"ബന്ധനോർജ്ജം" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം
Content deleted Content added
(ചെ.) യന്ത്രം ചേര്‍ക്കുന്നു: be-x-old:Энэргія сувязі |
No edit summary |
||
വരി 1:
{{prettyurl|Binding energy}}
[[അണുകേന്ദ്രം|അണുകേന്ദ്രത്തിലെ]] കണങ്ങളെ അതില്‍ നിന്നു വേര്‍പിരിക്കുവാന്‍ പ്രസ്തുത അണുകേന്ദ്രത്തിലെ ഓരോ കണത്തിനും നല്‍കേണ്ട ഊര്‍ജ്ജത്തിനാണ്‌ '''ബന്ധനോര്‍ജ്ജം''' അഥവാ '''Binding energy''' എന്നു പറയുന്നത്. കണങ്ങള്‍ കൂടിചേര്‍ന്ന് അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടായപ്പോള്‍ ഒരു കണത്തിനു ശരാശരി എത്ര ദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെട്ടുവോ ആ ദ്രവ്യത്തിനു തുല്യമായ ഊര്‍ജ്ജം കണങ്ങളെ വേര്‍പിരിക്കുവാന്‍ കൊടുക്കണം എന്നാണ്‌ ബന്ധനോര്‍ജ്ജം കൊണ്ട് അര്‍ത്ഥമാക്കുന്നത്.
Line 49 ⟶ 48:
#ഹൈഡ്രജന്റെ ബന്ധനോര്‍ജ്ജം 0 MeV ആകുമ്പോള്‍, ഹീലിയത്തിന്റേത് 7.075 MeV ആണ് എന്ന് ഈ ഗ്രാഫില്‍ നിന്നു കാണാം. അതായത് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളെ (പ്രോട്ടോണുകളെ) സംയോജിച്ചിപ്പിച്ച് ഹീലിയം അണുവാക്കുമ്പോള്‍ ആണ് ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍. മറിച്ച് ഹീലിയത്തെ സംയോജിപ്പിച്ച് അതിനടുത്ത മൂലകം (കാര്‍ബണ്‍) ഉണ്ടാക്കുമ്പോള്‍ ഉള്ള കാര്യം നോക്കുക. കാര്‍ബണിന്റെ ബന്ധനോര്‍ജ്ജം 7.45 MeV ആണ്. ഹീലിയത്തിന്റേത് 7.075 MeV തും. അതിനാല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ അണുകേന്ദ്രത്തെ പ്രോട്ടോണുമായി (ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രവുമായി) സംയോജിപ്പിച്ച് കാര്‍ബണ്‍ അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ 0.375 MeV (7.45 - 7.075) ഊര്‍ജ്ജം (energy released per nucleon) മാത്രമാണ് പുറത്തുവരിക. മറ്റു ഉയര്‍ന്ന മൂകലങ്ങളിലേക്ക് പോകുംതോറും പുറത്തു വരുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് പിന്നേയും കുറഞ്ഞു വരുന്നത് കാണാം. അതിനാല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളെ സംയോജിപ്പിച്ച് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആക്കുന്ന പ്രക്രിയക്കാണ് പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുവാന്‍ കഴിയുക. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒക്കെ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‌പാദിപ്പിക്കുന്നത് ഈ പ്രക്രിയ വഴിയാണ്.
#ഈ ഗ്രാഫില്‍ നിന്നു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ബന്ധനോര്‍ജ്ജം ഉള്ളത് ഇരുമ്പിനാണെന്നു (Iron) മനസ്സിലാക്കാം. അണു സംയോജനം വഴി ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുകയല്ല മറിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുകയാണ് എന്ന് അതില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം. അപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അത്തരം ഒരു പ്രക്രിയക്ക് വഴിയില്ല. കാരണം ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ പറ്റാത്ത പ്രക്രിയ നടക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മേല്‍ക്കൈ നേടുന്നു. അതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കുറയുകയും അണുസംയോജനം നടക്കാതാവുകയും ചെയ്യും. അങ്ങനെ വരുമ്പോള്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എങ്ങനെ ഉണ്ടായി എന്ന ചോദ്യം അവശേഷിക്കുന്നു.
{{അപൂര്‍ണ്ണം}}
[[വിഭാഗം:ഭൗതികശാസ്ത്രം]]
| |||