$r$-Process as Production of Lanthanides from Compact Object Mergers

ब्रह्मांड एक विशाल रासायनिक कारखाना है, जो लगातार उन भारी तत्वों को गढ़ रहा है जिनसे हमारी दुनिया बनी है, हमारे गहनों में मौजूद सोने से लेकर हमारे रक्त में मौजूद लोहे तक। जबकि कार्बन और ऑक्सीजन जैसे हल्के तत्व तारों के दहकते हृदय में जन्म लेते हैं, आवर्त सारणी के सबसे भारी तत्वों के लिए अधिक हिंसक और विलक्षण उत्पत्ति की आवश्यकता होती है। ये भारी परमाणु न्यूट्रॉन कैप्चर के एक तीव्र क्रम के माध्यम से बनाए जाते हैं, जिसे 'रैपिड न्यूट्रॉन-कैप्चर प्रोसेस' या 'r-प्रक्रिया' के रूप में जाना जाता है। दशकों से, खगोलशास्त्री इस बात पर बहस कर रहे हैं कि यह ब्रह्मांडीय कीमिया वास्तव में कहाँ होती है। इसके प्रमुख संदिग्ध सघन तारकीय अवशेषों के विनाशकारी टकराव हैं: बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर (दो अत्यंत सघन तारों का आपस में टकराना), और ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार मर्जर (जहाँ एक ब्लैक होल एक न्यूट्रॉन स्टार को निगल जाता है)। यह समझना कि इनमें से कौन सी घटना भारी तत्वों के उत्पादन में प्रमुख भूमिका निभाती है, और उन्होंने अरबों वर्षों में हमारी आकाशगंगा को कैसे समृद्ध किया है, यह समझाने के लिए आवश्यक है कि हमारे आसपास के तारों और ग्रहों में सामग्रियों का विशिष्ट मिश्रण क्यों मौजूद है।

शोधकर्ताओं की एक टीम ने अब एक व्यापक डिजिटल सिमुलेशन तैयार किया है ताकि तारों के जन्म से लेकर वर्तमान समय तक इन भारी तत्वों के इतिहास का पता लगाया जा सके। तीन शक्तिशाली कम्प्यूटेशनल उपकरणों को मिलाकर, उन्होंने अरबों बाइनरी स्टार सिस्टम के जीवन चक्र को मॉडल किया, उन परमाणु प्रतिक्रियाओं की गणना की जो इन प्रणालियों के टकराने पर होती हैं, और परिणामी मलबे के मिल्की वे (आकाशगंगा) में फैलने की प्रक्रिया को ट्रैक किया। उनका लक्ष्य यह निर्धारित करना था कि गैलेक्सी के भारी तत्वों के भंडार में, विशेष रूप से लैंथेनाइड्स (एक दुर्लभ पृथ्वी धातुओं का समूह जिसमें यूरोपियम शामिल है), के योगदान में बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर बनाम ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार मर्जर का सापेक्ष योगदान क्या है। यह अध्ययन केवल अनुमानों के एक सेट पर निर्भर नहीं था; इसके बजाय, इसने न्यूट्रॉन सितारों की आंतरिक संरचना के लिए पांच अलग-अलग सैद्धांतिक मॉडलों और इसमें शामिल ब्लैक होल्स की तीन अलग-अलग स्पिन दरों का परीक्षण किया, जिससे यह सुनिश्चित हुआ कि परिणाम वर्तमान भौतिकी की अनिश्चितताओं के विरुद्ध सुदृढ़ रहें।

शोधकर्ताओं ने एक मिलियन बाइनरी स्टार सिस्टम के विकास का अनुकरण करने से शुरुआत की, यह ट्रैक करते हुए कि वे कैसे परस्पर क्रिया करते हैं, ऊर्जा खोते हैं और अंततः विलीन होते हैं। उन्होंने पाया कि जबकि अधिकांश सुपरनोवा विस्फोट तेजी से (पहले 50 मिलियन वर्षों के भीतर) होते हैं, सघन पिंडों के टकराव समय के साथ अधिक फैले हुए होते हैं। लगभग आधे बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर पहले 100 मिलियन वर्षों के भीतर होते हैं, लेकिन एक महत्वपूर्ण हिस्सा बहुत बाद में होता है। जब ये टकराव होते हैं, तो वे अत्यधिक गति से पदार्थ को अंतरिक्ष में बाहर फेंकते हैं। टीम ने पाया कि न्यूट्रॉन सितारों की विशिष्ट आंतरिक संरचना, जिसे 'इक्वेशन ऑफ स्टेट' द्वारा परिभाषित किया जाता है, ने उत्पादित भारी तत्वों के समग्र पैटर्न को महत्वपूर्ण रूप से नहीं बदला। हालांकि, तत्वों के द्रव्यमान के आधार पर मर्जर का प्रकार बहुत मायने रखता था। एक विशिष्ट सीमा से हल्के तत्वों के लिए, नए बने पिंड के चारों ओर घूमती गैस की डिस्क से उत्सर्जित पदार्थ प्राथमिक स्रोत था। सबसे भारी तत्वों के लिए, हिंसक टकराव के दौरान सीधे बाहर फेंका गया पदार्थ प्रमुख योगदानकर्ता था।

अध्ययन का एक प्रमुख निष्कर्ष ब्लैक होल की स्पिन (घूर्णन) की भूमिका से संबंधित है। ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार मर्जर में, एक तेजी से घूमने वाला ब्लैक होल न्यूट्रॉन स्टार को निगलने से पहले ही उसे छिन्न-भिन्न कर सकता है, जिससे बहुत अधिक मात्रा में उत्सर्जित पदार्थ पैदा होता है। सिमुलेशन ने दिखाया कि उच्च स्पिन दरें अधिक उत्सर्जित द्रव्यमान की ओर ले जाती हैं, जो बदले में अधिक भारी तत्वों का उत्पादन करती हैं। इसके बावजूद, शोधकर्ताओं ने पाया कि ब्लैक होल की स्पिन ने निर्मित तत्वों के विशिष्ट मिश्रण या "फिंगरप्रिंट" को महत्वपूर्ण रूप से नहीं बदला; इसने केवल कुल मात्रा को बदल दिया। दोनों प्रकार के मर्जर की तुलना करते समय, अध्ययन ने कार्यों का एक स्पष्ट विभाजन प्रकट किया। बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर को सबसे भारी तत्वों, विशेष रूप से परमाणु द्रव्यमान 130 से अधिक वाले तत्वों के उत्कृष्ट उत्पादक के रूप में पाया गया। इसके विपरीत, ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार मर्जर इन भारी तत्वों को बनाने में कम कुशल थे, हालांकि वे हल्के स्पेक्ट्रम में भी योगदान देते थे।

शोधकर्ताओं ने फिर इन निष्कर्षों को मिल्की वे के रासायनिक विकास के एक मॉडल में रखा ताकि यह देखा जा सके कि इन घटनाओं ने समय के साथ आकाशगंगा को कैसे आकार दिया। उन्होंने आकाशगंगा को स्वतंत्र गैस बादलों के एक संग्रह के रूप में माना, जिनमें से प्रत्येक एक एकल मर्जर घटना द्वारा समृद्ध होने में सक्षम था। चूंकि बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर पर्याप्त बार होते हैं और निरंतर मात्रा में भारी तत्व उत्पन्न करते हैं, वे एक स्थिर, विश्वसनीय स्रोत के रूप में कार्य करते हैं जो आकाशगंगा के जीवन के बाद के चरणों में यूरोपियम जैसे तत्वों की प्रचुरता को धीरे-धीरे बढ़ाते हैं। ब्लैक होल-न्यूस्ट्रॉन स्टार मर्जर, जो दुर्लभ और परिवर्तनशील आउटपुट वाले होते हैं, प्रारंभिक ब्रह्मांड में भारी तत्वों का एक पैची (असमान) वितरण बनाते हैं, जिससे एक तारे से दूसरे तारे के बीच रासायनिक संरचना में महत्वपूर्ण अंतर आता है। सिमुलेशन सुझाव देते हैं कि हालांकि ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार मर्जर एक भूमिका निभाते हैं, लेकिन बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर आज मिल्की वे में पाए जाने वाले भारी r-प्रक्रिया तत्वों के लिए प्रमुख शक्ति हैं।

हालांकि, अध्ययन ने उनके सिमुलेशन और हमारे सौर मंडल के वास्तविक अवलोकनों के बीच एक अंतर को भी रेखांकित किया। जबकि बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर भारी तत्वों की प्रचुरता को सफलतापूर्वक समझाते थे, वे हल्के भारी तत्वों, विशेष रूप से आवर्त सारणी के दूसरे शिखर (सेकंड पीक) के आसपास के तत्वों को उत्पन्न करने में कम रहे। यह विसंगति बताती है कि अन्य ब्रह्मांडीय घटनाएं, जैसे कि कुछ प्रकार के सुपरनोवा विस्फोट या शायद तेजी से घूमने वाले न्यूट्रॉन सितारों (मैग्नेटार) से निकलने वाले प्रवाह, भी गैलेक्सी की रासायनिक संरचना में महत्वपूर्ण योगदान दे सकते हैं। यह कार्य पुष्टि करता है कि सघन पिंडों के टकराव वास्तव में ब्रह्मांड के सबसे भारी तत्वों को बनाने वाले प्राथमिक इंजन हैं, लेकिन यह हमें यह भी याद दिलाता है कि ब्रह्मांडीय रसायन विज्ञान की पूरी कहानी में संभवतः विभिन्न खगोलीय घटनाओं का एक समूह मिलकर काम कर रहा है।