Impact of neutron captures on the r-process: I. Propagation of statistical model uncertainties

ब्रह्मांड एक विशाल रासायनिक कारखाने की तरह है, लेकिन दशकों से वैज्ञानिक इस बात को समझाने के लिए संघर्ष कर रहे हैं कि लोहे से भारी लगभग आधे तत्वों का निर्माण कैसे हुआ। इन भारी तत्वों में सोना से लेकर यूरेनियम तक सब कुछ शामिल है, और इनका निर्माण सबसे हिंसक ब्रह्मांडीय घटनाओं में से एक, जैसे कि दो न्यूट्रॉन सितारों के टकराव में होता है। इन चरम वातावरणों में, परमाणु नाभिक (atomic nuclei) न्यूट्रॉन की एक बाढ़ से टकराते हैं, जिससे तेजी से भारी और भारी परमाणु बनते हैं, जिसे 'रैपिड न्यूट्रॉन-कैप्चर प्रोसेस' (rapid neutron-capture process) के रूप में जाना जाता है। हालांकि खगोलविदों ने पुष्टि की है कि ये टकराव वास्तव में होते हैं और सही प्रकार के तत्व उत्पन्न करते हैं, लेकिन विस्फोट के दौरान परमाणु कैसे बदलते हैं, इसे नियंत्रित करने वाला सटीक भौतिक विज्ञान अभी भी काफी हद तक एक रहस्य बना हुआ है। चूंकि हम प्रयोगशाला में इन स्थितियों को फिर से नहीं बना सकते, इसलिए शोधकर्ताओं को पदार्थ की एक साधारण परमाणु से भारी तत्व तक की यात्रा का अनुकरण करने के लिए जटिल कंप्यूटर मॉडल पर निर्भर रहना पड़ता है। इन सिमुलेशन की सटीकता पूरी तरह से उनमें डाले गए डेटा पर निर्भर करती है, विशेष रूप से इस बात पर कि हम उन अस्थिर, न्यूट्रॉन-समृद्ध परमाणुओं की आंतरिक ऊर्जा अवस्थाओं को कितनी अच्छी तरह समझते हैं जो केवल एक क्षण के लिए अस्तित्व में रहते हैं।

डार्मस्टाट तकनीकी विश्वविद्यालय के यू एन (Yu An) के नेतृत्व में शोधकर्ताओं की एक टीम ने इस पहेली के सबसे महत्वपूर्ण हिस्सों में से एक की गहराई से जांच की है: उन सांख्यिकीय मॉडलों का उपयोग जो यह अनुमान लगाते हैं कि ये अस्थिर परमाणु न्यूट्रॉन को कैसे ग्रहण करते हैं। अपने अध्ययन में, उन्होंने नई भौतिकी का आविष्कार करने का प्रयास नहीं किया, बल्कि यह परीक्षण किया कि परमाणु संरचना के बारे में बुनियादी धारणाओं को थोड़ा बदलने से ब्रह्मांडीय विस्फोट के अंतिम परिणामों में कितना बदलाव आता है। उन्होंने दो विशिष्ट सैद्धांतिक घटकों पर ध्यान केंद्रित किया: 'न्यूक्लियर लेवल डेंसिटी' (nuclear level density), जो यह बताती है कि एक परमाणु नाभिक ऊर्जा को स्टोर करने या कंपन करने के कितने अलग-अलग तरीके रख सकता है, और 'गामा-रे स्ट्रेंथ फंक्शन' (gamma-ray strength function), जो यह मापता है कि नाभिक स्थिर होने के दौरान प्रकाश ऊर्जा उत्सर्जित करने की कितनी संभावना रखता है। विभिन्न सैद्धांतिक मॉडलों के हजारों संयोजनों के साथ सिमुलेशन चलाकर, टीम ने मानचित्रित किया कि हमारे ज्ञान की कमी ब्रह्मांड के रासायनिक इतिहास के किन बड़े अंतरालों (gaps) को जन्म देती है।

शोधकर्ताओं ने एक न्यूट्रॉन स्टार मर्जर (neutron star merger) के बाद के प्रभाव का अनुकरण करके शुरुआत की, जो एक ऐसी स्थिति है जहाँ दो मृत तारे आपस में टकराते हैं और अत्यधिक सघन पदार्थ का एक बादल बाहर निकालते हैं। उन्होंने इस सिमुलेशन को उपलब्ध सैद्धांतिक मॉडलों के साठ विभिन्न संयोजनों का उपयोग करके चलाया, जिससे अंतिम तत्वों के मिश्रण के लिए संभावित परिणामों की एक विस्तृत श्रृंखला तैयार हुई। परिणामों ने अनिश्चितता के एक स्पष्ट पदानुक्रम को प्रकट किया। नाभिक ऊर्जा को कैसे संग्रहीत करते हैं, जिसे 'न्यूक्लियर लेवल डेंसिटीज' के रूप में जाना जाता है, का अंतिम रासायनिक संरचना पर प्रकाश उत्सर्जित करने वाले मॉडलों की तुलना में बहुत अधिक प्रभाव पड़ा। सोने और प्लैटिनम जैसे भारी तत्वों के प्रमुख शिखर (peaks) अपेक्षाकृत स्थिर रहे, चाहे जो भी मॉडल उपयोग किया गया हो, लेकिन इन शिखरों के बीच के क्षेत्रों में नाटकीय अंतर देखे गए। कुछ सिमुलेशन में, 172 से 178 परमाणु इकाइयों के आसपास के एक विशिष्ट द्रव्यमान सीमा में तत्वों की प्रचुरता चुनी गई मॉडल के आधार पर तीन गुना हो जाती या पूरी तरह से गायब हो जाती।

यह समझने के लिए कि ऐसा क्यों होता है, टीम ने मलबे के फैलते हुए बादल के भीतर घटनाओं के समय (timing) का बारीकी से अध्ययन किया। प्रारंभिक विस्फोट के बाद, तापमान तेजी से गिरता है। शुरुआत में, परमाणु इतने गर्म होते हैं कि न्यूट्रॉन लगातार पकड़े जाते हैं और फिर वापस निकल जाते हैं, जिससे एक संतुलित नृत्य जैसा चक्र चलता है। अंततः, जब तापमान इतना गिर जाता है कि यह संतुलन टूट जाता है, तो परमाणु अपने अंतिम रूपों में स्थिर होने लगते हैं। शोधकर्ताओं ने पाया कि ऊर्जा मॉडल का चुनाव इस प्रक्रिया के "ठंडे" चरण में महत्वपूर्ण हो जाता है, जो तब होता है जब तापमान गिरकर लगभग 0.45 बिलियन डिग्री हो जाता है। इस खिड़की में, यदि सैद्धांतिक मॉडल भविष्यवाणी करता है कि परमाणु धीरे-धीरे न्यूट्रॉन पकड़ते हैं, तो पदार्थ आवर्त सारणी के एक विशिष्ट क्षेत्र में रुक जाता है, जिससे तत्वों का एक विशिष्ट उप-शिखर (sub-peak) बनता है। यदि मॉडल तेज कैप्चर की भविष्यवाणी करता है, तो वह पदार्थ और भी भारी तत्वों में बदलने के लिए आगे बढ़ जाता है, जिससे पीछे एक अंतराल छूट जाता है। यह संवेदनशीलता केवल एक एकल सिमुलेशन की विचित्रता नहीं है; टीम ने पाया कि जब उन्होंने एक वास्तविक गैलेक्टिक मिश्रण की नकल करने के लिए 11,000 से अधिक अलग-अलग विस्फोट परिदृश्यों के परिणामों का औसत निकाला, तब भी ये विशिष्ट अंतराल और शिखर बने रहे।

अध्ययन ने एक विशाल काल्पनिक स्थितियों के ग्रिड का भी अन्वेषण किया, जिसमें प्रारंभिक घनत्व और पदार्थ में प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन के अनुपात को बदला गया ताकि देखा जा सके कि विभिन्न वातावरण कैसे प्रतिक्रिया करते हैं। उन्होंने पाया कि ऊर्जा मॉडलों का प्रभाव सभी ब्रह्मांडीय घटनाओं में समान नहीं है। उन वातावरणों में जहाँ न्यूट्रॉन की आपूर्ति कम होती है, मॉडल का चयन बहुत कम मायने रखता है क्योंकि परमाणु महत्वपूर्ण रूप से परिवर्तित होने से पहले ही ईंधन समाप्त कर देते हैं। हालांकि, न्यूट्रॉन की प्रचुर आपूर्ति और विशिष्ट ऊष्मागतिक (thermodynamic) स्थितियों वाले वातावरण में, मॉडलों के बीच का अंतर यह निर्धारित कर सकता है कि एक विशेष तत्व प्रचुरता में उत्पन्न होगा या बिल्कुल भी नहीं। शोधकर्ताओं ने पहचान की कि सबसे महत्वपूर्ण अनिश्चितताएं उन "ठंडे" परिदृश्यों में उत्पन्न होती हैं जहाँ परमाणु प्रारंभिक संतुलन टूटने के लंबे समय बाद भी न्यूट्रॉन को पकड़ना जारी रखते हैं। इन स्थितियों में, न्यूट्रॉन कैप्चर की अनुमानित गति में छोटे बदलाव पूरे पदार्थ के प्रवाह को बदल सकते हैं, यह तय कर सकते हैं कि प्रक्रिया भारी तत्वों के दूसरे शिखर पर रुक जाएगी या तीसरे शिखर की ओर बढ़ेगी।

अंततः, यह कार्य भविष्य के प्रयोगों के लिए एक महत्वपूर्ण मानचित्र के रूप में कार्य करता है। यह परमाणु भौतिकविदों को ठीक से बताता है कि परमाणु चार्ट के कौन से क्षेत्र वर्तमान सैद्धांतिक अंतराल के प्रति सबसे अधिक संवेदनशील हैं। अध्ययन इस बात की पुष्टि करता है कि हालांकि हमारे पास भारी तत्वों के बनने की एक अच्छी सामान्य तस्वीर है, लेकिन रासायनिक परिदृश्य के सूक्ष्म विवरण इस बात पर बहुत अधिक निर्भर करते हैं कि हम अस्थिर नाभिकों की आंतरिक ऊर्जा अवस्थाओं को कितनी अच्छी तरह समझते हैं। शोधकर्ता निष्कर्ष निकालते हैं कि ब्रह्मांड के रासायनिक विकास की हमारी समझ को परिष्कृत करने के लिए, हमें बेहतर प्रयोगात्मक डेटा और न्यूक्लियर लेवल डेंसिटीज के अधिक सटीक सैद्धांतिक विवरणों की आवश्यकता है, विशेष रूप से उन विशिष्ट आइसोटोप्स के लिए जो भारी तत्वों के प्रमुख शिखरों के बीच स्थित हैं। इनके बिना, ब्रह्मांड के हमारे सिमुलेशन अनिश्चितता की छाया से ग्रस्त रहेंगे, और दुनिया में मौजूद भारी तत्वों की सटीक प्रचुरता को पूरी तरह से समझाने में असमर्थ रहेंगे।