Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu - Big Bang nucleosynthesis

Część serii na
Kosmologia fizyczna
Obraz pełnego nieba uzyskany z danych sondy Planck
Wczesny wszechświat
Tła
Ekspansja  · Przyszłość
Komponenty  · Struktura
składniki
Struktura
Eksperymenty
Naukowcy
Historia przedmiotu

W kosmologii fizycznej , pierwotna nukleosynteza (w skrócie BBN , znany również jako pierwotna nukleosyntezy , archeonucleosynthesis , archonucleosynthesis , protonucleosynthesis i paleonucleosynthesis ) jest wytwarzanie jądra inne niż w przypadku najlżejszych izotopu z wodoru ( wodór-1 , 1 H, mający pojedynczy proton jako jądro) we wczesnych fazach Wszechświata . Większość kosmologów uważa, że pierwotna nukleosynteza miała miejsce w przedziale od około 10 sekund do 20 minut po Wielkim Wybuchu i jest uważana za odpowiedzialną za powstanie większości helu we Wszechświecie jako izotopu helu-4 ( 4 He ), wraz z niewielkimi ilościami izotopów wodoru deuter ( 2 H lub D) hel izotop hel-3 ( 3 He) i bardzo małą ilość litu izotopów litu-7 ( 7 Li). Oprócz tych stabilnych jąder powstały również dwa niestabilne lub radioaktywne izotopy: ciężki izotop wodoru tryt ( 3 H lub T); i beryl izotop beryl-7 ( 7 odpowiednio); ale te nietrwałe izotopy później rozpadła się na 3 He i 7 Li, odpowiednio, jak wyżej.

Zasadniczo wszystkie pierwiastki, które są cięższe od litu, powstały znacznie później, w wyniku gwiezdnej nukleosyntezy w ewoluujących i wybuchających gwiazdach.

Charakterystyka

Istnieje kilka ważnych cech nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu (BBN):

  • Warunki początkowe (stosunek neutron-proton) ustalono w pierwszej sekundzie po Wielkim Wybuchu.
  • Wszechświat był wówczas bardzo bliski jednorodności i silnie zdominowany przez promieniowanie .
  • Fuzja jąder nastąpiła od około 10 sekund do 20 minut po Wielkim Wybuchu; odpowiada to zakresowi temperatur, w których wszechświat był wystarczająco chłodny, aby deuter przetrwał, ale wystarczająco gorący i gęsty, aby reakcje fuzji zachodziły w znacznym tempie.
  • Był szeroko rozpowszechniony, obejmując cały obserwowalny wszechświat .

Kluczowym parametrem pozwalającym na obliczenie wpływu BBN jest stosunek liczby barionów do fotonów, który jest niewielką liczbą rzędu 6 × 10 -10 . Ten parametr odpowiada gęstości barionów i kontroluje szybkość, z jaką nukleony zderzają się i reagują; z tego można obliczyć liczebność pierwiastków po zakończeniu nukleosyntezy. Chociaż stosunek barionów na foton jest ważny przy określaniu liczebności pierwiastków, dokładna wartość ma niewielki wpływ na ogólny obraz. Bez większych zmian w samej teorii Wielkiego Wybuchu, BBN spowoduje masowe obfitości około 75% wodoru-1, około 25% helu-4 , około 0,01% deuteru i helu-3 , ilości śladowe (rzędu 10 -10 ) litu i pomijalnie cięższe pierwiastki. To, że obserwowane liczebności we wszechświecie są ogólnie zgodne z tymi liczbami liczebności, jest uważane za mocny dowód na poparcie teorii Wielkiego Wybuchu.

W tym polu ze względów historycznych zwyczajowo podaje się ułamek masowy helu-4 , symbol Y, tak że 25% helu-4 oznacza, że ​​atomy helu-4 stanowią 25% masy , ale mniej niż 8% jądra byłyby jądrami helu-4. Inne (śladowe) jądra są zwykle wyrażane jako stosunki liczbowe do wodoru. Pierwsze szczegółowe obliczenia obfitości pierwotnych izotopów pojawiły się w 1966 roku i były przez lata udoskonalane przy użyciu uaktualnionych szacunków wejściowych szybkości reakcji jądrowych. Pierwsze systematyczne badanie metodą Monte Carlo wpływu niepewności szybkości reakcji jądrowej na prognozy izotopowe w odpowiednim zakresie temperatur zostało przeprowadzone w 1993 roku.

Ważne parametry

Tworzenie lekkich elementów podczas BBN zależało od wielu parametrów; wśród nich był stosunek neutronów do protonów (wyliczany z fizyki Modelu Standardowego ) oraz stosunek barionów do fotonów.

Stosunek neutron-proton

Stosunek neutronów do protonów został ustalony przez fizykę Modelu Standardowego przed erą nukleosyntezy, zasadniczo w ciągu pierwszej sekundy po Wielkim Wybuchu. Neutrony mogą reagować z pozytonami lub neutrinami elektronowymi, tworząc protony i inne produkty w jednej z następujących reakcji:

W czasach znacznie wcześniejszych niż 1 sekunda reakcje te były szybkie i utrzymywały stosunek n/p bliski 1:1. Wraz ze spadkiem temperatury równowaga przesunęła się na korzyść protonów ze względu na ich nieco mniejszą masę, a stosunek n/p płynnie malał. Reakcje te trwały do ​​momentu, gdy malejąca temperatura i gęstość spowodowały, że reakcje stały się zbyt wolne, co nastąpiło przy około T = 0,7 MeV (czas około 1 sekundy) i nazywa się to temperaturą zamrażania. W stanie zamrożenia stosunek neutronów do protonów wynosił około 1/6. Jednak wolne neutrony są niestabilne, a ich średni czas życia wynosi 880 sekund; niektóre neutrony rozpadły się w ciągu następnych kilku minut, zanim wtopiły się w jakiekolwiek jądro, więc stosunek całkowitych neutronów do protonów po zakończeniu nukleosyntezy wynosi około 1/7. Prawie wszystkie neutrony, które uległy fuzji zamiast rozpadu, połączyły się w hel-4, ponieważ hel-4 ma najwyższą energię wiązania na nukleon wśród lekkich pierwiastków. Przewiduje to, że około 8% wszystkich atomów powinno stanowić hel-4, co prowadzi do udziału masowego helu-4 na poziomie około 25%, co jest zgodne z obserwacjami. Pozostały niewielkie ślady deuteru i helu-3, ponieważ nie było wystarczająco dużo czasu i gęstości, aby zareagowały i utworzyły hel-4.

Stosunek barionów do fotonów

Stosunek barionów do fotonów, η, jest kluczowym parametrem określającym liczebność pierwiastków lekkich po zakończeniu nukleosyntezy. Bariony i lekkie pierwiastki mogą się łączyć w następujących głównych reakcjach:

wraz z kilkoma innymi reakcjami o niskim prawdopodobieństwie prowadzącymi do 7 Li lub 7 Be. (Ważną cechą jest to, że nie ma stabilnych jąder o masach 5 lub 8, co oznacza, że ​​nie zachodzą reakcje dodawania jednego barionu do 4 He lub łączenia dwóch 4 He). Większość łańcuchów fuzyjnych podczas BBN ostatecznie kończy się 4 He (hel-4), podczas gdy „niekompletne” łańcuchy reakcji prowadzą do niewielkich ilości pozostałych 2 H lub 3 He; ilość tych zmniejsza się wraz ze wzrostem stosunku barion-foton. Oznacza to, że im większy stosunek barion-foton, tym więcej będzie reakcji i tym wydajniej deuter zostanie ostatecznie przekształcony w hel-4. Wynik ten sprawia, że ​​deuter jest bardzo przydatnym narzędziem do pomiaru stosunku barion-foton.

Sekwencja

Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu rozpoczęła się około 10 sekund po Wielkim Wybuchu, kiedy Wszechświat ochłodził się na tyle, aby jądra deuteru mogły przetrwać rozerwanie przez wysokoenergetyczne fotony. (Zauważ, że czas zamrażania neutron-proton był wcześniejszy). Ten czas jest zasadniczo niezależny od zawartości ciemnej materii, ponieważ Wszechświat był silnie zdominowany przez promieniowanie znacznie później, a ten dominujący składnik kontroluje relację temperatura/czas. W tym czasie na każdy neutron przypadało około sześciu protonów, ale niewielka część neutronów rozpada się przed fuzją w ciągu następnych kilkuset sekund, więc pod koniec nukleosyntezy na każdy neutron przypada około siedmiu protonów, a prawie wszystkie neutrony są w jądrach helu-4.

Jedną z cech BBN jest to, że prawa fizyczne i stałe, które rządzą zachowaniem się materii przy tych energiach, są bardzo dobrze zrozumiane i stąd w BBN brakuje niektórych spekulatywnych niepewności, które charakteryzują wcześniejsze okresy życia wszechświata. Inną cechą jest to, że proces nukleosyntezy jest determinowany warunkami na początku tej fazy życia wszechświata i przebiega niezależnie od tego, co wydarzyło się wcześniej.

Gdy wszechświat się rozszerza, ochładza się. Wolne neutrony są mniej stabilne niż jądra helu, a protony i neutrony mają silną tendencję do tworzenia helu-4. Jednak tworzenie helu-4 wymaga pośredniego etapu tworzenia deuteru. Przed rozpoczęciem nukleosyntezy temperatura była wystarczająco wysoka, aby wiele fotonów miało energię większą niż energia wiązania deuteru; dlatego każdy utworzony deuter został natychmiast zniszczony (sytuacja znana jako „wąskie gardło deuteru”). W związku z tym tworzenie helu-4 jest opóźnione do czasu, aż wszechświat stanie się wystarczająco chłodny, aby deuter przetrwał (przy około T = 0,1 MeV); po czym nastąpił nagły wybuch formacji pierwiastków. Jednak niedługo potem, około 20 minut po Wielkim Wybuchu, temperatura i gęstość stały się zbyt niskie, aby zaszła jakakolwiek znacząca fuzja. W tym momencie liczebność pierwiastków była prawie ustalona, ​​a jedyne zmiany były wynikiem rozpadu radioaktywnego dwóch głównych niestabilnych produktów BBN, trytu i berylu-7 .

Historia teorii

Historia nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu rozpoczęła się od obliczeń Ralpha Alphera w latach 40. XX wieku. Alpher opublikował artykuł Alpher-Bethe-Gamow, który przedstawił teorię produkcji pierwiastków świetlnych we wczesnym wszechświecie.

W latach 70. pojawiła się poważna zagadka polegająca na tym, że gęstość barionów obliczona za pomocą nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu była znacznie mniejsza niż obserwowana masa Wszechświata na podstawie pomiarów krzywych rotacji galaktyk i dynamiki gromad galaktyk. Ta zagadka została w dużej mierze rozwiązana przez postulat istnienia ciemnej materii .

Ciężkie elementy

Wersja układu okresowego pierwiastków wskazująca pochodzenie – w tym nukleosyntezę Wielkiego Wybuchu – pierwiastków. Wszystkie elementy powyżej 103 ( lawrencium ) są również wykonane przez człowieka i nie są uwzględnione.

Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu wytworzyła bardzo niewiele jąder pierwiastków cięższych od litu z powodu wąskiego gardła: braku stabilnego jądra z 8 lub 5 nukleonami . Ten deficyt większych atomów ograniczył również ilości litu-7 wytwarzanego podczas BBN. W gwiazdach wąskie gardło omija potrójne zderzenia jąder helu-4, wytwarzając węgiel (proces potrójnej alfa ). Jednak proces ten jest bardzo powolny i wymaga znacznie większych gęstości, a konwersja znacznej ilości helu w węgiel w gwiazdach zajmuje dziesiątki tysięcy lat, dlatego w kilka minut po Wielkim Wybuchu jego wkład był znikomy.

Przewidywany obfitość CNO izotopy produkowane pierwotna nukleosynteza ma być rzędu 10 -15 że H, dzięki czemu w zasadzie niewykrywalny i nieistotne. Rzeczywiście, żaden z tych pierwotnych izotopów pierwiastków od berylu do tlenu nie został jeszcze wykryty, chociaż te z berylu i boru mogą zostać wykryte w przyszłości. Jak dotąd jedynymi znanymi eksperymentalnie stabilnymi nuklidami, które powstały przed nukleosyntezą Wielkiego Wybuchu lub w jej trakcie, są prot, deuter, hel-3, hel-4 i lit-7.

Hel-4

Główny artykuł: Hel-4

Nukleosynteza Wielkiego Wybuchu przewiduje pierwotną obfitość około 25% masy helu-4, niezależnie od warunków początkowych Wszechświata. Dopóki Wszechświat był wystarczająco gorący, aby protony i neutrony mogły łatwo przekształcić się w siebie, ich stosunek, określony wyłącznie przez ich względne masy, wynosił około 1 neutronu na 7 protonów (pozwalając na pewien rozpad neutronów na protony). Gdy było wystarczająco chłodno, neutrony szybko wiązały się z równą liczbą protonów, tworząc najpierw deuter, a następnie hel-4. Hel-4 jest bardzo stabilny i jest prawie końcem tego łańcucha, jeśli działa tylko przez krótki czas, ponieważ hel nie rozpada się ani nie łączy łatwo tworząc cięższe jądra (ponieważ nie ma stabilnych jąder o liczbach masowych 5 lub 8, hel nie łączy się łatwo ani z protonami, ani z samym sobą). Gdy temperatura zostanie obniżona, na każde 16 nukleonów (2 neutrony i 14 protonów), 4 z nich (25% całkowitych cząstek i całkowitej masy) szybko łączą się w jedno jądro helu-4. Daje to jeden hel na każde 12 wodorów, co daje wszechświat, który ma nieco ponad 8% helu pod względem liczby atomów i 25% helu pod względem masy.

Jedną z analogii jest myślenie o helu-4 jako popiele, a ilość popiołu, który powstaje, gdy całkowicie spala się kawałek drewna, jest niewrażliwa na to, jak się spala. Uciekanie się do teorii BBN o obfitości helu-4 jest konieczne, ponieważ we wszechświecie jest znacznie więcej helu-4, niż można to wytłumaczyć gwiezdną nukleosyntezą . Ponadto stanowi ważny test dla teorii Wielkiego Wybuchu. Jeśli obserwowana liczebność helu znacznie różni się od 25%, stanowiłoby to poważne wyzwanie dla teorii. Byłoby tak szczególnie w przypadku, gdyby wczesna liczebność helu-4 była znacznie mniejsza niż 25%, ponieważ trudno jest zniszczyć hel-4. Przez kilka lat w połowie lat 90. obserwacje sugerowały, że może tak być, co skłoniło astrofizyków do rozmowy o kryzysie nukleosyntetycznym Wielkiego Wybuchu, ale dalsze obserwacje były zgodne z teorią Wielkiego Wybuchu.

Deuter

Główny artykuł: deuter

Deuter jest pod pewnymi względami przeciwieństwem helu-4, ponieważ podczas gdy hel-4 jest bardzo stabilny i trudny do zniszczenia, deuter jest tylko marginalnie stabilny i łatwy do zniszczenia. Temperatury, czas i gęstości były wystarczające do połączenia znacznej frakcji jąder deuteru z wytworzeniem helu-4, ale niewystarczające do kontynuowania procesu przy użyciu helu-4 w następnym etapie fuzji. BBN nie przekształcił całego deuteru we wszechświecie w hel-4 z powodu ekspansji, która ochłodziła wszechświat i zmniejszyła gęstość, a więc skróciła tę konwersję na krótko, zanim mogła posunąć się dalej. Jedną z konsekwencji jest to, że w przeciwieństwie do helu-4 ilość deuteru jest bardzo wrażliwa na warunki początkowe. Im gęstszy był początkowy wszechświat, tym więcej deuteru zostanie przekształcone w hel-4 przed upływem czasu, a mniej deuteru pozostanie.

Nie są znane żadne procesy po Wielkim Wybuchu, które mogłyby wytworzyć znaczne ilości deuteru. Stąd obserwacje dotyczące obfitości deuteru sugerują, że wszechświat nie jest nieskończenie stary, co jest zgodne z teorią Wielkiego Wybuchu.

W latach siedemdziesiątych podejmowano poważne wysiłki w celu znalezienia procesów, które mogłyby wytwarzać deuter, ale te ujawniły sposoby wytwarzania izotopów innych niż deuter. Problem polegał na tym, że chociaż koncentracja deuteru we Wszechświecie jest zgodna z modelem Wielkiego Wybuchu jako całości, jest zbyt wysoka, aby była zgodna z modelem, który zakłada, że ​​większość Wszechświata składa się z protonów i neutronów . Jeśli założymy, że cały wszechświat składa się z protonów i neutronów, gęstość wszechświata jest taka, że ​​znaczna część obecnie obserwowanego deuteru zostałaby spalona w hel-4. Standardowym wyjaśnieniem używanym obecnie dla obfitości deuteru jest to, że wszechświat nie składa się głównie z barionów, ale że materia niebarionowa (znana również jako ciemna materia ) stanowi większość masy wszechświata. To wyjaśnienie jest również zgodne z obliczeniami, które pokazują, że wszechświat złożony głównie z protonów i neutronów byłby znacznie bardziej zbity niż obserwowany.

Bardzo trudno jest wymyślić inny proces, który dawałby deuter w inny sposób niż przez fuzję jądrową. Taki proces wymagałby, aby temperatura była wystarczająco wysoka do wytworzenia deuteru, ale niewystarczająco wysoka do wytworzenia helu-4, a proces ten powinien natychmiast schłodzić się do temperatur niejądrowych po nie więcej niż kilku minutach. Konieczne byłoby również usunięcie deuteru przed jego ponownym pojawieniem się.

Wytwarzanie deuteru przez rozszczepienie jest również trudne. Ponownie problem polega na tym, że deuter jest bardzo mało prawdopodobny z powodu procesów jądrowych, a zderzenia między jądrami atomowymi prawdopodobnie spowodują albo fuzję jąder, albo uwolnienie wolnych neutronów lub cząstek alfa . W latach siedemdziesiątych jako źródło deuteru zaproponowano spallację promieniowania kosmicznego . Teoria ta nie wyjaśniała obfitości deuteru, ale doprowadziła do wyjaśnienia źródła innych pierwiastków świetlnych.

Lit

Główny artykuł: lit

Lit-7 i lit-6 wyprodukowane w Wielkim Wybuchu są rzędu: lit-7 to 10-9 wszystkich pierwotnych nuklidów; a lit-6 około 10-13 .

Pomiary i status teorii

Teoria BBN podaje szczegółowy opis matematyczny produkcji lekkich „pierwiastków” deuteru, helu-3, helu-4 i litu-7. W szczególności teoria dostarcza dokładnych prognoz ilościowych dla mieszaniny tych pierwiastków, czyli pierwotnych obfitości pod koniec Wielkiego Wybuchu.

Aby przetestować te przewidywania, konieczne jest jak najwierniejsze zrekonstruowanie pierwotnych obfitości, na przykład obserwując obiekty astronomiczne, w których zachodzi bardzo mało gwiezdnej nukleosyntezy (takie jak niektóre galaktyki karłowate ) lub obserwując obiekty, które są bardzo odległe. stąd można je zobaczyć na bardzo wczesnym etapie ich ewolucji (takich jak odległe kwazary ).

Jak zauważono powyżej, w standardowym obrazie BBN, wszystkie obfitości pierwiastków świetlnych zależą od ilości zwykłej materii ( barionów ) w stosunku do promieniowania ( fotonów ). Ponieważ zakłada się , że wszechświat jest jednorodny , ma jedną unikalną wartość stosunku barionów do fotonów. Przez długi czas oznaczało to, że aby porównać teorię BBN z obserwacjami, trzeba było zapytać: czy wszystkie obserwacje pierwiastków lekkich można wyjaśnić jedną wartością stosunku barion-foton? A dokładniej, biorąc pod uwagę skończoną precyzję zarówno przewidywań, jak i obserwacji, można zapytać: czy istnieje jakiś zakres wartości barion-foton, który może wyjaśnić wszystkie obserwacje?

Niedawno kwestia uległa zmianie: precyzyjne obserwacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła za pomocą sondy Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) i Plancka dają niezależną wartość stosunku barionów do fotonów. Używając tej wartości, czy przewidywania BBN dla obfitości elementów świetlnych są zgodne z obserwacjami?

Obecny pomiar helu-4 wskazuje na dobrą zgodność, a jeszcze lepszą zgodność dla helu-3. Ale w przypadku litu-7 istnieje znacząca rozbieżność między BBN i WMAP/Planck, a obfitością pochodzącą z gwiazd populacji II . Rozbieżność jest współczynnikiem 2,4―4,3 poniżej teoretycznie przewidywanej wartości i jest uważana za problem dla oryginalnych modeli, które doprowadziły do ​​zrewidowanych obliczeń standardowego BBN w oparciu o nowe dane jądrowe oraz różnych propozycji ponownej oceny pierwotnego proton-proton reakcje jądrowe , zwłaszcza obfitości 7 Be + n → 7 Li + p , w porównaniu z 7 Be + 2 H → 8 Be + p .

Niestandardowe scenariusze

Oprócz standardowego scenariusza BBN istnieje wiele niestandardowych scenariuszy BBN. Nie należy ich mylić z niestandardową kosmologią : niestandardowy scenariusz BBN zakłada, że ​​nastąpił Wielki Wybuch, ale dodaje dodatkowe elementy fizyki, aby zobaczyć, jak wpływa to na obfitość pierwiastków. Te elementy dodatkowej fizyki obejmują rozluźnienie lub usunięcie założenia jednorodności lub wprowadzenie nowych cząstek, takich jak masywne neutrina .

Istniały i nadal są różne powody poszukiwania niestandardowych BBN. Pierwszym, który ma w dużej mierze znaczenie historyczne, jest rozwiązanie niespójności między przewidywaniami i obserwacjami BBN. Okazało się to mieć ograniczoną użyteczność, ponieważ niespójności zostały rozwiązane dzięki lepszym obserwacjom, aw większości przypadków próba zmiany BBN skutkowała obfitością, która była bardziej niespójna z obserwacjami, a nie mniej. Drugim powodem badania niestandardowego BBN i w dużej mierze przedmiotem zainteresowania niestandardowego BBN na początku XXI wieku jest wykorzystanie BBN do nałożenia ograniczeń na nieznaną lub spekulatywną fizykę. Na przykład standardowy BBN zakłada, że ​​w BBN nie biorą udziału żadne egzotyczne, hipotetyczne cząstki. Można wstawić hipotetyczną cząstkę (taką jak masywne neutrino) i zobaczyć, co musi się stać, zanim BBN przewidzi obfitości, które bardzo różnią się od obserwacji. Dokonano tego w celu ograniczenia masy stabilnego neutrina tau .

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne

Dla ogółu odbiorców

Artykuły akademickie