিধা। প্লাজমা চেম্বারের দেয়াল দ্বারা ধারণ করা হয় না, যা এর তাপমাত্রা সহ্য করতে সক্ষম হয় না, তবে একটি বিশেষভাবে তৈরি চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা। টোকামাকের একটি বৈশিষ্ট্য হল প্লাজমা ভারসাম্যের জন্য প্রয়োজনীয় একটি পোলোয়েড ক্ষেত্র তৈরি করতে প্লাজমার মধ্য দিয়ে প্রবাহিত বৈদ্যুতিক প্রবাহের ব্যবহার।

দুটি মানদণ্ডের একযোগে পূরণের সাথে CTS সম্ভব:

• প্লাজমা তাপমাত্রা 100,000,000 K এর বেশি হতে হবে;
• লসন মানদণ্ডের সাথে সম্মতি: n · t> 5 10 19 cm -3 s (D-T বিক্রিয়ার জন্য),
  কোথায় nউচ্চ-তাপমাত্রার প্লাজমা ঘনত্ব, tসিস্টেমে প্লাজমা বন্দীকরণের সময়।

এটি বিশ্বাস করা হয়, তাত্ত্বিকভাবে, এটি এই দুটি মানদণ্ডের মান যা প্রধানত একটি নির্দিষ্ট থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার হার নির্ধারণ করে।

বর্তমানে, নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন এখনও শিল্প স্কেলে করা হয়নি। যদিও উন্নত দেশগুলি সাধারণভাবে কয়েক ডজন নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর তৈরি করেছে, তারা নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন প্রদান করতে পারে না। আন্তর্জাতিক গবেষণা চুল্লি আইটিইআর নির্মাণের কাজ প্রাথমিক পর্যায়ে রয়েছে।

নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বাস্তবায়নের জন্য দুটি প্রধান স্কিম বিবেচনা করা হয়।

আধা-স্থির সিস্টেম।অপেক্ষাকৃত কম চাপ এবং উচ্চ তাপমাত্রায় চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা প্লাজমা উত্তপ্ত এবং ধারণ করা হয়। এর জন্য, টোকামাকস, স্টেলারেটর, মিরর ট্র্যাপ এবং টরসেট্রন আকারে চুল্লি ব্যবহার করা হয়, যা চৌম্বক ক্ষেত্রের কনফিগারেশনে ভিন্ন। ITER চুল্লির একটি টোকামাক কনফিগারেশন আছে।

আবেগ সিস্টেম।এই ধরনের সিস্টেমে, অতি-উচ্চ-শক্তি লেজার বা আয়ন ডাল দ্বারা ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়াম ধারণকারী ছোট লক্ষ্যগুলিকে স্বল্প-মেয়াদী গরম করার মাধ্যমে CTS সঞ্চালিত হয়। এই ধরনের বিকিরণ থার্মোনিউক্লিয়ার মাইক্রোবিস্ফোরণের একটি ক্রম ঘটায়।

প্রথম ধরনের থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরের অধ্যয়ন দ্বিতীয়টির তুলনায় অনেক বেশি উন্নত। পারমাণবিক পদার্থবিজ্ঞানে, থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের গবেষণায়, একটি নির্দিষ্ট আয়তনে প্লাজমা ধরে রাখতে একটি চৌম্বকীয় ফাঁদ ব্যবহার করা হয়। চৌম্বকীয় ফাঁদটি প্লাজমাকে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরের উপাদানগুলির সংস্পর্শে থেকে রাখার জন্য ডিজাইন করা হয়েছে, যেমন তাপ নিরোধক হিসাবে প্রাথমিকভাবে ব্যবহৃত হয়। সীমাবদ্ধতার নীতিটি চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে চার্জযুক্ত কণার মিথস্ক্রিয়া, যথা, চৌম্বক ক্ষেত্র রেখার চারপাশে চার্জযুক্ত কণাগুলির ঘূর্ণনের উপর ভিত্তি করে। দুর্ভাগ্যবশত, চুম্বকীয় প্লাজমা খুব অস্থির এবং চৌম্বক ক্ষেত্র ছেড়ে চলে যায়। অতএব, একটি কার্যকর চৌম্বকীয় ফাঁদ তৈরি করতে, সবচেয়ে শক্তিশালী ইলেক্ট্রোম্যাগনেট ব্যবহার করা হয়, যা বিপুল পরিমাণ শক্তি খরচ করে।

একটি থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরের আকার কমানো সম্ভব যদি এটিতে একই সাথে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া তৈরির তিনটি পদ্ধতি ব্যবহার করা হয়।

জড় সংশ্লেষণ। 500 ট্রিলিয়ন (5 10 14) ওয়াট শক্তি সহ একটি লেজারের সাহায্যে ডিউটেরিয়াম-ট্রিটিয়াম জ্বালানীর ক্ষুদ্র ক্যাপসুলগুলিকে বিকিরণ করুন। এই দৈত্য, খুব স্বল্পমেয়াদী 10-8 সেকেন্ডের লেজার পালস জ্বালানি ক্যাপসুলগুলিকে বিস্ফোরিত করে, যার ফলে এক সেকেন্ডের একটি ভগ্নাংশের জন্য একটি মিনি-স্টারের জন্ম হয়। কিন্তু এটিতে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া অর্জন করা যায় না।

একই সাথে টোকামাকের সাথে জেড-মেশিন ব্যবহার করুন।একটি Z-মেশিন লেজারের চেয়ে ভিন্নভাবে কাজ করে। এটি জ্বালানী ক্যাপসুলের চারপাশে থাকা সবচেয়ে পাতলা তারের একটি ওয়েবের মধ্য দিয়ে যায়, যার চার্জ অর্ধ ট্রিলিয়ন ওয়াট 5 10 11 ওয়াট।

প্রথম প্রজন্মের চুল্লিগুলি সম্ভবত ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামের মিশ্রণে চলবে। প্রতিক্রিয়ার সময় উপস্থিত নিউট্রনগুলি চুল্লি ঢাল দ্বারা শোষিত হবে, এবং মুক্তি পাওয়া তাপ হিট এক্সচেঞ্জারে কুল্যান্টকে গরম করতে ব্যবহার করা হবে, এবং এই শক্তি, পরিবর্তে, জেনারেটর ঘোরাতে ব্যবহার করা হবে।

তাত্ত্বিকভাবে, বিকল্প ধরণের জ্বালানী রয়েছে যা এই অসুবিধাগুলি থেকে মুক্ত। কিন্তু তাদের ব্যবহার একটি মৌলিক শারীরিক সীমাবদ্ধতার দ্বারা বাধাগ্রস্ত হয়। ফিউশন বিক্রিয়া থেকে পর্যাপ্ত শক্তি পাওয়ার জন্য, একটি নির্দিষ্ট সময়ের জন্য ফিউশন তাপমাত্রায় (10 8 কে) যথেষ্ট ঘন প্লাজমা রাখা প্রয়োজন।

সংশ্লেষণের এই মৌলিক দিকটি প্লাজমা ঘনত্বের গুণফল দ্বারা বর্ণিত হয়েছে nউত্তপ্ত প্লাজমা τ রক্ষণাবেক্ষণের সময়, যা ভারসাম্য বিন্দুতে পৌঁছানোর জন্য প্রয়োজন। কাজ nτ জ্বালানীর ধরণের উপর নির্ভর করে এবং এটি প্লাজমা তাপমাত্রার একটি ফাংশন। সব ধরনের জ্বালানির মধ্যে, ডিউটেরিয়াম-ট্রিটিয়াম মিশ্রণের সর্বনিম্ন মান প্রয়োজন nτ ন্যূনতম মাত্রার একটি ক্রম দ্বারা, এবং সর্বনিম্ন প্রতিক্রিয়া তাপমাত্রা কমপক্ষে 5 গুণ। এইভাবে, ডি-টি প্রতিক্রিয়াএকটি প্রয়োজনীয় প্রথম পদক্ষেপ, কিন্তু অন্যান্য জ্বালানী ব্যবহার অবশেষ গুরুত্বপূর্ণ লক্ষ্যগবেষণা

11. বিদ্যুতের একটি শিল্প উত্স হিসাবে ফিউশন প্রতিক্রিয়া

ফিউশন শক্তিকে অনেক গবেষক দীর্ঘ মেয়াদে শক্তির একটি "প্রাকৃতিক" উৎস হিসেবে বিবেচনা করেন। বিদ্যুৎ উৎপাদনের জন্য ফিউশন চুল্লির বাণিজ্যিক ব্যবহারের সমর্থকরা তাদের পক্ষে নিম্নলিখিত যুক্তিগুলি তৈরি করে:

• জ্বালানীর কার্যত অক্ষয় মজুদ (হাইড্রোজেন);
• পৃথিবীর যে কোনো উপকূলে সমুদ্রের জল থেকে জ্বালানি আহরণ করা যেতে পারে, যা এক বা একদল দেশের পক্ষে জ্বালানিকে একচেটিয়া করা অসম্ভব করে তোলে;
• একটি অনিয়ন্ত্রিত সংশ্লেষণ প্রতিক্রিয়ার অসম্ভবতা;
• দহন পণ্য অনুপস্থিতি;
• উত্পাদনের জন্য ব্যবহার করা যেতে পারে এমন উপকরণ ব্যবহার করার দরকার নেই পারমানবিক অস্ত্রএইভাবে, নাশকতা এবং সন্ত্রাসের মামলাগুলি বাদ দেওয়া হয়;
• পারমাণবিক চুল্লির তুলনায়, অল্প পরিমাণে তেজস্ক্রিয় বর্জ্য তৈরি হয় অল্প সময়েরঅর্ধেক জীবন.

এটি অনুমান করা হয় যে ডিউটেরিয়ামে ভরা একটি থিম্বল 20 টন কয়লার সমতুল্য শক্তি উত্পাদন করে। একটি মাঝারি আকারের হ্রদ শত শত বছর ধরে যেকোনো দেশকে শক্তি সরবরাহ করতে সক্ষম। যাইহোক, এটি লক্ষ করা উচিত যে বিদ্যমান গবেষণা চুল্লিগুলি একটি সরাসরি ডিউটেরিয়াম-ট্রিটিয়াম (ডিটি) প্রতিক্রিয়া অর্জনের জন্য ডিজাইন করা হয়েছে, যার জ্বালানী চক্রের জন্য ট্রিটিয়াম তৈরি করতে লিথিয়াম ব্যবহার করা প্রয়োজন, যখন অক্ষয় শক্তির দাবিগুলি একটি ডিউটেরিয়াম-ডিউটেরিয়ামের ব্যবহারকে নির্দেশ করে। দ্বিতীয় প্রজন্মের চুল্লিতে (DD) প্রতিক্রিয়া।

বিদারণ প্রতিক্রিয়ার মতো, ফিউশন প্রতিক্রিয়া কার্বন ডাই অক্সাইডের বায়ুমণ্ডলীয় নির্গমন তৈরি করে না, যা গ্লোবাল ওয়ার্মিংয়ের একটি প্রধান অবদানকারী। এটি একটি উল্লেখযোগ্য সুবিধা, যেহেতু বিদ্যুৎ উৎপাদনের জন্য জীবাশ্ম জ্বালানি ব্যবহারের প্রভাব রয়েছে যে, উদাহরণস্বরূপ, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রে প্রতি মার্কিন বাসিন্দা 29 কেজি CO 2 (একটি প্রধান গ্যাস যা বিশ্ব উষ্ণায়নের কারণ হিসাবে বিবেচিত হতে পারে) উৎপন্ন করে। প্রতিদিন.

12. ইতিমধ্যে সন্দেহ আছে

ইউরোপীয় সম্প্রদায়ের দেশগুলি গবেষণায় বার্ষিক প্রায় 200 মিলিয়ন ইউরো ব্যয় করে এবং এটি অনুমান করা হয় যে পারমাণবিক ফিউশনের শিল্প ব্যবহার সম্ভব হওয়ার আগে আরও কয়েক দশক সময় লাগবে। বিকল্প শক্তির উত্সগুলির সমর্থকরা বিশ্বাস করেন যে এই তহবিলগুলিকে পুনর্নবীকরণযোগ্য শক্তির উত্সগুলির প্রবর্তনের জন্য নির্দেশ করা আরও উপযুক্ত হবে৷

দুর্ভাগ্যবশত, ব্যাপক আশাবাদ থাকা সত্ত্বেও (1950 এর দশক থেকে যখন প্রথম গবেষণা শুরু হয়েছিল তখন থেকে সাধারণ), পারমাণবিক ফিউশন প্রক্রিয়া, প্রযুক্তিগত সম্ভাবনা এবং পারমাণবিক ফিউশনের ব্যবহারিক ব্যবহারের আজকের বোঝার মধ্যে উল্লেখযোগ্য বাধাগুলি এখনও অতিক্রম করা যায়নি, এমনকি কতটা সম্ভব তা স্পষ্ট নয়। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন ব্যবহার করে বিদ্যুতের অর্থনৈতিকভাবে লাভজনক উৎপাদন করা। যদিও গবেষণায় অগ্রগতি ধ্রুবক, গবেষকরা প্রতিনিয়ত নতুন চ্যালেঞ্জের সম্মুখীন হচ্ছেন। উদাহরণস্বরূপ, চ্যালেঞ্জ হল এমন একটি উপাদান তৈরি করা যা নিউট্রন বোমাবর্ষণ প্রতিরোধ করতে পারে, যা প্রচলিত পারমাণবিক চুল্লির তুলনায় 100 গুণ বেশি তীব্র বলে অনুমান করা হয়।

13. একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরির আসন্ন পর্যায়গুলির ক্লাসিক ধারণা

গবেষণায় নিম্নলিখিত পর্যায় রয়েছে।

ভারসাম্য বা "পাস" মোড:যখন ফিউশন প্রক্রিয়ার সময় যে মোট শক্তি নির্গত হয় তা বিক্রিয়া শুরু এবং সমর্থন করার জন্য ব্যয় করা মোট শক্তির সমান হয়। এই অনুপাতটি চিহ্ন দিয়ে চিহ্নিত করা হয় প্র. প্রতিক্রিয়াটির ভারসাম্য 1997 সালে যুক্তরাজ্যের জেইটি-তে প্রদর্শিত হয়েছিল। এটিকে উত্তপ্ত করার জন্য 52 মেগাওয়াট বিদ্যুৎ খরচ করার পরে, বিজ্ঞানীরা খরচের চেয়ে 0.2 মেগাওয়াট বেশি শক্তি পেয়েছেন। (আপনাকে এই ডেটা দুবার চেক করতে হবে!)

জ্বলন্ত প্লাজমা:একটি মধ্যবর্তী পর্যায় যেখানে প্রতিক্রিয়াটি মূলত আলফা কণা দ্বারা সমর্থিত হবে যা বিক্রিয়ার সময় উত্পাদিত হয়, বহিরাগত উত্তাপ দ্বারা নয়।

প্র≈ 5. এখন পর্যন্ত, মধ্যবর্তী পর্যায়ে পৌঁছানো যায়নি।

ইগনিশন:একটি স্থিতিশীল প্রতিক্রিয়া যা নিজেকে টিকিয়ে রাখে। উচ্চ মূল্যে অর্জন করতে হবে প্র. এখন পর্যন্ত অর্জিত হয়নি।

গবেষণার পরবর্তী ধাপটি হওয়া উচিত আইটিইআর, ইন্টারন্যাশনাল থার্মোনিউক্লিয়ার এক্সপেরিমেন্টাল রিঅ্যাক্টর। এই চুল্লিতে, উচ্চ-তাপমাত্রার প্লাজমার আচরণ অধ্যয়ন করার পরিকল্পনা করা হয়েছে (এর সাথে জ্বলন্ত প্লাজমা প্র≈ 30) এবং একটি শিল্প চুল্লির জন্য কাঠামোগত উপকরণ।

গবেষণার চূড়ান্ত পর্যায়ে হবে ডেমো: একটি প্রোটোটাইপ শিল্প চুল্লি যা ইগনিশন অর্জন করবে এবং নতুন উপকরণের ব্যবহারিক উপযুক্ততা প্রদর্শন করবে। ডেমো পর্বের সমাপ্তির জন্য সবচেয়ে আশাবাদী পূর্বাভাস: 30 বছর। একটি শিল্প চুল্লি নির্মাণ এবং চালু করার জন্য আনুমানিক সময় বিবেচনা করে, আমরা তাপনিউক্লিয়ার শক্তির শিল্প ব্যবহার থেকে ≈40 বছর দ্বারা পৃথক হয়েছি।

14. এই সব বিবেচনা করা প্রয়োজন

বিশ্বে কয়েক ডজন এবং হয়তো শত শত পরীক্ষামূলক বিভিন্ন আকারের থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরি করা হয়েছে। বিজ্ঞানীরা কাজ করতে আসেন, চুল্লি চালু করেন, প্রতিক্রিয়াটি দ্রুত ঘটে, মনে হয়, তারা এটি বন্ধ করে দেয় এবং বসে বসে চিন্তা করে। কারণ কি? পরবর্তী কি করতে হবে? আর তাই কয়েক দশক ধরে, কোনো লাভ হয়নি।

সুতরাং, সূর্যের থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন সম্পর্কে মানুষের বোঝার ইতিহাস এবং একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরিতে মানবজাতির অর্জনের ইতিহাস উপরে বর্ণিত হয়েছে।

একটি দীর্ঘ পথ পেরিয়ে গেছে এবং চূড়ান্ত লক্ষ্য অর্জনের জন্য অনেক কিছু করা হয়েছে। কিন্তু, দুর্ভাগ্যবশত, ফলাফল নেতিবাচক। একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরি করা হয়নি। আরও 30 ... 40 বছর এবং বিজ্ঞানীদের প্রতিশ্রুতি পূরণ হবে। তারা করবে? 60 বছর কোনো ফল নেই। কেন এটি 30...40 বছরে ঘটবে, তিন বছরে নয়?

সূর্যের থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের আরেকটি ধারণা আছে। এটি যৌক্তিক, সহজ এবং সত্যিই একটি ইতিবাচক ফলাফলের দিকে পরিচালিত করে। এই আবিষ্কার V.F. ভ্লাসভ। এই আবিষ্কারের জন্য ধন্যবাদ, এমনকি TOKAMAKS অদূর ভবিষ্যতে কাজ শুরু করতে পারে।

15. সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের প্রকৃতির একটি নতুন চেহারা এবং "নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের পদ্ধতি এবং নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের জন্য নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি"

লেখকের কাছ থেকে।এই আবিষ্কার এবং উদ্ভাবনের বয়স প্রায় 20 বছর। আমি কি খুঁজে পেয়েছি অনেকক্ষণ ধরে সন্দেহ করছিলাম নতুন উপায়থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বহন করে এবং এর বাস্তবায়নের জন্য একটি নতুন থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি। আমি থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের ক্ষেত্রে শত শত গবেষণাপত্র গবেষণা এবং অধ্যয়ন করেছি। সময় এবং প্রক্রিয়াকৃত তথ্য আমাকে নিশ্চিত করেছে যে আমি সঠিক পথে ছিলাম।

প্রথম নজরে, আবিষ্কারটি খুব সহজ এবং এটি মোটেই টোকামাক ধরণের পরীক্ষামূলক থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লির মতো দেখায় না। টোকামাকের বিজ্ঞানের কর্তৃপক্ষের আধুনিক ধারণাগুলিতে, এটিই একমাত্র সঠিক সিদ্ধান্ত এবং এটি আলোচনার বিষয় নয়। একটি থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লির ধারণার 60 বছর। তবে একটি ইতিবাচক ফলাফল - নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন টোকামাক সহ একটি কার্যকর থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি - শুধুমাত্র 30...40 বছরের মধ্যে প্রতিশ্রুতি দেওয়া হয়েছে। সম্ভবত, যদি 60 বছর ধরে কোনও সত্যিকারের ইতিবাচক ফলাফল না থাকে, তবে ধারণাটির প্রযুক্তিগত সমাধানের নির্বাচিত পদ্ধতি - একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরি - এটিকে হালকাভাবে বলা, ভুল বা যথেষ্ট বাস্তবসম্মত নয়। আসুন দেখানোর চেষ্টা করি যে সূর্যে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন আবিষ্কারের উপর ভিত্তি করে এই ধারণাটির আরেকটি সমাধান রয়েছে এবং এটি সাধারণভাবে গৃহীত ধারণা থেকে ভিন্ন।

খোলা হচ্ছে।উদ্বোধনের মূল ধারণাটি খুবই সহজ এবং যৌক্তিক এবং এর মধ্যেই নিহিত রয়েছে সৌর করোনা অঞ্চলে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে. এখানেই থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বাস্তবায়নের জন্য প্রয়োজনীয় শারীরিক অবস্থা বিদ্যমান। সৌর করোনা থেকে, যেখানে প্লাজমার তাপমাত্রা প্রায় 1,500,000 K, সূর্যের পৃষ্ঠটি 6,000 K পর্যন্ত উত্তপ্ত হয়, এখান থেকে জ্বালানী মিশ্রণ সূর্যের ফুটন্ত পৃষ্ঠ থেকে সৌর করোনায় বাষ্পীভূত হয়। 6,000 K এর তাপমাত্রা যথেষ্ট। সূর্যের মাধ্যাকর্ষণ শক্তিকে অতিক্রম করার জন্য বাষ্পীভূত বাষ্পের আকারে জ্বালানী মিশ্রণ। এটি সূর্যের পৃষ্ঠকে অতিরিক্ত উত্তাপ থেকে রক্ষা করে এবং এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা বজায় রাখে।

দহন অঞ্চলের কাছাকাছি - সৌর করোনা, এমন শারীরিক অবস্থা রয়েছে যার অধীনে পরমাণুর আকার পরিবর্তন হওয়া উচিত এবং একই সময়ে, কুলম্ব বাহিনী উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস করা উচিত। যোগাযোগের পরে, জ্বালানী মিশ্রণের পরমাণুগুলি একত্রিত হয় এবং তাপের বৃহৎ মুক্তির সাথে নতুন উপাদানগুলিকে সংশ্লেষিত করে। এই দহন অঞ্চলটি সৌর করোনা তৈরি করে, যেখান থেকে বিকিরণ এবং পদার্থের আকারে শক্তি মহাকাশে প্রবেশ করে। ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়ামের ফিউশন ঘূর্ণায়মান সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা সাহায্য করা হয়, যেখানে তারা মিশ্রিত এবং ত্বরিত হয়। এছাড়াও সৌর করোনার থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাকশন জোন থেকে বাষ্পীভূত জ্বালানী, দ্রুত বৈদ্যুতিক চার্জযুক্ত কণা, সেইসাথে ফোটন - কোয়ান্টার দিকে প্রবল শক্তির সাথে উপস্থিত হয় এবং চলে যায় ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক ফিল্ড, এই সব থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের জন্য প্রয়োজনীয় শারীরিক অবস্থার সৃষ্টি করে।

পদার্থবিদদের ধ্রুপদী ধারণায়, থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন, কিছু কারণে, দহন প্রক্রিয়ার জন্য দায়ী করা হয় না (এর মানে অক্সিডেটিভ প্রক্রিয়া নয়)। পদার্থবিজ্ঞানের কর্তৃপক্ষ এই ধারণা নিয়ে এসেছিল যে সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন একটি গ্রহে আগ্নেয়গিরির প্রক্রিয়ার পুনরাবৃত্তি করে, উদাহরণস্বরূপ, পৃথিবী। তাই সব যুক্তি, সাদৃশ্য পদ্ধতি ব্যবহার করা হয়. পৃথিবীর মূল গ্রহে গলিত তরল অবস্থার কোনো প্রমাণ নেই। এমনকি ভূ-পদার্থবিদ্যাও এত গভীরতায় পৌঁছাতে পারে না। আগ্নেয়গিরির অস্তিত্বকে পৃথিবীর তরল কেন্দ্রের প্রমাণ হিসাবে গ্রহণ করা যায় না। পৃথিবীর অন্ত্রে, বিশেষ করে অগভীর গভীরতায়, এমন কিছু ভৌত প্রক্রিয়া রয়েছে যা এখনও প্রামাণিক পদার্থবিদদের কাছে অজানা। পদার্থবিজ্ঞানে, কোনো নক্ষত্রের গভীরতায় থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন ঘটে এমন একটি প্রমাণ নেই। এবং একটি থার্মোনিউক্লিয়ার বোমায়, থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন সূর্যের অন্ত্রে মডেলটির পুনরাবৃত্তি করে না।

সতর্ক দৃষ্টিভঙ্গি অধ্যয়নের পরে, সূর্যকে একটি গোলাকার ভলিউম্যাট্রিক বার্নারের মতো দেখায় এবং এটি পৃথিবীর একটি বৃহৎ পৃষ্ঠের জ্বলনের অনুরূপ, যেখানে পৃষ্ঠের সীমানা এবং জ্বলন্ত অঞ্চলের (সৌর করোনার একটি প্রোটোটাইপ) মধ্যে একটি ফাঁক রয়েছে যার মাধ্যমে তাপ বিকিরণ পৃথিবীর পৃষ্ঠে প্রেরণ করা হয়, যা বাষ্পীভূত হয়, উদাহরণস্বরূপ, ছড়িয়ে পড়া জ্বালানী এবং এই প্রস্তুত বাষ্পগুলি দহন অঞ্চলে প্রবেশ করে।

এটা স্পষ্ট যে সূর্যের পৃষ্ঠে, এই ধরনের একটি প্রক্রিয়া অন্যান্য, অন্যান্য শারীরিক অবস্থার অধীনে ঘটে। অনুরূপ শারীরিক অবস্থা, পরামিতিগুলির ক্ষেত্রে বেশ কাছাকাছি, একটি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লির নকশার বিকাশে অন্তর্ভুক্ত ছিল, ছোট বিবরণএবং যার পরিকল্পিত ডায়াগ্রাম নীচে সেট করা পেটেন্ট আবেদনে সেট করা হয়েছে।

পেটেন্ট আবেদন নং 2005123095/06(026016) এর বিমূর্ত।

"নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন এবং নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বাস্তবায়নের জন্য নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লির পদ্ধতি"।

আমি নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বাস্তবায়নের জন্য ঘোষিত নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরের অপারেশনের পদ্ধতি এবং নীতি ব্যাখ্যা করি।

ভাত। এক. UTYAR-এর সরলীকৃত পরিকল্পিত চিত্র

ডুমুর উপর. 1 UTYAR-এর একটি পরিকল্পিত চিত্র দেখায়। জ্বালানী মিশ্রণ, 1:10 ভর অনুপাতে, 3000 কেজি / সেমি 2 তে সংকুচিত এবং জোনে 3000 ° সেন্টিগ্রেডে উত্তপ্ত করা হয় 1 সম্প্রসারণ অঞ্চলে অগ্রভাগের জটিল অংশের মধ্য দিয়ে মিশ্রিত হয় এবং প্রবেশ করে 2 . অঞ্চলের মধ্যে 3 জ্বালানী মিশ্রণ জ্বালানো হয়.

ইগনিশন স্পার্ক তাপমাত্রা তাপ প্রক্রিয়া শুরু করার জন্য প্রয়োজনীয় যে কোনও তাপমাত্রা হতে পারে - 109 থেকে ... 108 কে এবং নীচে, এটি তৈরি করা প্রয়োজনীয় শারীরিক অবস্থার উপর নির্ভর করে।

উচ্চ তাপমাত্রা অঞ্চলে 4 দহন প্রক্রিয়া সঞ্চালিত হয়। দহন পণ্য তাপ বিনিময় ব্যবস্থায় বিকিরণ এবং পরিচলনের আকারে তাপ স্থানান্তর করে 5 এবং আগত জ্বালানী মিশ্রণের দিকে। রিঅ্যাক্টরের সক্রিয় অংশে ডিভাইস 6 অগ্রভাগের সমালোচনামূলক বিভাগ থেকে জ্বলন জোনের শেষ পর্যন্ত কুলম্ব বাহিনীর মাত্রা পরিবর্তন করতে সহায়তা করে এবং জ্বালানী মিশ্রণ নিউক্লিয়াসের কার্যকর ক্রস সেকশন বৃদ্ধি করে (প্রয়োজনীয় শারীরিক অবস্থা তৈরি করে) .

চিত্রটি দেখায় যে চুল্লিটি একটি গ্যাস বার্নারের মতো। কিন্তু একটি থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টর এমন হওয়া উচিত, এবং অবশ্যই, ভৌত পরামিতিগুলি গ্যাস বার্নারের শারীরিক পরামিতিগুলির থেকে শত শত গুণে আলাদা হবে।

পার্থিব পরিস্থিতিতে সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের শারীরিক অবস্থার পুনরাবৃত্তি - এটি আবিষ্কারের সারাংশ।

যে কোনো তাপ উৎপন্নকারী যন্ত্র যা জ্বলন ব্যবহার করে তাকে অবশ্যই নিম্নলিখিত শর্তগুলি তৈরি করতে হবে - চক্র: জ্বালানী প্রস্তুতি, মিশ্রণ, কার্যক্ষেত্রে সরবরাহ (দহন অঞ্চল), ইগনিশন, জ্বলন (রাসায়নিক বা পারমাণবিক রূপান্তর), বিকিরণ আকারে গরম গ্যাস থেকে তাপ অপসারণ এবং পরিচলন, এবং দহন পণ্য অপসারণ. বিপজ্জনক বর্জ্য ক্ষেত্রে - তাদের নিষ্পত্তি. এই সব মুলতুবি পেটেন্ট আচ্ছাদিত করা হয়.

লসেন মানদণ্ডের পরিপূর্ণতা সম্পর্কে পদার্থবিদদের প্রধান যুক্তিটি পূর্ণ হয় - বৈদ্যুতিক স্পার্ক বা লেজার রশ্মি দ্বারা ইগনিশনের সময়, সেইসাথে দহন অঞ্চল থেকে বাষ্পীভূত জ্বালানীতে প্রতিফলিত দ্রুত বৈদ্যুতিক চার্জযুক্ত কণা, সেইসাথে ফোটন - ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক ফিল্ড কোয়ান্টা উচ্চ-ঘনত্বের শক্তি সহ, জ্বালানীর একটি নির্দিষ্ট ন্যূনতম এলাকার জন্য তাপমাত্রা 109 .. .108 কে, উপরন্তু, জ্বালানীর ঘনত্ব 10 14 সেমি -3 হবে। এটি কি লসেনের মানদণ্ড পূরণ করার একটি উপায় এবং পদ্ধতি নয়? কিন্তু এই সমস্ত ভৌত পরামিতি অন্য কিছু শারীরিক পরামিতির উপর বাহ্যিক কারণের প্রভাবে পরিবর্তিত হতে পারে। এই এখনও জানি কিভাবে.

আসুন পরিচিত থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরগুলিতে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বাস্তবায়নের অসম্ভবতার কারণগুলি বিবেচনা করি।

16. সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া সম্পর্কে পদার্থবিজ্ঞানে সাধারণত গৃহীত ধারণাগুলির অসুবিধা এবং সমস্যা

1. পরিচিত। সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠের তাপমাত্রা - ফটোস্ফিয়ার - হল 5800 K৷ আলোকমণ্ডলে গ্যাসের ঘনত্ব পৃথিবীর পৃষ্ঠের কাছাকাছি বাতাসের ঘনত্বের চেয়ে হাজার হাজার গুণ কম৷ এটি সাধারণত গৃহীত হয় যে সূর্যের অভ্যন্তরে তাপমাত্রা, ঘনত্ব এবং চাপ গভীরতার সাথে বৃদ্ধি পায়, কেন্দ্রে পৌঁছায়, যথাক্রমে, 16 মিলিয়ন কে (কেউ কেউ বলে 100 মিলিয়ন কে), 160 গ্রাম/সেমি 3 এবং 3.5 10 11 বার। সূর্যের কেন্দ্রে উচ্চ তাপমাত্রার প্রভাবে হাইড্রোজেন প্রচুর পরিমাণে তাপ নির্গত হওয়ার সাথে সাথে হিলিয়ামে পরিণত হয়। তাহলে মনে করা হয় যে সূর্যের অভ্যন্তরে তাপমাত্রা 16 থেকে 100 মিলিয়ন ডিগ্রি, পৃষ্ঠে 5800 ডিগ্রি এবং সৌর করোনায় 1 থেকে 2 মিলিয়ন ডিগ্রি পর্যন্ত? কেন এমন ফালতু কথা? কেউ এটাকে পরিষ্কার ও বোধগম্যভাবে ব্যাখ্যা করতে পারবে না। সুপরিচিত সাধারণভাবে গৃহীত ব্যাখ্যাগুলি ত্রুটিপূর্ণ এবং সূর্যের তাপগতিবিদ্যার আইন লঙ্ঘনের কারণগুলির একটি পরিষ্কার এবং পর্যাপ্ত ধারণা দেয় না।

2. একটি থার্মোনিউক্লিয়ার বোমা এবং একটি থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি বিভিন্ন প্রযুক্তিগত নীতির উপর কাজ করে, যেমন একইভাবে অনুরূপ। কাজের অনুরূপ একটি থার্মোনিউক্লিয়ার চুল্লি তৈরি করা অসম্ভব থার্মোনিউক্লিয়ার বোমা, যা আধুনিক পরীক্ষামূলক থার্মোনিউক্লিয়ার রিঅ্যাক্টরগুলির বিকাশে মিস করা হয়েছে।

3. 1920 সালে, প্রামাণিক পদার্থবিজ্ঞানী এডিংটন সতর্কতার সাথে সূর্যের একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার প্রকৃতির পরামর্শ দিয়েছিলেন যে, সূর্যের অন্ত্রে চাপ এবং তাপমাত্রা এত বেশি যে সেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটতে পারে, যার মধ্যে হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস (প্রোটন) মিশে যায়। একটি হিলিয়াম -4 নিউক্লিয়াস। এটি বর্তমানে সাধারণভাবে গৃহীত দৃষ্টিভঙ্গি। কিন্তু তারপর থেকে, সূর্যের কেন্দ্রে 16 মিলিয়ন কে (কিছু পদার্থবিদ বিশ্বাস করেন 100 মিলিয়ন কে), 160 গ্রাম / সেমি 3 ঘনত্ব এবং 3.5 x 1011 বারের চাপে তাপনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে এমন কোনও প্রমাণ নেই। তাত্ত্বিক অনুমান সৌর করোনায় থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া স্পষ্ট। এটি সনাক্ত করা এবং পরিমাপ করা সহজ।

4. সোলার নিউট্রিনোর সমস্যা। সূর্যের কেন্দ্রে ঘটতে থাকা পারমাণবিক বিক্রিয়া বিপুল সংখ্যক ইলেক্ট্রন নিউট্রিনো গঠনের দিকে পরিচালিত করে। পুরানো ধারণা অনুসারে সৌর নিউট্রিনোর গঠন, রূপান্তর এবং সংখ্যা স্পষ্টভাবে ব্যাখ্যা করা হয়নি এবং কয়েক দশক যথেষ্ট। সূর্যের উপর থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের নতুন ধারণাগুলিতে এমন কোনও তাত্ত্বিক অসুবিধা নেই।

5. করোনা গরম করার সমস্যা। সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠের উপরে (ফটোস্ফিয়ার), যার তাপমাত্রা প্রায় 6,000 K, 1,500,000 K-এর বেশি তাপমাত্রা সহ সৌর করোনা। এটা দেখানো যেতে পারে যে ফটোস্ফিয়ার থেকে সরাসরি তাপের প্রবাহ যথেষ্ট নয়। করোনার এত উচ্চ তাপমাত্রার দিকে নিয়ে যায়। সূর্যে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের একটি নতুন উপলব্ধি সৌর করোনার এই ধরনের তাপমাত্রার প্রকৃতি ব্যাখ্যা করে। এখানেই থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে।

6. পদার্থবিদরা ভুলে গেছেন যে TOKAMAKS প্রধানত উচ্চ-তাপমাত্রার প্লাজমা ধারণ করার জন্য প্রয়োজন এবং এর বেশি কিছু নয়। বিদ্যমান এবং সৃষ্ট টোকামাকস থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন পরিচালনার জন্য প্রয়োজনীয়, বিশেষ, শারীরিক অবস্থা তৈরির জন্য প্রদান করে না। কিছু কারণে কেউ এটি বুঝতে পারে না। সবাই একগুঁয়েভাবে বিশ্বাস করে যে ডিউটেরিয়াম এবং ট্রিটিয়াম কয়েক মিলিয়ন তাপমাত্রায় ভালভাবে জ্বলতে হবে। হঠাৎ এমন হবে কেন? একটি পারমাণবিক লক্ষ্যমাত্রা দ্রুত বিস্ফোরিত হয়, পুড়ে যায় না। টোকামাকে কীভাবে পারমাণবিক দহন ঘটে তা ঘনিষ্ঠভাবে দেখুন। এই ধরনের একটি পারমাণবিক বিস্ফোরণ শুধুমাত্র একটি খুব বড় চুল্লির একটি শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা ধারণ করা যেতে পারে (এটি গণনা করা সহজ), কিন্তু তারপর দক্ষতা এই ধরনের একটি চুল্লি প্রযুক্তিগত অ্যাপ্লিকেশনের জন্য অগ্রহণযোগ্য হবে. মুলতুবি থাকা পেটেন্টে, ফিউশন প্লাজমা সীমাবদ্ধ করার সমস্যাটি সহজেই সমাধান করা হয়।

সূর্যের অন্ত্রে যে প্রক্রিয়াগুলি ঘটে সে সম্পর্কে বিজ্ঞানীদের ব্যাখ্যা গভীরতায় থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বোঝার জন্য অপর্যাপ্ত। কেউই জ্বালানি প্রস্তুতির প্রক্রিয়া, তাপ এবং ভর স্থানান্তরের প্রক্রিয়াগুলি গভীরতায়, খুব কঠিন জটিল পরিস্থিতিতে যথেষ্ট বিবেচনা করেনি। উদাহরণ স্বরূপ, কীভাবে, কোন পরিস্থিতিতে, প্লাজমা এমন গভীরতায় গঠিত হয় যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন ঘটে? সে কেমন আচরণ করে, ইত্যাদি। সর্বোপরি, টোকামাকস প্রযুক্তিগতভাবে এইভাবে সাজানো হয়।

সুতরাং, থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের একটি নতুন ধারণা এই এলাকায় বিদ্যমান সমস্ত প্রযুক্তিগত এবং তাত্ত্বিক সমস্যার সমাধান করে।

পুনশ্চ.যারা কয়েক দশক ধরে বৈজ্ঞানিক কর্তৃপক্ষের মতামতে (অনুমানে) বিশ্বাস করেছিলেন তাদের কাছে সহজ সত্য উপস্থাপন করা কঠিন। নতুন আবিষ্কারটি কী তা বোঝার জন্য, বহু বছর ধরে কী একটি মতবাদ রয়েছে তা স্বাধীনভাবে পর্যালোচনা করা যথেষ্ট। যদি একটি শারীরিক প্রভাবের প্রকৃতি সম্পর্কে একটি নতুন প্রস্তাব পুরানো অনুমানের সত্যতা সম্পর্কে সন্দেহ উত্থাপন করে, তাহলে প্রথমে নিজের কাছে সত্যটি প্রমাণ করুন। প্রত্যেক সত্যিকারের বিজ্ঞানীর এটাই করা উচিত। সৌর করোনায় থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের আবিষ্কার প্রাথমিকভাবে চাক্ষুষভাবে প্রমাণিত। থার্মোনিউক্লিয়ার দহন সূর্যের অন্ত্রে নয়, তার পৃষ্ঠে ঘটে। এটি একটি বিশেষ আগুন। সূর্যের অনেক ফটোগ্রাফ এবং ছবিতে, আপনি দেখতে পাচ্ছেন কীভাবে জ্বলন প্রক্রিয়া চলছে, কীভাবে প্লাজমা গঠনের প্রক্রিয়া চলছে।

1. নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন। উইকিপিডিয়া।

2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. নিয়ন্ত্রিত থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন ফিনিস লাইনে প্রবেশ করছে। ট্রয়েটস্ক ইনস্টিটিউট ফর ইনোভেশন এবং থার্মোনিউক্লিয়ার রিসার্চ। রাশিয়ান গবেষণা কেন্দ্র "Kurchatov ইনস্টিটিউট", 2006।

3. লেভেলিন-স্মিথ কে. থার্মোনিউক্লিয়ার পাওয়ার ইঞ্জিনিয়ারিংয়ের পথে। FIAN-এ 17 মে, 2009-এ দেওয়া বক্তৃতার উপাদান।

4. সূর্যের এনসাইক্লোপিডিয়া। টেসিস, 2006।

5. সূর্য। অ্যাস্ট্রোনেট

6. সূর্য এবং পৃথিবীর জীবন। রেডিও যোগাযোগ এবং রেডিও তরঙ্গ।

7. সূর্য এবং পৃথিবী। অভিন্ন ওঠানামা।

8. সূর্য। সৌর জগৎ. সাধারণ জ্যোতির্বিদ্যা। প্রকল্প "অ্যাস্ট্রোগ্যালাক্সি"।

9. সূর্যের কেন্দ্র থেকে যাত্রা। জনপ্রিয় মেকানিক্স, 2008।

10. সূর্য। শারীরিক বিশ্বকোষ।

11. দিনের জ্যোতির্বিদ্যা ছবি।

12. দহন। উইকিপিডিয়া।

"বিজ্ঞান ও প্রযুক্তি"