Русская Википедия:Первичный нуклеосинтез
Первичный нуклеосинтез — совокупность процессов, которые привели к образованию химического состава вещества во Вселенной до появления первых звёзд.
К началу первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после Большого взрыва, соотношение нейтронов и протонов составляло 1 к 7. Через 20 минут после Большого взрыва первичный нуклеосинтез завершился: в барионной массе Вселенной стали доминировать водород (75% массы) и гелий (25% массы). В меньшем количестве образовались дейтерий, гелий-3 и литий-7, другие же элементы сформировались в незначительном количестве. Наблюдаемое содержание различных элементов достаточно хорошо сходится с теоретически предсказанным, за исключением содержания лития-7. Несмотря на это исключение, считается, что реальная распространённость химических элементов хорошо описывается существующей теорией и свидетельствует о правильности современных представлений о Большом взрыве.
Описание
Первичный нуклеосинтез — совокупность процессов, которые привели к образованию химического состава вещества во Вселенной до появления первых звёзд[1].
Предшествующие события
В момент времени 0,1 с после Большого взрыва температура Вселенной составляла около 3Шаблон:E K, а её вещество представляло собой электрон-позитрон-нейтринную плазму, в которой в небольшом количестве имелись нуклоны: протоны и нейтроны. В таких условиях происходили постоянные превращения протонов в нейтроны и обратно в следующих реакцияхШаблон:SfnШаблон:Sfn[комм. 1]:
- <chem>n~{+}~e^+ <=> p~{+}~\tilde{\nu_{e}}</chem>
- <chem>n + \nu_{e} <=> p + e^-</chem>
- <chem>n <=> p~{+}~e^-~{+}~\tilde{\nu_{e}}</chem>
Первоначально прямые и обратные реакции уравновешивали друг друга, и равновесная доля нейтронов от всех нуклонов <math>X_\text{n}</math> зависела от температуры <math>T</math>Шаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <math>X_\text{n} = \frac{1}{1 + \exp\left(\frac{Q}{kT}\right)},</math>
где <math>Q</math> — разность энергий покоя нейтрона и протона, равная 1,29 МэВ, а <math>k</math> — постоянная Больцмана. Когда температура снизилась до 3Шаблон:E K, что соответствует возрасту Вселенной в 10 секунд, эти реакции практически прекратились, а равновесие перестало сохраняться — в этот момент значение <math>X_\text{n}</math> составило около 0,17. Превращение нейтронов в протоны стало идти посредством бета-распада нейтрона со временем жизни около 880 секунд, и <math>X_\text{n}</math> стало убывать экспоненциально: к моменту начала первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после Большого взрыва, <math>X_\text{n}</math> снизилось до приблизительно 0,125, то есть на 1 нейтрон приходилось 7 протоновШаблон:SfnШаблон:Sfn[2].
Процесс
Когда с момента Большого взрыва прошло около 3 минут, температура Вселенной стала ниже Шаблон:E K. После этого стало возможно образование стабильных ядер дейтерия (дейтронов) при столкновении протона и нейтрона, практически все из которых в цепочке реакций превращались в более стабильные ядра гелия. Таким образом, практически все нейтроны в результате нуклеосинтеза оказались в ядрах гелия путём следующих реакцийШаблон:SfnШаблон:Sfn[3][комм. 2]:
- <chem>p + n -> d + \gamma</chem>
- <chem>d + d -> ^3_1H + p</chem>
- <chem>d + d -> ^3_2He + n</chem>
- <chem>d + ^3_1 H -> ^4_2He + n</chem>
- <chem>d + ^3_2 He -> ^4_2He + p</chem>
Образование дейтронов было возможно и при более высоких температурах, но в таких условиях они были нестабильны и быстро распадались, а из-за невысокой плотности вещества столкновение двух ядер дейтерия с образованием более стабильного ядра было маловероятно. Тем не менее, возможны реакции с участием одного ядра дейтерия и одного нуклона, хотя их характерные сечения малыШаблон:Sfn:
- <chem>d + n -> ^3_1H + \gamma</chem>
- <chem>d + p -> ^3_2He + \gamma</chem>
Некоторая часть ядер гелия-4 сформировала литий. К образованию лития-7 приводили следующие реакцииШаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <chem>^3_1 H + ^4_2 He -> ^7_3 Li + \gamma</chem>
- <chem>^3_2 He + ^4_2 He -> ^7_4 Be + \gamma</chem>
- <chem>{^7_4 Be} + e^- -> {^7_3 Li} + \nu_{e}</chem>
Формирование этих химических элементов завершилось, когда после Большого взрыва прошло 20 минут. Кроме этих элементов, при первичном нуклеосинтезе образовались и более тяжёлые ядра, однако из-за отсутствия стабильных ядер с атомным весом 5 или 8Шаблон:Sfn доля этих элементов оказалась ничтожной (см. нижеШаблон:Переход)[2][4].
Результаты
Когда первичный нуклеосинтез завершился, большая часть протонов — ядер водорода — осталась в свободном состоянии, составив 75% барионной массы Вселенной. Ядра гелия-4 составили около 25% барионной массы — эта величина зависит от доли нейтронов среди всех нуклонов и с хорошей точностью вдвое превышает её, поскольку ядро гелия содержит 2 протона и 2 нейтронаШаблон:Sfn[3]Шаблон:Sfn.
Менее распространёнными изотопами оказались дейтерий, гелий-3 и литий-7. По наблюдательным данным относительное содержание[комм. 3] дейтерия составило 2,5Шаблон:E, гелия-3 — 0,9—1,3Шаблон:E, лития-7 — 1,6Шаблон:E, что в целом сходится с теоретическими предсказаниями (см. нижеШаблон:Переход)[2][4]Шаблон:Sfn. Также образовалось сопоставимое количество трития и бериллия-7, но эти изотопы нестабильны и после завершения первичного нуклеосинтеза распались: тритий превратился в гелий-3 путём бета-распада, а бериллий-7 — в литий-7 путём электронного захватаШаблон:Sfn[5][6]:
- <chem>^3_1 H -> ^3_2 He~{+}~e^-~{+}~\tilde{\nu_{e}}</chem>
- <chem>^7_4 Be + e^- -> ^7_3 Li + \nu_{e}</chem>
Доли других элементов в веществе, которое образовалось при первичном нуклеосинтезе, оказались незначительными: например, относительное содержание бора-11 составило около 3Шаблон:E, а углерода, азота и кислорода в сумме ― Шаблон:E. Эти элементы в таком малом количестве не могли как-либо повлиять на параметры и эволюцию первых звёзд, которые сформировались из этого вещества[2][4].
Проверка космологических параметров
Наблюдаемые результаты первичного нуклеосинтеза дают возможность проверить, насколько правильными являются соответствующие теоретические модели. Так, например, стандартная модель первичного нуклеосинтеза — сценарий, где физика элементарных частиц описывается стандартной моделью, а космология — моделью ΛCDM[7], имеет лишь один свободный параметр <math>\eta</math>: отношение числа барионов во Вселенной к числу фотонов. Поскольку число фотонов известно из наблюдений реликтового излучения, то <math>\eta</math> зависит только от плотности барионов во ВселеннойШаблон:Sfn.
От параметра <math>\eta</math> зависит содержание элементов первичного нуклеосинтеза. С ростом <math>\eta</math> понижается конечное содержание дейтерия и гелия-3: чем больше барионная плотность, тем быстрее и эффективнее идут реакции превращения этих ядер в ядра гелия-4, и тем меньше их остаётся к завершению первичного нуклеосинтеза. Наоборот, содержание гелия-4 возрастает при увеличении <math>\eta</math>, хотя и довольно медленно: чем выше барионная плотность, тем раньше начинается первичный нуклеосинтез и тем большую долю от всех нуклонов составляют нейтроны, практически все из которых связываются в ядра гелия. Зависимость конечного содержания лития-7 от <math>\eta</math> немонотонна и имеет минимум при <math>\eta</math> около 2—3Шаблон:E — это связано с тем, что литий образуется в двух цепочках реакций, одна из которых идёт при малых <math>\eta</math>, а другая — при больших, кроме того, вместе с образованием ядер лития шёл их распадШаблон:Sfn.
Таким образом, если стандартная модель первичного нуклеосинтеза верна, то содержание различных химических элементов должно соответствовать одному и тому же <math>\eta</math>. Эту величину возможно измерить и другими методами, например, по параметрам анизотропии реликтового излучения — такая оценка <math>\eta</math> также должна согласовываться с распространённостью химических элементов. Оценка <math>\eta</math>, полученная по данным WMAP, равна 6,2Шаблон:E и соответствует данным о содержании дейтерия, гелия-3 и гелия-4; для лития-7 теоретическая оценка в 4 раза превышает наблюдаемое значение. Для решения этой проблемы предлагаются различные решения, но в целом считается, что реальная распространённость химических элементов хорошо описывается существующей теорией и свидетельствует о правильности современных представлений о Большом взрыве[4]Шаблон:Sfn.
Примечания
Комментарии
Источники
Литература
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Космология Шаблон:Добротная статья
Ошибка цитирования Для существующих тегов <ref> группы «комм.» не найдено соответствующего тега <references group="комм."/>
.png){kind=link}
