තාරකා ශක්තිය නිපදවන ආකාරය

තාරකා ශක්තිය නිපදවන ආකාරය

න්‍යෂ්ටික විලයනය

අපගේ සූර්යයා ඇතුළු සියළු තාරකා ශක්තිය නිපදවන්නේ න්‍යෂ්ටික විලයන ප්‍රතිකි්‍රයා මඟිනි.නියුක්ලියෝනයක බඳන ශක්තිය හා ස්කන්ධ අංකය අතර ප්‍රස්තාරය මඟින් ලබා ගත හැකි තොරතුරු මඟින් අස්ථායි සැහැල්ලූ න්‍යෂ්ටි 2 ක් හෝ කිහිපයක් එක් වී ස්ථායි න්‍යෂ්ටියක් තැනිය හැකි බව පෙනී යයි. මෙලෙස පරමාණු න්‍යෂ්ටි 2ක් හෝ වැඩි ගණනක් එකිනෙක එකතු වෙමින් නොහොත් විලයනය වෙමින් තනි,මුල් න්‍යෂ්ටින් සියල්ලටම වඩා ඉහළ ස්කන්ධ ක්‍රමාංකයක් ඇති න්‍යෂ්ටියක් සෑදීමේ ක්‍රියාවලිය න්‍යෂ්ටික විලයනය ලෙස හඳුන්වයි.

න්‍යෂ්ටික විලයනයේ ප්‍රතිඵලය යකඩ න්‍යෂ්ටියට වඩා කුඩා න්‍යෂ්ටියක් වූ විට ප්‍රතිකි්‍රයාවෙන් ශක්තිය මුක්ත වේ.මෙහිදී ස්කන්ධ ඌනතාවයක් ඇති වේ.එම ස්කන්ධ ඌනතාවය හේතු කොටගෙන න්‍යෂ්ටික විලයන කි්‍රයාවලියේදී මෙම ඉතා අධික ශක්ති ප්‍රමාණය මුදා හරී.

න්‍යෂ්ටික විලයන ප්‍රතිකි්‍රයා සිදුවන්නේ ඉතාමත් අධික උෂ්ණත්වයකදී කුඩා න්‍යෂ්ටි එකිනෙක සමඟ ගැටීමට සැලැස්වීමෙන්ය.මෙහිදී කුඩා න්‍යෂ්ටි ඒවා අතර පවතින විද්‍යුත් විකර්ෂණ බල අභිබවා යවමින් ගැටීමට සැලැස්විය යුතු= අතර ඒ සඳහා එම න්‍යෂ්ටි අධික වේගවලින් චලිත විය යුතුය.න්‍යෂ්ටිවලට අධික වේග ලැබීම සඳහා ඒවාට අධික චාලක ශක්ති පැවැතිය යුතු අතර ඒ සඳහා අධ්ක උෂ්ණත්වයක් පැවැතිය යුතුය.

තාරකා තුළද ශක්තිය නිපදවන්නේ මෙවැනි න්‍යෂ්ටික විලයන ප්‍රතිකි්‍රයා මඟිනි.මෙසේ තාරකා තුළ ශක්තිය නිපදවන න්‍යෂ්ටික විලයන ප්‍රතික්‍රියා ආකාර 3 කි.

  1. ප්‍රෝටෝන-ප්‍රෝටෝන දාමය
  2. කාබන්-නයිට්‍රජන්-ඔක්සිජන් චක්‍රය (ක‍භධ චක්‍රය)
  3. ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා ක්‍රමය

මෙම ප්‍රතික්‍රියා ආකාරය අනුව ශක්තිය පිටවීමේදී පිටවන විකිරණ වර්ගය වෙනස් වේ.එමෙන්ම මෙම ප්‍රතිකි්‍රයා සිදුවීමට අවශ්‍ය උෂ්ණත්වයන්ද එකිනෙකට වෙනස්ය

මෙම ක්‍රම අතුරින් සූර්යයා ඇතුළු බොහොමයක් තාරකා තුළ ශක්තිය නිපදවන ප්‍රධානතම ආකාරය වන්නේ ප්‍රෝටෝන-ප්‍රෝටෝන දාමයයි.අනෙක් ප්‍රතික්‍රියා තාරකාව මත සිදුවීමට එම තාරකාවේ ස්කන්ධය බලපායි.

තාරකාවක අභ්‍යන්තර ශක්තිය නිපදවීම එය තුළ ඇති හයිඩ්‍රජන් ප්‍රමාණය මත බලපායි.එනම් තාරකාවක ජීවිත කාලය රදා පවතින්නේ තාරකාවේ ස්කන්ධය මතයි. එමෙන්ම තාරකාවක ශක්තිය නිපදවන ශීඝ්‍රතාව රදා පවතින්නේද ස්කන්ධය මතය.

ප්‍රෝටෝන-ප්‍රෝටෝන දාමය

මූලිකවම මෙම ශක්තිය නිපදවන කි්‍රයාවලියේදී සූර්යයා තුළ සිදු වන්නේ හයිඩ්‍රජන් පරමාණු එකතු වී ස්කන්ධයෙන් වැඩි හීලියම් පරමාණු නිපදවීමයි.මෙහිදි හයිඩ්‍රජන් ඉන්ධනයක් ලෙස සැලකිය හැකිය.එමනිසා මෙහිදී හයිඩ්‍රජන් වැඩි ප්‍රමාණයක් ඇති තාරකාවලට වැඩි ආයු කාලයක් ඇති බව හැ`ගී යයි. නමුත් එය එසේ නොවේ.

සූර්යයා ඇතුළු සූර්ය ස්කන්ධයට වඩා ස්කන්ධය අඩු හෝ සමාන තාරකා තුළ ප්‍රෝටෝන-ප්‍රෝටෝන දාමය ම`ගින් ශක්තිය නිපදවයි.සූර්යයා තුළ නිපදවන ශක්තියෙන් 90]කටත් වඩා වැඩි ප්‍රමාණයක් නිපදවන්නේ මෙම ආකාරයටය.මෙය සිදුවන්නේ ප්‍රෝටෝනවල චාලක ශක්තිය ඒවායේ අන්‍යෝන්‍ය විකර්ෂණ බල මැඩපැවැත්වීමට තරම් ප්‍රබල වූ විට පමණි. එමනිසා මෙම ප්‍රතික්‍රියාව ආරම්භ වීමට කෙල්වින් මිලියන 10කට වඩා වැඩි උෂ්ණත්වයක් තාරකාවේ හරය තුළ පැවතිය යුතුය.

මෙහිදී සිදුවන්නේ –

සූර්යයාගේ හරයේ ඇති අධික උෂ්ණත්වය නිසා එහි ඇති හයිඩ්‍රජන්වල ඉලෙක්ට්‍රෝන සිය පරමාණුවලින් වෙන් වී පවතී.එනම් ප්ලාස්ම අවස්ථාවේ පවතී.එවිට හයිඩ්‍රජන් පරමාණුවේ ඉතිරි වන්නේ එක් ප්‍රෝටෝනයක් පමණක් පවතින න්‍යෂ්ටි පමණි.සූර්ය හරයේ උෂ්ණත්වය අධික සේම එහි පීඩනයද ඉතා ඉහළ අගයක් ගන්නා නිසා මෙම හයිඩ්‍රජන් පරමාණු 4ක් එකතු වීමෙන් හීලියම් න්‍යෂ්ටියක් නිර්මාණය වේ.මෙම ක්‍රියාවලියේ අතුරු ඵලයක් ලෙස ශක්තිය නිපදවේ.

මෙහිදී එක්වරම හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි 4න් සංයෝජනයවී හීලියම් න්‍යෂ්ටිය නිර්මාණය නොවන අතර එය පියවර කිහිපයකින් සිදුවේ.

හයිඩ්‍රජන්හි සමස්ථානිකය නිර්මාණය වේ.මෙහිදී නියුටි්‍රනෝ නම් වූ ඉතා සැහැල්ලූ උප පරමාණුක අංශ=වක් නිර්මාණය වන අතර එයට ඉතා ඉහළ වේගයක් හා විනිවිද යාමේ හැකියාවක් ඇත.එනම් තත්පර කිහිපයක් තුළ පෘථීවිය හරහා ගමන් කිරීමේ හැකියාවක් ඇති තරම් වේගයක් මෙම නියුටි්‍රනෝවලට ඇත. නියුටි්‍රනෝවලට අප සිරුර හරහා වුවද විනිවිද යා හැක.

 11H + 11H → 21H + -01e + 00Ʋ

11H – ප්‍රෝටියම්, 21H – ඩියුටීරියම්, Ʋ – නියුටි්‍රිනෝව

දෙවන පියවරේදී මෙම ඩියුටීරියම් න්‍යෂ්ටි තවත් හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටියක් සම`ග සංයෝජනය වේ.මෙහිදී ස්කන්ධයෙන් අඩු හීලියම් සමස්ථානිකයක් නිර්මාණය වේ. මෙහිදී ගැමා කිරණ ලෙෂ ශක්තිය පිට වේ.

    21H + 11H →  32He + 00ꙋ 

   ꙋ – ගැමා කිරණ

අවසානයේදී මෙවැනි ස්කන්ධයෙන් අඩු හීලියම් සමස්ථානික 2ක් එකට සංයෝජනය වී හීලියම් න්‍යෂ්ටියක් නිර්මාණය වන අතර හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි 2ක්ද පිට වී යයි. මෙම හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ට් දෙක පසුව වෙනත් ප්‍රතිකි්‍රයාවකට දායක වේ.

     32He + 32He → 42He + 11H + 11H

මෙම න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයාවේදී ශක්තිය නිපදවූයේ ස්කන්ධය හානි වූ නිසාය.

එනම්,

හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටියක ස්කන්ධය } 1’67 « 10-27 kg

හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි 4ක ස්කන්ධය } 4 « 1’67 « 10-27 kg 

  } 6’693 « 10-27 kg

හීලියම් න්‍යෂ්ටියක ස්කන්ධය  }  6’645 « 10-27 kg  

එනම් හීලියම් න්‍යෂ්ටියක ස්කන්ධයට වඩා හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි 4ක ස්කන්ධය වැඩිය.එම වැඩි වන ස්කන්ධය ශක්තිය බවට පරිවර්තනය වේ.මෙම ශක්ති ප්‍රමාණය කොතෙක්ද යන්න අයින්සටයින් ඉදිරිපත් කළ සාපේක්ෂතාවාදයේ සදහන්වන E= mc2 සමීකරණය මගින් ගණනය කළ හැක.

E= mc2

     E= ජනනය වන ශක්තිය (J), m= හානි වූ ස්කන්ධය (kg), c= ආලෝකයේ ප්‍රවේගය (ms-1

මෙම සමීකරණයට අනුව,

හානි වූ ස්කන්ධ ප්‍රමාණය – 0’048 « 10-27 kg

නිපදවූ ශක්ති ප්‍රමාණය – E= mc2

 – 0’048 « 10-27 « (3 « 108)2 

  – 4’32 « 10-12 J 

මෙය ඉතා කුඩා ශක්ති ප්‍රමාණයකි.නමුත් තත්පරයක් තුළ සූර්ය අභ්‍යන්තරයේ මෙවැනි ප්‍රතික්‍රියා දළ වශයෙන් 1038 පමණ සිදු වේ.

ඒ අනුව තත්පරයක් තුළ සූර්යයාගේ අභ්‍යන්තරයේ නිපදවන ශක්ති ප්‍රමාණය

4’32 « 10-12 J « 1038 

4’32 « 1026 J 

මෙම ශක්තිය පසුව ආලෝකය, තාපය, කිරණ ආදී වූ විවිධ විකිරණ ලෙස විශ්වයට මුදා හරී.මෙම ශක්ති ප්‍රමාණය නිපදවීම සදහා එක් තත්පරයක් තුළදී සූර්යයාගේ ස්කන්ධයෙන් 4.8 « 109නට ක ප්‍රමාණයක් වැය වේ.නමුත් සූර්යයාගේ මුළු ස්කන්ධය හා සසදන විට මෙය ඉතා කුඩා අගයකි.

නමුත් දීර්ඝකාලීනව මෙම ක්‍රියාවලිය සිදුවීම නිසා සූර්යයා ඇතුඑ තාරකාවල මෙසේ දහනය කළ හැකි හයිඩ්‍රජන් අවසන් වන අතර එවිට තාරකාවේ මරණය ආරම්භ වේ. සූර්යයාගේ ස්කන්ධයෙන් වැඩි කොටසක් අයත් වන්නේ හරයටය.එමනිසා සූර්යයාගේ ස්කන්ධය පැවසීමේදී හරයේ ස්කන්ධය පමණක් සැලකිය හැකිය.ඒ අනුව සූර්යයාගේ හරයේ ස්කන්ධය හා තත්පරයක් තුළ නිපදවන ශක්තිය සන්සන්දනය කිරීම මගින් සූර්යයාගේ ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයේ අයු කාලය තීරණය කළ හැකිය. දළ වශයෙන් එය වසර බිලියන 10ක් පමණ වේ.

ස්කන්ධය වැඩි තාරකා සිය අධික ගුරුත්වය මැඩපවත්වාගෙන ස්ථාවරව පැවතීමට නම් වැඩි ශක්තියක් නිපදවිය යුතුය. මේ හේතුව නිසාම සූර්යයා වැනි කුඩා තාරකාවලට වඩා වැඩි ස්කන්ධ හානියක් මෙවැනි තාරකා තුළ සි්දුවේ.එමනිසා ස්කන්ධය වැඩි විශාල තාරකා කුඩා තාරකාවලට වඩා කෙටි ආයු කාලයක් තුළ සිය ජීවිත කාලය හමාර කරයි.ඒ අනුව තාරකාවක ආයු කාලය එහි ස්කන්ධයට ප්‍රතිලෝමව සමානුපාතික වේ.

තාරකාවක ආයු කාලය (T) ∝ 1 / තාරකාවේ ස්කන්ධය ( μ )

CNO චක්‍රය

සූර්යයාගේ ස්කන්ධයට වඩා ස්කන්ධය 1.3 ගුණයකට පමණ වඩා වැඩි තාරකාවල ප්‍රධානව සිදුවේ.සාමාන්‍යයෙන් ක‍භධ චක්‍රය ආරමිභ වීමට කෙල්වින් මිලියන 14ක පමණ උෂ්ණත්වයක් පැවතිය යුතුය. එනම් සූර්යයාට වඩා ප්‍රමාණයෙන් විශාල හා හරයේ උෂ්ණත්වය සූර්යයාට වඩා වැඩි තාරකා තුළ මෙම ක‍භධ චක්‍රය වැඩි වශයෙන් සිදු වේ.අපගේ සූර්යයා තුළ ක‍භධ චක්‍රය මගින් ශක්තිය නිපදවන්නේ සූර්යයා නිපදවන මුඑ ශක්තියෙන් 10]කට වඩා අඩු ප්‍රමාණයකි.එයට ප්‍රධාන හේතුව වන්නේ සූර්යයාගේ හරයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 14 පමණ වීමයි. ක‍භධ චක්‍රය තරමක් සංකීර්ණ ක්‍රියාවලියකි. මෙහිදී හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට පත්වීම පියවර කිහිපයකින් සිදුවන අතර මෙහිදී කාබන් ප්‍රතික්‍රියාවට උත්ප්‍රේරකයක් ලෙස ක්‍රියා කරයි.අතරමැදි පියවර වලදී නයිට්‍රජන් හා ඔක්සිජන් වැනි මූලද්‍රව්‍යවල න්‍යෂ්ටි නිර්මාණය වන අතර පසුව ඒවා හීලියම් හා කාබන් බවට පත්වේ. මේ නිසා නැවත ක‍භධ චක්‍රය ක්‍රියාත්මක වීමට අවශ්‍ය කාබන් ලැබේ.එමෙන්ම හරයේ ඇති කාබන් ප්‍රතිශතය නොවෙනස්ව පවතී. මෙහිදීද ස්කන්ධ හානියක් වන අතර එම ස්කන්ධයද ශක්තිය බවට පත්වේ.

Shape11H + 126C → 137N + γ𝛾                                       1.9 MeV 

137N → 136C + 11e + γ𝛾                             2.2 MeV

11H + 136C →  147N + γ𝛾                                       7.5 MeV 

11H + 147N → 158O + γ𝛾                                      7.3 MeV 

158O → 157N + 01e + γ𝛾                            2.8 MeV  

11H + 157N → 126C + 42He + γ𝛾                          5.0 MeV 

තාරකාවක ආයුකාලය තීරණය වන්නේ එහි ස්කන්ධය මත හා නිපදවන ශක්ති ප්‍රමාණය මතය. මෙම ප්‍රෝටෝන – ප්‍රෝටෝන දාමය හා ක‍භධ චක්‍රය මගින් තාරකාවක් ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයේ සිටින කාලය තීරණය කරයි.නමුත් මෙම ප්‍රතික්‍රියා මගින් හරයේ හීලියම් ඉතුරු කරයි. හීලියම් දහනය කිරීමට තාරකාව විසින් වෙනත් ශක්ති දාමයක් සොයාගත යුතුය. එසේ නොවුණහොත් තාරකාවට මියයාමට සිදුවේ. මෙයට අමතරව හරයේ ප්‍රතිකි්‍රයාවල වෙනත් අතුරුඵලද ඉතිරිවීම නිසා ප්‍රෝටෝන දහනයට සාපේක්ෂව මෙම සියල්ල දහනය කිරීම අපහසු වේ.

ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා විකිරණය

ති්‍රත්ව ඇල්ෆා විකිරණය යන කි්‍රයාවලිය සිදුවීමට නම් තාරකාවේ හරයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 100 ඉක්මවිය යුතුය. මේ අනුව සූර්යයාගේ ජීවිත කාලයේ වැඩි කොටසක් තුළ මෙම ක්‍රියාවලිය සිදුනොවේ. නමුත් සූර්යයා සිය හරයේ ඇති හයිඩ්‍රජන් දහනය කිරීම අවසන් කළ පසු ශක්තිය නිපදවීම අවසන් වේ.එවිට ගුරුත්වය නිසා සූර්යයා නැවත හැකිළීමට පටන්ගන්නා අතර එවිට සූර්යයාගේ හරයේ උෂ්ණත්වය නැවත ඉහළ යාමට පටන්ගනී.එක් අවස්ථාවකදී සූර්යයාගේ හරයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 100 පසු කරන අතර එවිට ත්‍රිත්න ඇල්ෆා විකිරණය ආරම්භ වේ.

ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා විකිරණයේදී සිදුවන්නේ මේවන විට හරයේ ඉතිරි වී පවතින හීලියම් න්‍යෂ්ටි සංයෝජනය වීමෙන් කාබන් නිර්මාණය වීමයි. එමගින් ශක්තිය නිදහස් කරයි. හයිඩ්‍රජන් මෙන් නොව හීලියම් න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා කිරීමේදී අධික ශක්තියක් නිර්මාණය වේ.පෙර දහනවලට සාපේක්ෂව තාරකාවේ උෂ්ණත්වය ඉතා ඉහළ යයි. තවද අධ්ක දහනය නිසා තාරකාවේ පීඩනය ඉහළ ගොස් හරය ප්‍රසාරණය වේ. මෙය ඕනෑම තාප න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියාවකදී සිදුවිය හැක. උෂ්ණත්වය වැඩිවන විට ති්‍රත්ව ඇල්ෆා විකිරණයේ ශීඝ්‍රතාවය ඉහළ යයි. තාරකාවේ අභ්‍යන්තර උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 300 ඉක්මවූ පසු තරුව මධ්‍යයේ පිපිරීමක් සිදුවේ. මෙයට හීලියම් සම්බන්ධ නිසා එය හීලියම් ෆ්ලෑෂ් ලෙස හදුන්වයි.

මෙම පිපිරීම නිසා තාරකාව ම`ගින් පෙර නිකුත්කළ ශක්තිය මෙන් 100 ගුණයක් ශක්තිය නිදහස් කරයි. නමුත් එය කිසිදා තාරකාවේ පිටතට නොපැමිණේ.එමනිසා තාරකාවේ අභ්‍යන්තරය ප්‍රසාරණය වී පෙර ස්කන්ධයට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් ලබා ගනී.

42He + 42He  →   84Be    ( -91.8 keV ) 

84Be + 42He  →   126C    ( +7.367 keV ) 

මෙම ඉහත සදහන් කළ ක්‍රියාවලින්ට අනතුරුව තාරකාව සිය ජීවිත කාලයේ අවසන් අදියරට පැමිණේ. තාරකාව සංකෝචනයට එරෙහිව පිටතට ප්‍රසාරණ බලය ලබා දෙන්නේ ඉහත සදහන් කළ ප්‍රතිකි්‍රයා දාමයන්ය. තාරකාවේ අභ්‍යන්තර පවතින ්‍ය සියල්ල ්‍යැ බවට පත්වූ පසු නැවත එය අස්ථාවර වේ.එනම් තාරකාව සංකෝචනයට එරෙහිව න්‍යෂ්ටික විලයනය මගින් ලබා දෙන ප්‍රසාරණ බලය අඩුවේ. එවිට සංකෝචනය වී තාරකාවේ සඵල උෂ්ණත්වය නැවත ඉහළ යයි. එමනිසා තාරකාවේ පිටත ස්ථරවල ඉතිරිව පවතින ්‍ය දහනය ආරම්භ වේ. එවිට බාහිර ස්ථර ප්‍රසාරණය වේ. එමෙන්ම අභ්‍යන්තර උෂ්ණත්වය ඉහළ යාම මගින් හරයේ පවතින ්‍යැ දහනය වීමට අවශ්‍ය උෂ්ණත්වය ලැබී ඇති නිසා ්‍යැ ත්‍රිත්ව ඇල්ෆා ක්‍රමය මගින් දහනය වේ. එමනිසා තාරකාවේ අභ්‍යන්තර උෂ්ණත්වය ඉහළ ගියද බාහිර ස්ථර ප්‍රසාරණය වන නිසා තාරකාවේ සඵල උෂ්ණත්වය අඩු වී තාරකාය රත් පැහැයෙන් දිස් වේ. මෙහිදී තාරකාවේ ප්‍රමාණය පෙරට වඩා විශාලය. මෙම අවධ්ය රතු යෝධ අවධිය රතු යෝධ තාරකාව – ලෙස හදුන්වයි.

References- තාරකා විද්‍යා ඔලිම්පියාඩ් පෙරහුුව (Wikipedia)

DILMI MANDAKINI PADENIYA 

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *