Primární nukleosyntéza

Primární nukleosyntéza je soubor procesů, které vedly k vytvoření chemického složení hmoty ve vesmíru před objevením prvních hvězd .

Na začátku primární nukleosyntézy, 3 minuty po velkém třesku , byl poměr neutronů a protonů 1 ku 7. 20 minut po velkém třesku byla primární nukleosyntéza dokončena: vodík (75 % hmotnosti) a helium (25 % hmotnosti) začal dominovat v baryonové hmotě Vesmíru . Deuterium , helium-3 a lithium-7 vznikaly v menším množství, zatímco ostatní prvky vznikaly v nepatrném množství. Pozorované abundance různých prvků poměrně dobře souhlasí s teoreticky předpokládanými abundancemi, s výjimkou abundance lithia-7. Navzdory této výjimce se má za to, že skutečná hojnost chemických prvků je dobře popsána existující teorií a naznačuje správnost moderních představ o velkém třesku.

Popis

Primární nukleosyntéza je soubor procesů, které vedly ke vzniku chemického složení hmoty ve Vesmíru před objevením prvních hvězd [1] .

Předchozí události

V době 0,1 s po Velkém třesku byla teplota vesmíru asi 3⋅10 10 K a jeho látkou bylo elektron-pozitron-neutrinové plazma, ve kterém byly v malém množství nukleony : protony a neutrony . Za takových podmínek docházelo k neustálým přeměnám protonů na neutrony a zpět v následujících reakcích [2] [3] [comm. 1] :

{\displaystyle {\ce {n~{+}~e^{+}<=>p~{+}~{\tilde {\nu _{e)))))))

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

{\displaystyle {\ce {n<=>p~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{e)))))))

Zpočátku se přímé a reverzní reakce vzájemně vyrovnávaly a rovnovážný podíl neutronů ze všech nukleonů závisel na teplotě [3] [4] : $X_{\text{n))$ $T$

X_{\text{n}}={\frac {1}{1+\exp \left({\frac {Q}{kT}}\right))),

kde je rozdíl mezi klidovými energiemi neutronu a protonu rovný 1,29 MeV a je Boltzmannova konstanta . Když teplota klesla na 3⋅10 9 K , což odpovídá stáří Vesmíru v 10 sekundách, tyto reakce prakticky ustaly a přestala se udržovat rovnováha – v tu chvíli byla hodnota asi 0,17. Přeměna neutronů na protony začala probíhat prostřednictvím beta rozpadu neutronu s životností asi 880 sekund a začala exponenciálně klesat: v době, kdy začala primární nukleosyntéza, 3 minuty po velkém třesku, se snížila na přibližně 0,125, to znamená, že na 1 neutron připadalo 7 protonů [2] [5] [6] . $Q$ $k$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$

Proces

Když od Velkého třesku uplynuly asi 3 minuty, teplota vesmíru klesla pod 10 9 K . Poté se při srážce protonu a neutronu umožnil vznik stabilních jader deuteria ( deuteronů ), z nichž se téměř všechna v řetězci reakcí změnila na stabilnější jádra helia . Téměř všechny neutrony v důsledku nukleosyntézy tedy skončily v jádrech helia následujícími reakcemi [5] [7] [8] [comm. 2] :

{\ce {p + n -> d + \gamma))

{\ce {d + d -> ^3_1H + p))

{\ce {d + d -> ^3_2He + n))

{\ce {d + ^3_1 H -> ^4_2He + n))

{\ce {d + ^3_2He -> ^4_2He + p))

Vznik deuteronů byl možný i při vyšších teplotách, ale za takových podmínek byly nestabilní a rychle se rozkládaly a vzhledem k nízké hustotě hmoty byla srážka dvou jader deuteria se vznikem stabilnějšího jádra nepravděpodobná. Přesto jsou možné reakce zahrnující jedno jádro deuteria a jeden nukleon, ačkoli jejich charakteristické průřezy jsou malé [7] :

{\ce {d + n -> ^3_1H + \gamma))

{\ce {d + p -> ^3_2He + \gamma))

Některá z jader helia-4 vytvořila lithium . Následující reakce vedly ke vzniku lithia-7 [9] [10] :

{\ce {^3_1 H + ^4_2 He -> ^7_3 Li + \gamma))

{\ce {^3_2 He + ^4_2 He -> ^7_4 Be + \gamma))

{\displaystyle {\ce {{^{7}_{4}Be}+e^{-}->{^{7}_{3}Li}+\nu _{e))))

Tvorba těchto chemických prvků byla dokončena, když uplynulo 20 minut po velkém třesku. Kromě těchto prvků se při primární nukleosyntéze tvořila i jádra těžší, nicméně vzhledem k nedostatku stabilních jader s atomovou hmotností 5 nebo 8 [11] , se podíl těchto prvků ukázal jako zanedbatelný (viz níže ) [6] [12] .

Výsledky

Po dokončení primární nukleosyntézy zůstala většina protonů - jader vodíku - ve volném stavu, což představuje 75 % baryonové hmoty vesmíru. Jádra helia-4 tvořila asi 25 % hmoty baryonu – tato hodnota závisí na podílu neutronů mezi všemi nukleony a s dobrou přesností ji dvakrát překračuje, protože jádro helia obsahuje 2 protony a 2 neutrony [5] [8] [ 13] .

Méně běžné izotopy byly deuterium , helium-3 a lithium-7 . Podle údajů z pozorování byla relativní abundance [comm. 3] byla 2,5⋅10 −5 pro deuterium, 0,9–1,3⋅10 −5 pro helium-3 a 1,6⋅10 −10 pro lithium-7 , což obecně souhlasí s teoretickými předpověďmi (viz obr. níže ) [ 6] [12] [14] . Vzniklo také srovnatelné množství tritia a berylia-7 , ale tyto izotopy jsou nestabilní a po dokončení primární nukleosyntézy se rozpadly: tritium se beta rozpadem změnilo na helium-3 a berylium-7 na lithium-7 elektronovým záchytem [ 15] [16] [17] :

{\ce {^{3}_{1}H->_{2}^{3}He~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{ E}}}}}

{\displaystyle {\ce {^7_4 Be + e^- -> ^7_3 Li + \nu_{e))))

Frakce ostatních prvků v látce vzniklé během primární nukleosyntézy se ukázaly jako nevýznamné: například relativní obsah boru-11 byl asi 3⋅10 −16 a uhlíku , dusíku a kyslíku celkem 10 − 15 . Tyto prvky v tak malém množství nemohly nijak ovlivnit parametry a vývoj prvních hvězd, které z této látky vznikly [6] [12] .

Ověření kosmologických parametrů

Pozorované výsledky primordiální nukleosyntézy umožňují ověřit správnost příslušných teoretických modelů. Například standardní model primordiální nukleosyntézy, scénář, kde je fyzika elementárních částic popsána standardním modelem a kosmologie modelem ΛCDM [18] , má pouze jeden volný parametr : poměr počtu baryonů ve vesmíru k počet fotonů . Protože počet fotonů je znám z pozorování kosmického mikrovlnného pozadí , závisí pouze na hustotě baryonů ve Vesmíru [19] . $\eta$ $\eta$

Obsah prvků primární nukleosyntézy závisí na parametru . S růstem se konečný obsah deuteria a helia-3 snižuje: čím větší je baryonová hustota, tím rychlejší a efektivnější jsou reakce přeměny těchto jader na jádra helia-4, a čím méně jich zůstane na konci primární nukleosyntézy . Naopak obsah helia-4 roste s rostoucím , i když spíše pomalu: čím vyšší je baryonová hustota, tím dříve začíná primární nukleosyntéza a tím větší podíl všech nukleonů tvoří neutrony, které se téměř všechny vážou na jádra helia. Závislost konečného obsahu lithia-7 na je nemonotonická a má minimum asi 2–3⋅10 −10 – to je způsobeno tím, že lithium vzniká ve dvou řetězcích reakcí, z nichž jedna probíhá při malých a druhý na svobodě se navíc spolu s tvorbou jader lithia rozkládaly [9] . $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$

Pokud je tedy standardní model primordiální nukleosyntézy správný, pak množství různých chemických prvků musí odpovídat stejnému . Tuto hodnotu lze měřit i jinými metodami, např. parametry anizotropie záření kosmického mikrovlnného pozadí – takové hodnocení by mělo být v souladu i s množstvím chemických prvků. Odhad získaný z dat WMAP je 6,2⋅10 −10 a odpovídá údajům o obsahu deuteria, helia-3 a helia-4; pro lithium-7 je teoretický odhad 4násobek pozorované hodnoty. K vyřešení tohoto problému jsou navrhována různá řešení, ale obecně se má za to, že skutečné množství chemických prvků je dobře popsáno stávající teorií a naznačuje správnost moderních představ o velkém třesku [12] [14] . $\eta$ $\eta$ $\eta$

Poznámky

Komentáře

↑ - neutron , - proton a - elektron a pozitron a - elektronové neutrino a antineutrino _ ${\ce {n))$ ${\ce {p))$ ${\ce {e^-}}$ ${\ce {e^+))$ ${\displaystyle {\ce {\nu_{e))))$ ${\ce {\tilde {\nu _{e))))$
↑ — deuteron , — foton ${\ce {d))$ ${\ce {\gamma))$
↑ Relativní abundance - poměr počtu částic daného izotopu k počtu částic vodíku

Zdroje

↑ Lukash V. N., Mikheeva E. V. Primární nukleosyntéza . Velká ruská encyklopedie . Získáno 21. srpna 2021. Archivováno z originálu dne 27. února 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , str. 188-193.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 107.
↑ Weinberg, 2013 , str. 191-192.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , str. 107-108.
↑ 1 2 3 4 Pitrou C., Coc A., Uzan JP., Vangioni E. Přesná nukleosyntéza velkého třesku se zlepšenými předpověďmi helia-4 // Physics Reports. — N. Y. : Elsevier , 2018. — 1. září ( sv. 754 ). — S. 1–66 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , str. 195-196.
↑ 12 Kosmologie . _ Primordiální nukleosyntéza . Encyklopedie Britannica . Získáno 21. srpna 2021. Archivováno z originálu dne 21. srpna 2021.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 108-109.
↑ Weinberg, 2013 , str. 202.
↑ Weinberg, 2013 , str. 196.
↑ 1 2 3 4 Coc A., Vangioni E. Primordial nucleosynthesis (anglicky) // International Journal of Modern Physics E. - Singapore: World Scientific , 2017. - Vol. 26 . — S. 1741002 . — ISSN 0218-3013 . - doi : 10.1142/S0218301317410026 . Archivováno z originálu 19. srpna 2019.
↑ Weinberg, 2013 , str. 196-199.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 113-116.
↑ Weinberg, 2013 , str. 199.
↑ Yurchenko V. Yu., Ivanchik AV Spektrální rysy nerovnovážných antineutrin primordiální nukleosyntézy // Astročásticová fyzika . - Amsterdam: Elsevier , 2021. - 1. ledna ( sv. 127 ). — S. 102537 . — ISSN 0927-6505 . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2020.102537 .
↑ Khatri R., Sunyaev RA Doba prvotní přeměny 7 Be na 7 Li, uvolnění energie a dublet úzkých kosmologických neutrinových čar // Astronomy Letters . — M .: Science , 2011. — 1. června ( sv. 37 ). — S. 367–373 . — ISSN 1063-7737 . - doi : 10.1134/S1063773711060041 .
↑ Fields BD Prvotní problém lithia . 2. Standardní BBN ve světle WMAP: objevuje se problém s lithiem . Infrared Processing and Analysis Center . Získáno 23. srpna 2021. Archivováno z originálu dne 23. srpna 2021. (neurčitý)
↑ Silchenko, 2017 , str. 106.

Literatura

Weinberg S. Kosmologie . — M .: URSS , 2013. — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
Silchenko O. K. Vznik a vývoj galaxií / edited by V. G. Surdin . - Fryazino: Century 2, 2017. - 224 s. - 1500 výtisků. - ISBN 978-5-85099-196-8 . Archivováno31. srpna 2021 naWayback Machine

V bibliografických katalozích	GND : 4815341-2

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické záření CMB Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie