Nuclear Fusion Pathways

نیوکلیئر فیوژن کے راستے

Proton-proton chain vs. CNO cycle, and how core temperature and mass determine fusion processes

ہر روشن مین سیکوئنس ستارے کے دل میں ایک fusion engine ہوتا ہے، جہاں ہلکے نیوکلیائی بھاری عناصر بنانے کے لیے ملتے ہیں، اور بہت زیادہ توانائی خارج کرتے ہیں۔ ستارے کے مرکز میں ہونے والے مخصوص nuclear reactions اس کے mass، core temperature، اور chemical composition پر بہت زیادہ منحصر ہوتے ہیں۔ سورج کے برابر یا اس سے چھوٹے ستاروں کے لیے، proton-proton (p–p) chain ہائڈروجن فیوژن پر غالب ہوتا ہے، جبکہ massive, hotter stars CNO cycle پر انحصار کرتے ہیں—ایک کیٹلیٹک عمل جو کاربن، نائٹروجن، اور آکسیجن کے آئسوٹوپس پر مشتمل ہوتا ہے۔ ان مختلف فیوژن راستوں کو سمجھنا یہ بتاتا ہے کہ ستارے اپنی زبردست روشنی کیسے پیدا کرتے ہیں اور کیوں زیادہ ماس والے ستارے تیزی سے اور زیادہ روشن جلتے ہیں، لیکن ان کی عمر بہت کم ہوتی ہے۔

اس مضمون میں، ہم p–p chain فیوژن کی بنیادی باتوں میں غوطہ لگائیں گے، CNO cycle کی وضاحت کریں گے، اور بیان کریں گے کہ مرکز کا درجہ حرارت اور ستارے کا ماس کس طرح طے کرتا ہے کہ کون سا راستہ ستارے کے مستحکم ہائڈروجن جلنے کے مرحلے کو توانائی فراہم کرتا ہے۔ ہم دونوں عمل کے مشاہداتی شواہد کا بھی جائزہ لیں گے اور غور کریں گے کہ کس طرح ستارے کے اندر بدلتے ہوئے حالات وقت کے ساتھ فیوژن چینلز کے توازن کو تبدیل کر سکتے ہیں۔

1. سیاق و سباق: ستاروں کے مرکز میں ہائڈروجن فیوژن

1.1 ہائڈروجن فیوژن کا مرکزی کردار

مین سیکوئنس ستارے اپنی مستحکم روشنی کا قرض اپنے مرکز میں hydrogen fusion کو دیتے ہیں، جو ایک بیرونی تابکاری دباؤ فراہم کرتا ہے جو کششی زوال کو متوازن کرتا ہے۔ اس مرحلے میں:

  • Hydrogen (سب سے زیادہ پایا جانے والا عنصر) helium میں ضم ہو جاتا ہے۔
  • Mass → Energy: ماس کا ایک چھوٹا سا حصہ توانائی میں تبدیل ہو جاتا ہے (E=mc2) جو فوٹونز، نیوٹریونز، اور حرارتی حرکت کی صورت میں خارج ہوتی ہے۔

ستارے کا کل ماس اس کا core temperature اور کثافت طے کرتا ہے، جو یہ تعین کرتا ہے کہ کون سا فیوژن راستہ ممکن یا غالب ہے۔ کم درجہ حرارت والے مرکزوں میں (جیسے سورج کا تقریباً ~1.3×107 K)، p–p chain سب سے مؤثر ہے؛ زیادہ گرم، زیادہ بڑے ستاروں میں (مرکزی درجہ حرارت ≳1.5×107 K)، CNO cycle p–p chain سے آگے نکل سکتا ہے، جو زیادہ روشن توانائی فراہم کرتا ہے [1,2]۔

1.2 توانائی کی پیداوار کی شرح

ہائڈروجن فیوژن کی شرح درجہ حرارت کے لیے انتہائی حساس ہے۔ مرکز کے درجہ حرارت میں معمولی اضافہ ردعمل کی شرح کو ڈرامائی طور پر بڑھا سکتا ہے—ایک خصوصیت جو مین سیکوئنس ستاروں کو hydrostatic equilibrium برقرار رکھنے میں مدد دیتی ہے۔ اگر ستارہ تھوڑا سا دبا دیا جائے، جس سے مرکز کا درجہ حرارت بڑھ جائے، تو فیوژن کی شرح بڑھ جاتی ہے، اضافی دباؤ پیدا ہوتا ہے تاکہ توازن بحال کیا جا سکے، اور اس کے برعکس۔

2. پروٹون-پروٹون (p–p) سلسلہ

2.1 مراحل کا جائزہ

کم اور درمیانے درجے کے ستاروں (تقریباً ~1.3–1.5 M⊙ تک)، p–p سلسلہ ہائیڈروجن فیوژن کا غالب راستہ ہے۔ یہ ردعمل کی ایک سیریز میں ہوتا ہے جو چار پروٹونز (ہائیڈروجن نیوکلئی) کو ایک ہیلیم-4 نیوکلئیس (4He) میں تبدیل کرتا ہے، پوزیٹرونز، نیوٹریں، اور توانائی خارج کرتا ہے۔ سادہ شدہ خالص ردعمل:

4 p → 4He + 2 e+ + 2 ν + γ۔

یہ سلسلہ تین ذیلی سلسلوں (p–p I، II، III) میں تقسیم کیا جا سکتا ہے، لیکن مجموعی اصول یکساں ہے: بتدریج تعمیر کرنا 4پروٹونز سے He۔ آئیے اہم شاخوں کا خاکہ بنائیں [3]:

p–p I شاخ

  1. p + p → 2H + e+ + νe
  2. 2H + p → 3He + γ
  3. 3He + 3He → 4He + 2p

p–p II اور III شاخیں

مزید شامل کریں 7Be یا 8B، الیکٹرانز کو پکڑنا یا الفا ذرات خارج کرنا، مختلف نیوٹریں پیدا کرنا جن کی توانائیاں تھوڑی مختلف ہوتی ہیں۔ جیسے جیسے درجہ حرارت بڑھتا ہے، یہ ضمنی شاخیں زیادہ اہم ہو جاتی ہیں، نیوٹریں کے دستخط کو بدلتی ہیں۔

2.2 اہم ضمنی مصنوعات: نیوٹریں

p–p چین فیوژن کی ایک خاص بات نیوٹرینو کی پیداوار ہے۔ یہ تقریباً بے وزن ذرات ستارے کے مرکز سے تقریباً بغیر رکاوٹ کے نکل جاتے ہیں۔ زمین پر شمسی نیوٹرینو تجربات ان نیوٹرینو کا ایک حصہ دریافت کرتے ہیں، جو تصدیق کرتا ہے کہ p–p چین واقعی سورج کا بنیادی توانائی کا ذریعہ ہے۔ ابتدائی نیوٹرینو تجربات میں تضادات سامنے آئے ("شمسی نیوٹرینو مسئلہ"), جو آخرکار نیوٹرینو کے ارتعاشات کو سمجھ کر اور شمسی ماڈلز کو بہتر بنا کر حل ہو گئے [4]۔

2.3 درجہ حرارت کا انحصار

p–p ردعمل کی رفتار تقریباً T کے طور پر بڑھتی ہے4 سورج کے مرکز کے درجہ حرارت پر، اگرچہ مختلف شاخوں میں درست طاقت مختلف ہوتی ہے۔ نسبتاً معتدل درجہ حرارت کی حساسیت کے باوجود (CNO کے مقابلے میں)، p–p چین اتنی مؤثر ہے کہ تقریباً 1.3–1.5 شمسی کمیت تک کے ستاروں کو توانائی فراہم کر سکتی ہے۔ زیادہ بڑے ستاروں میں عام طور پر مرکزی درجہ حرارت زیادہ ہوتا ہے، جو متبادل، تیز رفتار چکروں کو ترجیح دیتا ہے۔

3. CNO Cycle

3.1 کاربن، نائٹروجن، آکسیجن بطور کیٹالسٹ

زیادہ بڑے ستاروں کے گرم مرکز کے لیے، CNO cycle (کاربن–نائٹروجن–آکسیجن) ہائیڈروجن فیوژن پر حاوی ہوتا ہے۔ اگرچہ خالص ردعمل اب بھی 4p → 4He ہے، یہ طریقہ کار C, N, اور O نیوکلیائی کو درمیانی کیٹالسٹ کے طور پر استعمال کرتا ہے:

  1. 12C + p → 13N + γ
  2. 13N → 13C + e+ + νe
  3. 13C + p → 14N + γ
  4. 14N + p → 15O + γ
  5. 15O → 15N + e+ + νe
  6. 15N + p → 12C + 4He

نتیجہ ایک ہی ہے: چار پروٹون ہیلیم-4 اور نیوٹرینو میں تبدیل ہو جاتے ہیں، لیکن C, N, and O کی موجودگی ردعمل کی رفتار پر گہرا اثر ڈالتی ہے۔

3.2 درجہ حرارت کی حساسیت

CNO سائیکل p–p چین کے مقابلے میں بہت زیادہ درجہ حرارت حساس ہے، تقریباً T کے طور پر بڑھتا ہے15–20 عام بڑے ستارے کے مرکز کے حالات کے گرد۔ نتیجتاً، معمولی درجہ حرارت میں اضافہ فیوژن کی شرح کو آسمان تک پہنچا سکتا ہے، جس کے نتیجے میں:

  • زیادہ روشنی بڑے ستاروں میں۔
  • مرکز کے درجہ حرارت پر شدید انحصار جو بڑے ستاروں کو متحرک توازن برقرار رکھنے میں مدد دیتا ہے۔

کیونکہ ستارے کا ماس مرکز کے دباؤ اور درجہ حرارت کا تعین کرتا ہے، صرف وہ ستارے جن کا ماس تقریباً ~1.3–1.5 M سے زیادہ ہو⊙ اندرونی اتنا گرم رکھنا (~1.5×107 K یا اس سے زیادہ) CNO سائیکل کے غالب ہونے کے لیے [5]۔

3.3 Metallicity اور CNO سائیکل

ستارے کی ترکیب میں CNO کی مقدار (ہیلیم سے بھاری عناصر کے لیے اس کی metallicity) سائیکل کی کارکردگی کو متاثر کر سکتی ہے۔ زیادہ ابتدائی C, N, O زیادہ catalysts فراہم کرتے ہیں اور اس طرح دیے گئے درجہ حرارت پر ردعمل کی رفتار تھوڑی تیز ہو جاتی ہے—یہ ستاروں کی عمر اور ارتقائی راستوں کو بدل سکتا ہے۔ انتہائی metal-poor ستارے p–p چین پر انحصار کرتے ہیں جب تک کہ وہ بہت زیادہ درجہ حرارت تک نہ پہنچیں۔

4. ستارے کا ماس، مرکز کا درجہ حرارت، اور فیوژن کا راستہ

4.1 ماس–درجہ حرارت–فیوژن موڈ

ستارے کا ابتدائی ماس اس کی ثقلی صلاحیت طے کرتا ہے، جو مرکزی درجہ حرارت کو زیادہ یا کم کرتا ہے۔ نتیجتاً:

  1. کم سے درمیانہ ماس (≲1.3 M⊙): p–p چین بنیادی ہائیڈروجن فیوژن کا راستہ ہے، جس کا درجہ حرارت نسبتاً معتدل (~1–1.5×107 K) ہوتا ہے۔
  2. زیادہ ماس (≳1.3–1.5 M⊙): مرکز اتنا گرم ہے (≳1.5×107 K) کہ CNO cycle توانائی پیدا کرنے میں p–p چین سے آگے نکل جاتا ہے۔

بہت سے ستارے مخصوص گہرائیوں/درجہ حرارتوں پر دونوں عملوں کا امتزاج اپناتے ہیں؛ ستارے کا مرکز ایک میکانزم سے غالب ہو سکتا ہے، جبکہ دوسرا بیرونی پرتوں یا ابتدائی/بعد کے ارتقائی مراحل میں فعال ہوتا ہے [6,7]۔

4.2 تقریباً ~1.3–1.5 M کے گرد تبدیلی⊙

حد abrupt نہیں ہے لیکن تقریباً 1.3–1.5 شمسی ماسز کے ارد گرد ہے جہاں CNO ایک اہم حصہ دار بنتا ہے۔ مثال کے طور پر، Sun (~1 M⊙) اپنی fusion توانائی کا تقریباً 99% p–p کے ذریعے حاصل کرتا ہے۔ 2 M⊙ یا اس سے زیادہ کا ستارہ CNO سائیکل کو غالب دیکھتا ہے، جبکہ p–p چین ایک چھوٹا حصہ دیتا ہے۔

4.3 ستارے کی ساخت کے نتائج

  • p–p غالب ستارے: اکثر بڑے convective envelopes، نسبتاً سست fusion کی شرح، اور طویل عمر دکھاتے ہیں۔
  • CNO-Dominant Stars: بہت زیادہ فیوژن کی شرحیں، بڑے ریڈی ایٹو لفافے، کم عمر مین سیکوئنس، اور طاقتور ستاروں کی ہوائیں جو مواد کو چھین سکتی ہیں۔

5. مشاہداتی علامات

5.1 نیوٹرینو فلو

سورج سے نیوٹرینو اسپیکٹرم p–p چین کا ثبوت ہے۔ زیادہ بڑے ستاروں (جیسے ہائی-لومینوسٹی ڈوارف یا دیو ستارے) میں، CNO سائیکل سے اضافی نیوٹرینو فلو اصولی طور پر ناپا جا سکتا ہے۔ مستقبل کے جدید نیوٹرینو ڈیٹیکٹرز نظریاتی طور پر ان سگنلز کو الگ کر سکتے ہیں، جو کور کے عمل کی براہ راست جھلکیاں فراہم کرتے ہیں۔

5.2 ستاروں کی ساخت اور HR ڈایاگرامز

کلسٹر کلر-میگنیٹیوڈ ڈایاگرامز ماس-لومینوسٹی تعلق کو ظاہر کرتے ہیں جو ستارے کے کور فیوژن سے بنتا ہے۔ ہائی ماس کلسٹرز روشن، کم عمر مین سیکوئنس ستارے دکھاتے ہیں جن کے اوپری HR ڈایاگرام (CNO ستارے) میں تیز ڈھلوان ہوتی ہے، جبکہ کم ماس کلسٹرز p–p چین ستاروں کے گرد گھومتے ہیں جو مین سیکوئنس پر اربوں سال زندہ رہتے ہیں۔

5.3 ہیلیوسیزمولوجی اور ایسٹروسیزمولوجی

سورج کی اندرونی ارتعاشات (helioseismology) کور کے درجہ حرارت جیسے تفصیلات کی تصدیق کرتی ہیں، جو p–p چین ماڈلز کی حمایت کرتی ہیں۔ دیگر ستاروں کے لیے، asteroseismology، Kepler یا TESS جیسے مشنوں کے ساتھ، اندرونی ساخت کے اشارے ظاہر کرتی ہے—دکھاتی ہے کہ توانائی پیدا کرنے کے عمل ماس اور ترکیب کے ساتھ کیسے مختلف ہو سکتے ہیں [8,9]۔

6. ہائیڈروجن جلنے کے بعد کی ارتقا

6.1 پوسٹ-مین سیکوئنس انحراف

جب کور میں ہائیڈروجن ختم ہو جائے:

  • Low-Mass p–p Stars سرخ دیوؤں میں پھیل جاتے ہیں، اور آخر کار ایک ڈیجنریٹ کور میں ہیلیم کو جلاتے ہیں۔
  • High-Mass CNO Stars تیزی سے ایڈوانسڈ جلنے کے مراحل (He, C, Ne, O, Si) کی طرف بڑھتے ہیں جو کور-کولپس سپرنووا میں ختم ہوتے ہیں۔

6.2 کور کی حالتوں میں تبدیلی

شیل ہائیڈروجن جلنے کے دوران، ستارے شیلز میں CNO عمل کو دوبارہ متعارف کرا سکتے ہیں یا دیگر تہوں میں p–p چین پر انحصار کر سکتے ہیں، جیسا کہ درجہ حرارت کے پروفائلز تبدیل ہوتے ہیں۔ کثیر شیل جلنے میں فیوژن کے طریقوں کا تعامل پیچیدہ ہوتا ہے، جو اکثر سپرنووا یا سیاروی نیبولا کے اخراج سے حاصل شدہ عنصری پیداوار سے ظاہر ہوتا ہے۔

7. نظریاتی اور عددی ماڈلنگ

7.1 ستاروں کی ارتقائی کوڈز

MESA، Geneva، KEPLER، یا GARSTEC جیسے کوڈز p–p اور CNO دونوں سائیکلز کے نیوکلیئر ردعمل کی شرحیں شامل کرتے ہیں، اور وقت کے ساتھ ستاروں کی ساخت کے مساوات کو دہرایا جاتا ہے۔ ماس، دھاتیت، اور گردش جیسے پیرامیٹرز کو ایڈجسٹ کر کے، یہ کوڈز ارتقائی راستے تیار کرتے ہیں جو ستاروں کے کلسٹرز یا اچھی طرح سے جانچے گئے ستاروں کے مشاہداتی ڈیٹا سے میل کھاتے ہیں۔

7.2 ردعمل کی شرح کا ڈیٹا

صحیح نیوکلیئر کراس سیکشنز (مثلاً، زیر زمین لیبارٹریز میں LUNA تجربات سے p–p چین کے لیے، یا CNO سائیکل کے لیے NACRE یا REACLIB ڈیٹا بیسز) ستاروں کی روشنی اور نیوٹرینو فلو کی درست ماڈلنگ کو یقینی بناتے ہیں۔ کراس سیکشنز میں معمولی تبدیلیاں متوقع ستاروں کی عمر یا p–p/CNO سرحد [10] کی جگہ کو معنی خیز طور پر تبدیل کر سکتی ہیں۔

7.3 کثیر جہتی سمولیشنز

جبکہ 1D کوڈز بہت سے ستاروں کے پیرامیٹرز کے لیے کافی ہیں، کچھ عمل—جیسے کنوکشن، MHD غیر استحکام، یا اعلیٰ درجے کے برننگ مراحل—2D/3D ہائیڈرودائنامک سمولیشنز سے فائدہ اٹھا سکتے ہیں، جو یہ واضح کرتے ہیں کہ مقامی مظاہر کس طرح عالمی فیوژن کی شرح یا مکسنگ کو متاثر کر سکتے ہیں۔

8. وسیع تر مضمرات

8.1 کہکشاؤں کی کیمیائی ارتقا

مین سیکوئنس کا ہائیڈروجن فیوژن کہکشاں میں ستاروں کی تشکیل کی شرح اور ستاروں کی عمر کی تقسیم پر گہرا اثر ڈالتا ہے۔ اگرچہ بھاری عناصر بعد کے مراحل میں بنتے ہیں (مثلاً ہیلیم برننگ، سپرنووا)، لیکن کہکشاں کی آبادی میں ہائیڈروجن کو ہیلیم میں تبدیل کرنے کا بنیادی عمل p–p یا CNO طریقوں پر منحصر ہوتا ہے جو ستاروں کے ماس کے مطابق ہوتا ہے۔

8.2 Exoplanet Habitability

کم ماس والے p–p چین ستارے (جیسے سورج یا ریڈ ڈورف) اربوں سے کھربوں سالوں کی مستحکم عمر رکھتے ہیں—جو ممکنہ سیاروی نظاموں کو حیاتیاتی یا ارضیاتی ارتقا کے لیے کافی وقت دیتے ہیں۔ اس کے برعکس، مختصر عمر والے CNO ستارے (O، B قسم) عارضی اوقات فراہم کرتے ہیں، جو پیچیدہ زندگی کے ابھرنے کے لیے ممکنہ طور پر ناکافی ہیں۔

8.3 مستقبل کے مشاہداتی مشن

جیسے جیسے ایکسوپلینٹ اور ایسٹروسیزمولوجی کی تحقیق تیز ہوتی ہے، ہم ستاروں کے داخلی عمل کے بارے میں مزید جانتے ہیں، شاید p–p اور CNO دستخط کو ستاروں کی آبادی میں فرق کر سکیں۔ PLATO جیسے مشن یا زمینی اسپیکٹروسکوپک سروے مختلف فیوژن طریقوں میں مین سیکوئنس ستاروں میں ماس-میٹالیسٹی-لومینوسٹی کے تعلقات کو مزید بہتر کریں گے۔

9. نتیجہ

ہائیڈروجن فیوژن ستاروں کی زندگی کی ریڑھ کی ہڈی کے طور پر کھڑا ہے: یہ مین سیکوئنس کی روشنی کو چلاتا ہے، ستاروں کو ثقلی انہدام سے مستحکم کرتا ہے، اور ستاروں کی ارتقا کے اوقات کا تعین کرتا ہے۔ پروٹون-پروٹون چین یا CNO سائیکل کے درمیان انتخاب بنیادی طور پر کور درجہ حرارت پر منحصر ہے، جو خود ستارے کے ماس سے جڑا ہوتا ہے۔ کم سے درمیانے ماس والے ستارے جیسے سورج p–p چین ردعمل پر انحصار کرتے ہیں، جو طویل اور مستحکم عمر فراہم کرتے ہیں، جبکہ زیادہ بڑے ستارے تیز رفتار CNO سائیکل اپناتے ہیں، جو چمکدار ہوتے ہیں لیکن جلد ختم ہو جاتے ہیں۔

تفصیلی مشاہدات، سولر نیوٹرینو ڈیٹیکشن، اور نظریاتی ماڈلنگ کے ذریعے، ماہرین فلکیات ان فیوژن راستوں کی تصدیق کرتے ہیں اور یہ بہتر بناتے ہیں کہ یہ کس طرح ستاروں کی ساخت، آبادی کی حرکیات، اور بالآخر کہکشاؤں کی تقدیر کو شکل دیتے ہیں۔ جب ہم کائنات کے ابتدائی ادوار اور دور مستقبل کے ستاروں کے باقیات کی طرف دیکھتے ہیں، تو یہ فیوژن عمل کائنات کی روشنی اور ستاروں کی تقسیم کی وضاحت میں ایک کلیدی کردار ادا کرتے ہیں۔

References and Further Reading

  1. Eddington, A. S. (1920). “ستاروں کی داخلی ساخت۔” The Scientific Monthly, 11, 297–303.
  2. Bethe, H. A. (1939). “ستاروں میں توانائی کی پیداوار۔” Physical Review, 55, 434–456.
  3. Adelberger, E. G., et al. (1998). “سولر فیوژن کراس سیکشنز۔” Reviews of Modern Physics, 70, 1265–1292.
  4. Davis, R., Harmer, D. S., & Hoffman, K. C. (1968). “Search for neutrinos from the Sun.” Physical Review Letters, 20, 1205–1209.
  5. Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley & Sons.
  6. Kippenhahn, R., Weigert, A., & Weiss, A. (2012). Stellar Structure and Evolution, 2nd ed. Springer.
  7. Arnett, D. (1996). Supernovae and Nucleosynthesis. Princeton University Press.
  8. Christensen-Dalsgaard, J. (2002). “Helioseismology.” Reviews of Modern Physics, 74, 1073–1129.
  9. Chaplin, W. J., & Miglio, A. (2013). “Asteroseismology of Solar-Type and Red-Giant Stars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 353–392.
  10. Iliadis, C. (2015). Nuclear Physics of Stars, 2nd ed. Wiley-VCH.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس