Нуклеосинтез Большого взрыва - Big Bang nucleosynthesis

В физической космологии , Big Bang Нуклеосинтез (сокращенно BBN , также известный как первичного нуклеосинтеза , archeonucleosynthesis , archonucleosynthesis , protonucleosynthesis и paleonucleosynthesis ) является производство ядер , кроме тех , самого легкого изотопа из водорода ( водород-1 , ¹ Н, имеющее один протон как ядро) на ранних этапах Вселенной . Первичный нуклеосинтез, как полагают большинство космологов, произошел в интервале примерно от 10 секунд до 20 минут после Большого взрыва и, по расчетам, отвечает за образование большей части гелия во Вселенной в виде изотопа гелий-4 ( ⁴ He ), а также с небольшими количествами изотопа водорода дейтерия ( ² Н или D), то гелий изотопа гелий-3 ( ³ He), и очень небольшое количество лития изотопа лития-7 ( ⁷ Li). В дополнение к этим стабильным ядрам были также произведены два нестабильных или радиоактивных изотопа: тяжелый изотоп водорода тритий ( ³ H или T); и бериллий изотопа бериллия-7 ( ⁷ Ве); но эти нестабильные изотопы позже распались на ³ He и ⁷ Li соответственно, как указано выше.

По сути, все элементы, которые тяжелее лития, были созданы намного позже, в результате звездного нуклеосинтеза в эволюционирующих и взрывающихся звездах.

Характеристики

Существует несколько важных характеристик нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN):

Начальные условия (нейтронно-протонное отношение) задавались в первую секунду после Большого взрыва.
В то время Вселенная была очень близка к однородной и в ней преобладала радиация .
Слияние ядер произошло примерно через 10-20 минут после Большого взрыва; это соответствует диапазону температур, когда Вселенная была достаточно холодной, чтобы дейтерий выжил, но достаточно горячей и плотной, чтобы реакции синтеза происходили со значительной скоростью.
Он был широко распространен, охватив всю наблюдаемую Вселенную .

Ключевым параметром, который позволяет рассчитать эффекты BBN, является отношение числа барионов к количеству фотонов, которое является небольшим числом порядка 6 × 10 ^-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 , следовых количеств (порядка 10 ⁻¹⁰ ) лития и незначительно более тяжелых элементов. То, что наблюдаемые содержания во Вселенной в целом согласуются с этими числами, считается убедительным доказательством теории Большого взрыва.

В этой области по историческим причинам принято указывать массовую долю гелия-4 символом Y, так что 25% гелия-4 означает, что на атомы гелия-4 приходится 25% массы , но менее 8% массы. ядра 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 с годами уточнялись с использованием обновленных оценок входных скоростей ядерных реакций. Первое систематическое исследование методом Монте-Карло того, как неопределенность скорости ядерных реакций влияет на предсказания изотопов в соответствующем температурном диапазоне, было проведено в 1993 году.

Важные параметры

Создание световых элементов во время BBN зависело от ряда параметров; среди них было нейтронно-протонное отношение (рассчитываемое из физики Стандартной модели ) и барионно-фотонное отношение.

Отношение нейтрон – протон

Отношение нейтронов к протонам было установлено физикой Стандартной модели до эры нуклеосинтеза, по существу в течение первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут реагировать с позитронами или электронными нейтрино с образованием протонов и других продуктов в одной из следующих реакций:

{\ displaystyle {\ ce {n \ + e + <=> {\ overline {\ nu}} _ {e} + p}}}

{\ displaystyle {\ ce {n \ + \ nu_ {e} <=> p + e-}}}

Время от времени 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 из-за снижения температуры и плотности реакции не становились слишком медленными, что происходило 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 слились, а не распались, в конечном итоге объединились 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 согласуется с наблюдениями. Небольшие следы дейтерия и гелия-3 остались, поскольку не было достаточного времени и плотности для их реакции и образования гелия-4.

Отношение барион – фотон

Отношение барион-фотон, η, является ключевым параметром, определяющим содержание легких элементов после завершения нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:

{\ displaystyle {\ ce {p + n -> ^ 2H + \ gamma}}}

{\ Displaystyle {\ ce {p + ^ 2H -> ^ 3He + \ gamma}}}

{\ Displaystyle {\ ce {^ 2H + ^ 2H -> ^ 3He + n}}}

{\ Displaystyle {\ ce {^ 2H + ^ 2H -> ^ 3H + p}}}

{\ Displaystyle {\ ce {^ 3He + ^ 2H -> ^ 4He + p}}}

{\ Displaystyle {\ ce {^ 3H + ^ 2H -> ^ 4He + n}}}

наряду с некоторыми другими маловероятными реакциями, приводящими к ⁷ Li или ⁷ Be. (Важная особенность состоит в том, что не существует стабильных ядер с массой 5 или 8, что означает, что реакции добавления одного бариона к ⁴ He или слияния двух ⁴ He не происходят). Большинство цепей слияния во время BBN в конечном итоге оканчиваются на ⁴ He (гелий-4), в то время как «неполные» цепочки реакций приводят к небольшим количествам оставшихся ² H или ³ He; их количество уменьшается с увеличением отношения барион-фотон. То есть, чем больше барионно-фотонное отношение, тем больше будет реакций и тем эффективнее дейтерий в конечном итоге превратится в гелий-4. Этот результат делает дейтерий очень полезным инструментом для измерения отношения барионов к фотонам.

Последовательность

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 вымораживания нейтрона и протона 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.

Одной из особенностей BBN является то, что физические законы и константы, которые управляют поведением материи при этих энергиях, очень хорошо изучены, и, следовательно, BBN лишены некоторых умозрительных неопределенностей, характерных для более ранних периодов 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 откладывается до тех пор, пока Вселенная не станет достаточно холодной, чтобы дейтерий выжил (примерно при T = 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. В этот момент содержание элементов было почти фиксированным, и единственные изменения были результатом радиоактивного распада двух основных нестабильных продуктов BBN, трития и бериллия-7 .

История теории

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-х годах 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 благодаря постулату о существовании темной материи .

Тяжелые элементы

Версия таблицы Менделеева, указывающая происхождение - включая нуклеосинтез Большого взрыва - элементов. Все элементы выше 103 ( лоуренсий ) также являются искусственными и не включены.

Нуклеосинтез Большого взрыва произвел очень мало ядер элементов тяжелее лития из-за узкого места: отсутствия стабильного ядра с 8 или 5 нуклонами . Этот дефицит более крупных атомов также ограничивал количество лития-7, производимого во время BBN. В звездах через узкое место проходит тройное столкновение ядер гелия-4 с образованием углерода ( тройной альфа-процесс ). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо более высоких плотностей, требующих десятков тысяч лет, чтобы преобразовать значительное количество гелия в углерод в звездах, и поэтому он внес незначительный вклад в считанные минуты после Большого взрыва.

Прогнозируемая распространенность изотопов CNO, образующихся в процессе нуклеосинтеза Большого взрыва, будет порядка 10 ^-15 от 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.

Гелий-4

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, а 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 важно, если бы содержание гелия-4 на раннем этапе 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, заставляя астрофизиков говорить о кризисе нуклеосинтеза Большого взрыва, но дальнейшие наблюдения соответствовали теории Большого взрыва.

Дейтерий

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 преобразовала 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.

Нет никаких 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 течение 1970-х годов были предприняты серьезные попытки найти процессы, 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 нейтронов . 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 трудно придумать другой процесс, который производил бы дейтерий, кроме ядерного синтеза. 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 появится снова.

Производство дейтерия делением также затруднено. Проблема здесь снова в том, что дейтерий очень маловероятен из-за ядерных процессов, и что столкновения между атомными ядрами могут привести 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

Литий-7 и литий-6, произведенные в результате Большого взрыва, имеют порядок: литий-7 должен составлять ^10-9 всех первичных нуклидов; и литий-6 около 10 ^-13 .

Измерения и статус теории

Теория BBN дает подробное математическое описание производства легких «элементов» дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. В частности, теория дает точные количественные прогнозы для смеси этих элементов, то есть первичной распространенности в конце Большого взрыва.

Чтобы проверить эти предсказания, необходимо как можно точнее восстановить первичные содержания, например, наблюдая за астрономическими объектами, в которых произошел очень слабый звездный нуклеосинтез (например, в некоторых карликовых галактиках ), или наблюдая за объектами, находящимися очень далеко. далеко, и поэтому их можно увидеть на очень ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары ).

Как отмечалось выше, в стандартной картине 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 одним значением 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 Уилкинсона (WMAP) и Planck дают независимое значение для отношения барионов к фотонам. Используя это значение, согласуются ли прогнозы BBN об содержании легких элементов с наблюдениями?

Настоящее измерение гелия-4 показывает хорошее согласие, а для гелия-3 - еще лучшее. Но для лития-7 существует значительное расхождение между BBN и WMAP / Planck, а также содержанием, полученным по звездам 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 первичного протон-протонного ядерные реакции , особенно содержание ⁷ Be + n → ⁷ Li + p по сравнению с ⁷ Be + ² H → ⁸ Be + p .

Нестандартные сценарии

Помимо стандартного сценария BBN существует множество нестандартных сценариев BBN. Их не следует путать с нестандартной космологией : нестандартный сценарий BBN предполагает, что Большой взрыв произошел, но добавляет дополнительную физику, чтобы увидеть, как это влияет на содержание элементов. Эти дополнительные элементы физики включают ослабление или удаление предположения об однородности или добавление новых частиц, таких как массивные нейтрино .

Были и остаются различные причины для исследования нестандартных BBN. Первый, который в значительной степени представляет исторический интерес, заключается в устранении несоответствий между прогнозами и наблюдениями BBN. Оказалось, что это имеет ограниченную полезность, поскольку несоответствия разрешались 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 ограничения неизвестной или умозрительной физики. Например, стандартный BBN предполагает, что в BBN не участвовали экзотические гипотетические частицы. Можно вставить гипотетическую частицу (например, массивное нейтрино) и посмотреть, что должно произойти, прежде чем BBN предсказывает численность, сильно отличающуюся от наблюдений. Это было сделано для того, чтобы ограничить массу стабильного тау-нейтрино .

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Для широкой публики

Вайс, Ахим. «Нуклеосинтез Большого Взрыва: Готовим первые легкие элементы» . Эйнштейн Онлайн . Архивировано из оригинала 8 февраля 2007 года . Проверено 24 февраля 2007 .
Уайт, Мартин: Обзор BBN
Райт, Нед: BBN (учебник по космологии)
Нуклеосинтез Большого взрыва на arxiv.org
Берлес, Скотт; Nollett, Kenneth M .; Тернер, Майкл С. (1999-03-19). "Нуклеосинтез Большого взрыва: соединение внутреннего и космического пространства". arXiv : astro-ph / 9903300 .

Академические статьи

Cyburt, Ричард Х .; Филдс, Брайан Д .; Olive, Keith A .; Йе, Цунг-Хан (февраль 2016 г.). «Нуклеосинтез Большого взрыва: 2015». Ред. Мод. Phys . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Bibcode : 2016RvMP ... 88a5004C . DOI : 10.1103 / RevModPhys.88.015004 .
Берлес, Скотт; Кеннет М. Ноллетт; Майкл С. Тернер (2001). «Что такое прогноз BBN для плотности барионов и насколько он надежен?». Phys. Rev. D . 63 (6): 063512. arXiv : astro-ph / 0008495 . Bibcode : 2001PhRvD..63f3512B . DOI : 10.1103 / PhysRevD.63.063512 . S2CID 117792085 . Номер отчета : FERMILAB-Pub-00-239-A
Джедамзик, Карстен, " Нестандартные сценарии нуклеосинтеза Большого взрыва ". Max-Planck-Institut für Astrophysik , Гархинг.
Стейгман, Гэри, Первичный нуклеосинтез: успехи и проблемы arXiv : astro-ph / 0511534 ; Судебная космология: исследование барионов и нейтрино с помощью BBN и CBR arXiv : hep-ph / 0309347 ; и нуклеосинтез Большого взрыва: исследование первых 20 минут arXiv : astro-ph / 0307244
Р. А. Альфер, Г. А. Бете, Г. Гамов, Происхождение химических элементов , Physical Review 73 (1948), 803. Так называемая статья αβγ , в которой Альфер и Гамов предположили, что легкие элементы были созданы ионами водорода, улавливающими нейтроны в горячая, плотная ранняя вселенная. Имя Бете было добавлено для симметрии
Гамов, Г. (1948). «Происхождение элементов и разделение галактик». Физический обзор . 74 (4): 505–506. Bibcode : 1948PhRv ... 74..505G . DOI : 10.1103 / Physrev.74.505.2 . Эти две работы Гамова 1948 года заложили основу нашего нынешнего понимания нуклеосинтеза Большого взрыва.
Гамов, Г. (1948). «Эволюция Вселенной». Природа . 162 (4122): 680–2. Bibcode : 1948Natur.162..680G . DOI : 10.1038 / 162680a0 . PMID 18893719 . S2CID 4793163 .
Альфер, Р.А. (1948). "Теория захвата нейтронов образования и относительного количества элементов". Физический обзор . 74 (12): 1737–1742. Bibcode : 1948PhRv ... 74.1737A . DOI : 10.1103 / PhysRev.74.1737 .
Р. А. Альфер и Р. Херман, «Об относительном изобилии элементов», Physical Review 74 (1948), 1577. Эта статья содержит первую оценку современной температуры Вселенной.
Альфер, РА; Herman, R .; Гамов, Г. (1948). «Эволюция Вселенной». Природа . 162 (4124): 774–775. Bibcode : 1948Natur.162..774A . DOI : 10.1038 / 162774b0 . S2CID 4113488 .
Калькулятор содержания элементов Java Big Bang
К. Питру, А. Кок, Ж.-П. Узан, Э. Вангиони, Прецизионный нуклеосинтез Большого взрыва с улучшенными предсказаниями гелия-4 arXiv : 1801.08023 ;

Languages

In other projects