Войти
В физической космологии, нуклеосинтез Большого взрыва (сокращенно BBN, также известный как первичный нуклеосинтез, археонуклеосинтез, архонуклеосинтез, протонуклеосинтез и палеонуклеосинтез ) - это образование ядер, отличных от ядер самого легкого изотопа водород (водород-1, H, имеющий единственный протон в качестве ядра) на ранних этапах Вселенной. Первоначальный нуклеосинтез, по мнению большинства космологов, произошел в интервале примерно от 10 секунд до 20 минут после Большого взрыва, и считается, что он ответственен за образование большей части гелий Вселенной в виде изотопа гелий-4 (He), наряду с небольшими количествами изотопа водорода дейтерия (H или D), гелий изотоп гелий-3 (He) и очень небольшое количество изотопа лития лития-7 (Li). В дополнение к этим стабильным ядрам были также произведены два нестабильных или радиоактивных изотопа: тяжелый водород изотоп тритий (H или T); и бериллий изотоп бериллий-7 (Be); но эти нестабильные изотопы позже распались на He и Li, как указано выше.
По сути, все элементы, которые тяжелее лития, были созданы намного позже, звездным нуклеосинтезом при эволюционировании и взрыве звезд.
Есть несколько важных характеристик нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN):
Ключевым параметром, который позволяет рассчитать эффекты BBN, является отношение числа барионов к количеству фотонов, которое является небольшим числом порядка 6 × 10. Этот параметр соответствует плотности барионов и контролирует скорость, с которой нуклоны сталкиваются и реагируют; отсюда можно рассчитать содержание элементов после завершения нуклеосинтеза. Хотя отношение барионов к фотонам важно для определения содержания элементов, точное значение мало влияет на общую картину. Без серьезных изменений в самой теории Большого взрыва BBN приведет к массовому содержанию около 75% водорода-1, около 25% гелия-4, около 0,01% дейтерия и гелия-3., следовые количества (порядка 10) лития и незначительные более тяжелые элементы. То, что наблюдаемые содержания во Вселенной в целом согласуются с этими числами, считается убедительным доказательством теории Большого взрыва.
В этом поле по историческим причинам принято указывать массовую долю гелия-4 символом Y, так что 25% гелия-4 означает, что атомы гелия-4 составляют 25% от масса, но менее 8% ядер будут ядрами гелия-4. Остальные (следовые) ядра обычно выражаются числовыми отношениями к водороду. Первые подробные расчеты содержания первичных изотопов были произведены в 1966 году и со временем уточнялись с использованием обновленных оценок входных скоростей ядерных реакций. Первое систематическое Монте-Карло исследование того, как неопределенность скорости ядерной реакции влияет на предсказания изотопов в соответствующем температурном диапазоне, было проведено в 1993 году.
Создание количество световых элементов во время BBN зависело от ряда параметров; среди них было нейтронно-протонное отношение (вычисляемое из Стандартной модели физики ) и барион-фотонное отношение.
Нейтрон-протонное отношение было установлено физикой Стандартной модели до эры нуклеосинтеза, по существу, в пределах первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут реагировать с позитронами или электронными нейтрино с образованием протонов и других продуктов в одной из следующих реакций:
Временами намного раньше, чем 1 секунда, эти реакции были быстрыми и поддерживали соотношение n / p, близкое к 1: 1. При понижении температуры равновесие сдвигалось в пользу протонов из-за их немного меньшей массы, и отношение n / p плавно уменьшалось. Эти реакции продолжались до тех пор, пока снижение температуры и плотности не привело к тому, что реакции стали слишком медленными, что происходило примерно при Т = 0,7 МэВ (время около 1 секунды) и называется температурой замораживания. При замораживании нейтронно-протонное отношение составляло около 1/6. Однако свободные нейтроны нестабильны и имеют средний срок службы 880 секунд; некоторые нейтроны распадались в следующие несколько минут перед слиянием с любым ядром, поэтому отношение общего количества нейтронов к протонам после завершения нуклеосинтеза составляет примерно 1/7. Почти все нейтроны, которые сливались вместо распада, в конечном итоге объединялись в гелий-4 из-за того, что гелий-4 имеет самую высокую энергию связи на нуклон среди легких элементов. Это предсказывает, что около 8% всех атомов должны быть гелием-4, что приводит к массовой доле гелия-4 около 25%, что соответствует наблюдениям. Небольшие следы дейтерия и гелия-3 остались, поскольку не было достаточно времени и плотности для их реакции и образования гелия-4.
Отношение барион-фотон, η, является ключевым параметром, определяющим содержание легких элементов после завершения нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:
вместе с некоторыми другими маловероятными реакциями, ведущими к Li или Be. (Важная особенность состоит в том, что не существует стабильных ядер с массой 5 или 8, что означает, что реакции добавления одного бариона к He или слияния двух He не происходят). Большинство цепей слияния во время BBN в конечном итоге оканчиваются на He (гелий-4), в то время как «неполные» цепочки реакций приводят к небольшому количеству оставшегося H или He; их количество уменьшается с увеличением отношения барион-фотон. То есть, чем больше барионно-фотонное отношение, тем больше будет реакций и тем более эффективно дейтерий в конечном итоге будет преобразован в гелий-4. Этот результат делает дейтерий очень полезным инструментом для измерения отношения барионов к фотонам.
Нуклеосинтез Большого взрыва начался примерно через 10 секунд после Большого взрыва, когда Вселенная остыла достаточно, чтобы позволить ядрам дейтерия пережить разрушение фотонами высокой энергии. (Обратите внимание, что время замерзания нейтронов и протонов было раньше). Это время по существу не зависит от содержания темной материи, так как во Вселенной значительно преобладала радиация, и этот доминирующий компонент контролирует соотношение температура / время. В то время на каждый нейтрон приходилось около шести протонов, но небольшая часть нейтронов распадалась перед слиянием в следующие несколько сотен секунд, поэтому в конце нуклеосинтеза на каждый нейтрон приходится около семи протонов, и почти все нейтроны являются в ядрах гелия-4. Последовательность этих цепочек реакций показана на изображении.
Одной из особенностей BBN является то, что физические законы и константы, которые управляют поведением материи при этих энергиях, очень хорошо изучены, и, следовательно, BBN не хватает некоторых из них. умозрительные неопределенности, характеризующие более ранние периоды жизни Вселенной. Другая особенность заключается в том, что процесс нуклеосинтеза определяется условиями в начале этой фазы жизни Вселенной и протекает независимо от того, что происходило раньше.
По мере расширения Вселенная охлаждается. Свободные нейтроны менее стабильны, чем ядра гелия, а протоны и нейтроны имеют сильную тенденцию к образованию гелия-4. Однако для образования гелия-4 требуется промежуточный этап образования дейтерия. До начала нуклеосинтеза температура была достаточно высокой, чтобы многие фотоны имели энергию, превышающую энергию связи дейтерия; поэтому любой образовавшийся дейтерий немедленно разрушался (ситуация, известная как «дейтериевое узкое место»). Следовательно, образование гелия-4 задерживается до тех пор, пока Вселенная не станет достаточно холодной, чтобы дейтерий выжил (примерно при Т = 0,1 МэВ); после чего произошел внезапный всплеск образования элементов. Однако вскоре после этого, примерно через двадцать минут после Большого взрыва, температура и плотность стали слишком низкими для какого-либо значительного синтеза. К этому моменту содержание элементов было почти фиксированным, и единственные изменения были результатом радиоактивного распада двух основных нестабильных продуктов BBN, трития и бериллия- 7.
История нуклеосинтеза Большого взрыва началась с расчетов Ральфа Альфера в 1940-х годах. Альфер опубликовал статью Альфера – Бете – Гамова, в которой изложена теория образования легких элементов в ранней Вселенной.
В 1970-е годы возникла большая загадка, заключающаяся в том, что плотность барионов, рассчитанная с помощью нуклеосинтеза Большого взрыва, была намного меньше наблюдаемой массы Вселенной, основанной на измерениях кривых вращения галактик и динамики скоплений галактик. Эта загадка была решена в значительной степени путем постулирования существования темной материи.
Версия таблицы Менделеева, указывающая на происхождение - включая нуклеосинтез Большого взрыва - элементов. Все элементы выше 103 (лоуренсий ) также созданы человеком и не включены в него. Нуклеосинтез Большого взрыва дал очень мало ядер элементов тяжелее лития из-за узкого места: отсутствие стабильного ядра с 8 или 5 нуклонами. Этот дефицит более крупных атомов также ограничивал количество лития-7, производимого во время BBN. В звёздах узкое место преодолевается тройными столкновениями ядер гелия-4, производящими углерод (процесс тройной альфа ). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо более высоких плотностей, требующих десятков тысяч лет для преобразования значительного количества гелия в углерод в звездах, и поэтому он внес незначительный вклад в считанные минуты после Большого взрыва.
Прогнозируемая численность изотопов CNO, образующихся в процессе нуклеосинтеза Большого взрыва, будет порядка 10 от содержания H, что делает их практически необнаруживаемыми и незначительными. Действительно, ни один из этих первичных изотопов элементов от бериллия до кислорода еще не обнаружен, хотя в будущем можно будет обнаружить изотопы бериллия и бора. Пока что единственными известными экспериментально стабильными нуклидами, полученными до или во время нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7.
Нуклеосинтез Большого взрыва предсказывает изначальное содержание гелия-4 на уровне 25% по массе, независимо от начальных условий Вселенной. Пока Вселенная была достаточно горячей, чтобы протоны и нейтроны могли легко преобразовываться друг в друга, их соотношение, определяемое исключительно их относительной массой, составляло примерно 1 нейтрон на 7 протонов (с учетом некоторого распада нейтронов на протоны). Когда он достаточно охладился, нейтроны быстро связались с равным числом протонов, образуя сначала дейтерий, затем гелий-4. Гелий-4 очень стабилен и является почти концом этой цепочки, если он работает в течение короткого времени, поскольку гелий не распадается и не соединяется легко с образованием более тяжелых ядер (поскольку нет стабильных ядер с массовыми числами 5 или 8, гелий не сочетается легко ни с протонами, ни с самим собой). При понижении температуры из каждых 16 нуклонов (2 нейтрона и 14 протонов) 4 из них (25% от общего числа частиц и общей массы) быстро объединяются в одно ядро гелия-4. Это производит один гелий на каждые 12 атомов водорода, в результате чего во Вселенной чуть более 8% гелия по количеству атомов и 25% гелия по массе.
Одна аналогия - думать о гелии-4 как о золе, и количество золы, которое образуется при полном сжигании куска дерева, нечувствительно к тому, как его сжигают. Обращение к теории BBN о распространении гелия-4 необходимо, поскольку во Вселенной гораздо больше гелия-4, чем можно объяснить с помощью звездного нуклеосинтеза. Кроме того, это важный тест для теории Большого взрыва. Если наблюдаемое содержание гелия значительно отличается от 25%, то это станет серьезным вызовом для теории. Это было бы особенно актуально, если бы первоначальное содержание гелия-4 было намного меньше 25%, потому что гелий-4 трудно разрушить. В течение нескольких лет в середине 1990-х годов наблюдения предполагали, что это могло быть так, заставив астрофизиков говорить о кризисе нуклеосинтеза Большого взрыва, но дальнейшие наблюдения соответствовали теории Большого взрыва.
Дейтерий в некотором смысле противоположен гелию-4 в том смысле, что, хотя гелий-4 очень стабилен и его трудно разрушить, дейтерий лишь незначительно стабилен и его легко разрушить. Температуры, времени и плотности были достаточными для объединения значительной части ядер дейтерия с образованием гелия-4, но недостаточными для продолжения процесса с использованием гелия-4 на следующем этапе синтеза. BBN не преобразовало весь дейтерий во Вселенной в гелий-4 из-за расширения, которое охладило Вселенную и уменьшило ее плотность, и поэтому прервало это преобразование незадолго до того, как оно могло продолжиться. Одним из следствий этого является то, что, в отличие от гелия-4, количество дейтерия очень чувствительно к начальным условиям. Чем плотнее была первоначальная Вселенная, тем больше дейтерия превратится в гелий-4 до того, как истечет время, и тем меньше останется дейтерия.
Не существует известных процессов после Большого взрыва, которые могли бы производить значительное количество дейтерия. Следовательно, наблюдения о содержании дейтерия предполагают, что Вселенная не бесконечно стара, что соответствует теории Большого взрыва.
В 1970-х годах были предприняты серьезные усилия по поиску процессов, которые могли бы производить дейтерий, но они открыли способы производства изотопов, отличных от дейтерия. Проблема заключалась в том, что, хотя концентрация дейтерия во Вселенной согласуется с моделью Большого взрыва в целом, она слишком высока, чтобы соответствовать модели, предполагающей, что большая часть Вселенной состоит из протонов и нейтроны. Если предположить, что вся Вселенная состоит из протонов и нейтронов, плотность Вселенной такова, что большая часть наблюдаемого в настоящее время дейтерия сгорела бы в гелий-4. Стандартное объяснение обилия дейтерия, которое сейчас используется, состоит в том, что Вселенная состоит не в основном из барионов, а из того, что небарионная материя (также известная как темная материя ) составляет большую часть массы Вселенной. Это объяснение также согласуется с расчетами, которые показывают, что Вселенная, состоящая в основном из протонов и нейтронов, будет гораздо более комковатой, чем наблюдается.
Очень сложно придумать другой процесс, который производил бы дейтерий, кроме термоядерная реакция. Такой процесс потребует, чтобы температура была достаточно высокой для производства дейтерия, но недостаточно высокой для производства гелия-4, и чтобы этот процесс немедленно охладился до неядерных температур не более чем через несколько минут. Также необходимо, чтобы дейтерий был унесен до того, как он снова появится.
Производство дейтерия путем деления также затруднено. Проблема здесь снова в том, что дейтерий очень маловероятен из-за ядерных процессов и что столкновения между атомными ядрами, вероятно, приведут либо к слиянию ядер, либо к высвобождению свободных нейтронов или альфа-частиц. В 1970-х годах в качестве источника дейтерия было предложено расщепление космических лучей. Эта теория не смогла объяснить изобилие дейтерия, но привела к объяснению источника других легких элементов.
Литий-7 и литий-6, полученные в результате Большого взрыва, находятся в следующем порядке: литий-7 должен составлять 10 единиц среди всех первичных нуклидов; и лития-6 около 10.
Теория BBN дает подробное математическое описание производства легких «элементов» дейтерия, гелия-3, гелия- 4 и литий-7. В частности, теория дает точные количественные прогнозы для смеси этих элементов, то есть первоначального содержания в конце Большого взрыва.
Чтобы проверить эти предсказания, необходимо как можно точнее реконструировать первичные содержания, например, наблюдая за астрономическими объектами, в которых произошел очень небольшой звездный нуклеосинтез (например, определенные карликовые галактики ) или наблюдая очень далекие объекты, которые можно увидеть на очень ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары ).
Как отмечалось выше, на стандартном изображении BBN все содержания легких элементов зависят от количества обычного вещества (барионов ) относительно излучения (фотонов ). Поскольку вселенная считается однородной, у нее есть одно уникальное значение отношения барионов к фотонам. В течение долгого времени это означало, что для проверки теории BBN с наблюдениями нужно было спросить: можно ли все наблюдения легких элементов объяснить с помощью одного значения отношения барионов к фотонам? Или, точнее, с учетом конечной точности как предсказаний, так и наблюдений, возникает вопрос: существует ли некоторый диапазон значений отношения барион-фотон, который может объяснить все наблюдения?
В последнее время вопрос изменился: прецизионные наблюдения космического микроволнового фонового излучения с помощью зонда микроволновой анизотропии Wilkinson (WMAP) и Planck дают независимое значение для барионного излучения. -фотонный коэффициент. Используя это значение, согласуются ли прогнозы BBN об содержании легких элементов с наблюдениями?
Настоящее измерение гелия-4 показывает хорошее совпадение, а для гелия-3 - лучшее. Но для лития-7 существует значительное расхождение между BBN и WMAP / Planck, а содержание лития получено из звезд населения II. Расхождение в 2,4–4,3 раза ниже теоретически предсказанного значения и считается проблемой для исходных моделей, что привело к пересмотренным расчетам стандартного BBN на основе новых ядерных данных и к различным предложениям по переоценке первоначального протон-протонные ядерные реакции, особенно содержание Be + n → Li + p, по сравнению с Be + H → Be + p.
В дополнение к стандартный сценарий BBN существует множество нестандартных сценариев BBN. Их не следует путать с нестандартной космологией : нестандартный сценарий BBN предполагает, что произошел Большой взрыв, но добавляет дополнительную физику, чтобы увидеть, как это влияет на содержание элементов. Эти дополнительные элементы физики включают ослабление или удаление предположения об однородности или введение новых частиц, таких как массивные нейтрино.
. Были и продолжают быть различные причины для исследования нестандартных BBN. Первый, который в значительной степени представляет исторический интерес, заключается в устранении несоответствий между прогнозами BBN и наблюдениями. Оказалось, что это имеет ограниченную полезность, поскольку несоответствия устраняются путем более точных наблюдений, и в большинстве случаев попытки изменить BBN приводили к численности, которая больше не соответствовала наблюдениям, а не меньше. Вторая причина для исследования нестандартных BBN и, в основном, в центре внимания нестандартных BBN в начале 21 века, - это использование BBN для установления ограничений на неизвестную или спекулятивную физику. Например, стандартный BBN предполагает, что в BBN не участвовали экзотические гипотетические частицы. Можно вставить гипотетическую частицу (например, массивное нейтрино) и посмотреть, что должно произойти до того, как BBN предсказывает численность, сильно отличающуюся от наблюдений. Это было сделано, чтобы ограничить массу стабильного тау-нейтрино.
Астрономический портал 
