Нуклеосинтез Великого вибуху

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

У фізичній космології, Нуклеосинтез Великого Вибуху(скорочено BBN, також відомий як первинний нуклеосинтез) передбачає утворення ядер первинного водню. Первинний нуклеосинтез відбувався на ранніх етапах утворення Всесвіту(а саме на 15-18 хвилині після утворення Всесвіту), коли він ще був достатньо стиснутим і температура була досить високою, щоб синтезувати легкі елементи(до Li). Поряд з воднем утворювалися такі елементи як ізотоп гелію-4 і гелію-3(4He, 3He), ізотоп дейтерію(D), а також невелика кількість ізотопів літію-7(7Li). Cюди ще можна віднести ізотоп водню тритію(3H або T) та ізотоп берилій-7(7Be), але ці нестабільні ізотопи пізніше розпались на 3Не 7Li. Практично всі елементи, які є важчі Li і Be утворилися набагато пізніше в наслідок зоряного нуклеосинтезу під час еволюції і вибуху зір

Характеристики[ред.ред. код]

Є дві важливі характеристики Нуклеосинтезу Великого Вибуху:

1. Епоха, що почалася при температурі близько 10 МеВ і закінчилася при температурах нижче 100 кеВ. Відповідний інтервал часу знаходився в межах від десятої частки секунди до 103 секунди. Відношення температура/час в цій епосі може бути задане таким рівнянням:

tT2=(0,74 s MeV2)×(10,75/g*)1/2,

де t час в секундах, Т - температура в МеВ і g* - ефективне число видів частинок. (g* включає в себе внески від 2 фотонів, 7/2 dsl електронно-позитронного пар і 7/4 один від нейтрино смак. У стандартній моделі g*=10,75). Цей вираз також показує, як різну кількість нейтрино змінить швидкість охолодження в ранньому Всесвіті.

2. Охоплює весь спостережуваний Всесвіт.

Ключовим параметром, який дозволяє розрахувати ефекти НВВ є число баріон / фотон, невелика кількість якого, близько 6 х 10-10. Цей параметр відповідає щільності баріонів і контролює швидкість, з якою нуклони стикаються і взаємодіють; З цього ми можемо отримати надлишок елементів. Хоча баріони у фотонному співвідношенні мають важливе значення у визначенні надлишку елементів, точне значення мало що змінює в загальній картині. Без серйозних змін у самій теорії Великого Вибуху, НВВ призведе до масового надлишку: близько 75% водню-1, близько 25% гелію-4, 0,01% дейтерію і гелію-3, в кількостях слідів (порядку 10-10) літію, і незначної кількості важких елементів.

Важливі характеристики[ред.ред. код]

Створення легких елементів під час НВВ залежить від ряду параметрів, серед них було співвідношення нейтрон-протон (розраховане за Стандартною Моделлю) і баріон-фотонне співвідношення.

Нейтрон-протонне співвідношення[ред.ред. код]

Нейтрони можуть реагувати з позитронами або електронним нейтрино, утворюючи протони та інші продукти в однієї з наступних реакцій:

n + e+ ↔ anti-νe + p

n + νe ↔ p + e

Набагато раніше, ніж 1 сек, співвідношення n/p було близьке до 1:1. Коли температура впала, рівновага "змістилася" на користь протонів через їхню меншу масивність, і співвідношення n/p почало зменшуватися. Ці реакції тривали доти, доки розширення Всесвіту не випередило реакції, які відбуваються приблизно за Т = 0,7 МеВ і називається виморожуванням температури. В цей період, відношення нейтронів і протонів було близько 1/5. Тим не менш, вільні нейтрони — нестабільні частинки із середнім часом життя 885 сек; деякі нейтрони розпалися в найближчі кілька хвилин, перш ніж злитися в ядра елементів, так що співвідношення суми нейтрон-протон після нуклеосинтезу закінчується на показнику близько 1/7. Майже всі нейтрони, що сплавилися замість того, щоб злитися в гелії-4, у зв'язку з тим, що гелій-4 має найвищу енергію зв'язку на нуклон серед легких елементів. Це передбачає, що близько 8% всіх атомів повинні бути гелієм-4, що призводить до масової частки гелію-4 приблизно 25%, що, в свою чергу, підтверджують спостереженнями.

Баріон-фотонне співвідношення[ред.ред. код]

Відношення баріонів до фотонів, η, є ключовим параметром, що визначає велику кількість легких елементів, присутніх в ранньому Всесвіті. Баріони можуть реагувати з легкими елементами в наступних реакціях:

(p,n) + 2H → (3He, 3H)

(3He, 3H) + (n,p) → 4He

Очевидно, що реакції з баріонами в НВВ, в кінцевому рахунку призводять до утворення гелію-4, а також, що велика кількість первинного дейтерію пов'язана з щільністю баріонів або баріон-фотонів. Тобто, чим більше відношення баріон-фотон, тим більше реакцій буде і тим більш ефективно дейтерій в кінцевому підсумку буде перетворений в гелії-4. Цей результат робить дейтерій дуже корисним інструментом у вимірах співвідношення баріон-фотона.

Історія теорії[ред.ред. код]

Історія Нуклеосинтезу Великого Вибуху почалася з розрахунків Ральфа Алфера в 1940 році. Алфер опублікував статтю Алфера–Бете–Гамова або αβγ-статтю, де викладено теорію утворення легких елементів в ранньому Всесвіті.

Протягом 1970-х, вирішувалася одна з основних головоломок, про те, що щільність баріонів, яка розраховується при НВВ, була набагато менше, ніж спостережувана маса Всесвіту, що заснована на розрахунках швидкості розширення. Ця задача була вирішена в значній мірі існуванням темної матерії.

Важкі елементи[ред.ред. код]

НВВ проводиться без елементів важче берилію, через відсутність стабільних ядер з 8 або 5 нуклонами.

Гелій-4[ред.ред. код]

Нуклеосинтез Великого Вибуху передбачає початковий надлишок близько 25% гелію-4 за масою, незалежно від початкових умов Всесвіту. Поки Всесвіт був досить гарячий для того, щоб протони і нейтрони легко перетворювались один в одного, їхнє співвідношення, що визначалось виключно їх відносними масами, було близько 1 нейтрон на 7 протонів (припускаючи розпад частини нейтронів в протони). Як тільки стало досить прохолодно, нейтрони швидко з’єднались з рівним числом протонів, щоб сформувати перший дейтерій, а тоді гелій-4. Гелій-4 дуже стабільний і є майже кінцевим результатом цього ланцюжка реакції, якщо вона відбувається тільки протягом короткого часу, так як гелій ні розпадається, ні легко з’єднується, утворюючи більш важкі ядра (оскільки немає стабільних ядер з масовими числами 5 або 8, гелій не об'єднується легко ні з протонами, ні з собою). Після того, як температура знизилась, з кожних 16 нуклонів (2 нейтронів і 14 протонів) 4 (25% від загальної кількості частинок і загальної маси) швидко об'єднуються в одне ядро гелію-4. Це створює один гелій на кожні 12 атомів водню, в результаті чого у Всесвіті трохи більше 8% гелію за числом атомів, і 25% гелію за масою.

Дейтерій[ред.ред. код]

Докладніше: Дейтерій

В певному відношенні дейтерій протилежний гелію-4: гелій-4 є дуже стабільним і його дуже важко знищити, а дейтерій є незначно стабільним і знищити його легко. Температури, час і густини були достатні, щоб об'єднати значну частину ядер дейтерію для утворення гелію-4, але недостатні для процесу подальшого використання гелію-4 в наступному кроці синтезу. Нуклеосинтез Великого Вибуху не перетворив весь дейтерій у Всесвіті в гелій-4 через розширення, що охолодило Всесвіт і знизило щільність так, що перетворення закінчилось. Одним із наслідків цього є те, що на відміну від гелію-4, кількість дейтерію дуже чутлива до початкових умов. Чим більшою була густина початкового Всесвіту був, тим більше дейтерію б перетворилось в гелії-4 до того як скінчився час, і тим менше дейтерію б залишилось.

Немає відомих процесів після Великого Вибуху, які можуть виробляти значні обсяги дейтерію. Отже, спостереження щодо дейтерію дозволяють припустити, що Всесвіт не є нескінченно старий, що узгоджується з теорією Великого Вибуху.

Дуже важко придумати інший процес, що міг би створювати дейтерій, окрім ядерного синтезу. Такий процес потребував би, щоб температура досить гарячою, щоб створити дейтерій, але не такою гарячою, щоб створити гелій-4, тому цей процес повинен негайно зменшувати свою температуру після створення дейтерію до неядерних температур не більше, ніж за кілька хвилин. Виробництво дейтерію при діленні також є проблематичним.

Вимірювання та статус теорії[ред.ред. код]

Теорія Нуклеосинтезу Великого Вибуху дає детальний математичний опис створення легких елементів: дейтерію, гелію-3, гелію-4 і літію-7. Зокрема, теорія дає точні прогнози кількості цих елементів в кінці Великого Вибуху.

Для того, щоб перевірити ці передбачення, необхідно реконструювати первинні поширеності елементів якомога точніше, наприклад, спостерігаючи астрономічні об'єкти, в яких відбулося дуже мало зоряного нуклеосинтезу (наприклад, певні карликові галактики), або шляхом спостереження дуже далеких об'єктів, і таким чином мати змогу побачити їх в дуже ранній стадії еволюції (наприклад, далеких квазарів).

Посилання[ред.ред. код]