stringtranslate.com

Нуклеосинтез Большого Взрыва

В физической космологии нуклеосинтез Большого взрыва (также известный как первичный нуклеосинтез и сокращенно BBN ) [1] представляет собой образование ядер, отличных от ядер самого легкого изотопа водорода ( водород-1 , 1 H, имеющий один протон в качестве ядра) во время ранних фаз Вселенной . Большинство космологов полагают, что этот тип нуклеосинтеза произошел в период от 10 секунд до 20 минут после Большого взрыва . [2] Считается, что он ответственен за образование большей части гелия во Вселенной (в виде изотопа гелий-4 ( 4 He)), а также небольших долей изотопа водорода дейтерия ( 2 H или D), изотопа гелия гелий-3 ( 3 He) и очень небольшой доли изотопа лития литий-7 ( 7 Li). В дополнение к этим стабильным ядрам были получены два нестабильных или радиоактивных изотопа: тяжелый изотоп водорода тритий ( 3 H или T) и изотоп бериллия бериллий-7 ( 7 Be). Эти нестабильные изотопы позже распались на 3 He и 7 Li соответственно, как указано выше.

Предполагается, что элементы тяжелее лития образовались на более поздних этапах развития Вселенной в результате звездного нуклеосинтеза , в ходе образования, эволюции и смерти звезд.

Характеристики

Существует несколько важных характеристик нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN):

Ключевым параметром, который позволяет рассчитать эффекты нуклеосинтеза Большого взрыва, является отношение числа барионов к числу фотонов, которое является малым числом порядка 6 × 10−10 . Этот параметр соответствует плотности барионов и контролирует скорость, с которой нуклоны сталкиваются и реагируют; из этого можно рассчитать распространенность элементов после окончания нуклеосинтеза. Хотя отношение барионов к числу фотонов важно для определения распространенности элементов, точное значение мало влияет на общую картину. Без серьезных изменений в самой теории Большого взрыва BBN приведет к массовой распространенности около 75% водорода-1, около 25% гелия-4 , около 0,01% дейтерия и гелия-3 , следовым количествам (порядка 10−10 ) лития и незначительным более тяжелым элементам. То, что наблюдаемая распространенность во Вселенной в целом согласуется с этими числами распространенности, считается веским доказательством в пользу теории Большого взрыва.

В этой области по историческим причинам принято указывать долю гелия-4 по массе , символ Y, так что 25% гелия-4 означает, что атомы гелия-4 составляют 25% массы , но менее 8% ядер будут ядрами гелия-4. Другие (следовые) ядра обычно выражаются как числовые отношения к водороду. Первые подробные расчеты первичного изотопного содержания появились в 1966 году [3] [4] и были уточнены на протяжении многих лет с использованием обновленных оценок входных скоростей ядерных реакций. Первое систематическое исследование Монте-Карло того, как неопределенности скорости ядерных реакций влияют на изотопные предсказания в соответствующем диапазоне температур, было проведено в 1993 году. [5]

Важные параметры

Создание легких элементов во время BBN зависело от ряда параметров; среди них были отношение нейтронов к протонам (рассчитываемое с помощью физики Стандартной модели ) и отношение барионов к фотонам.

Соотношение нейтронов и протонов

Соотношение нейтронов и протонов было установлено физикой Стандартной модели до эпохи нуклеосинтеза, по сути, в течение первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут реагировать с позитронами или электронными нейтрино, создавая протоны и другие продукты в одной из следующих реакций:

В моменты, намного более ранние, чем 1 с, эти реакции были быстрыми и поддерживали соотношение n/p близким к 1:1. По мере понижения температуры равновесие смещалось в пользу протонов из-за их немного меньшей массы, и соотношение n/p плавно уменьшалось. Эти реакции продолжались до тех пор, пока понижение температуры и плотности не приводило к тому, что реакции становились слишком медленными, что происходило примерно при T = 0,7 МэВ (время около 1 с) и называлось температурой замораживания. При замораживании соотношение нейтронов и протонов составляло около 1/6. Однако свободные нейтроны нестабильны со средним временем жизни 880 с; некоторые нейтроны распадались в течение следующих нескольких минут, прежде чем слиться с каким-либо ядром, поэтому соотношение общего числа нейтронов и протонов после окончания нуклеосинтеза составляет около 1/7. Почти все нейтроны, которые слились вместо того, чтобы распасться, 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 того, чтобы они прореагировали и образовали гелий-4. [6]

Барионно-фотонное отношение

Барионно-фотонное отношение, η, является ключевым параметром, определяющим распространенность легких элементов после окончания нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:

наряду с некоторыми другими маловероятными реакциями, приводящими к 7 Li или 7 Be. (Важной особенностью является то, что нет стабильных ядер с массой 5 ​​или 8, что подразумевает, что реакции добавления одного бариона к 4 He или слияния двух 4 He не происходят). Большинство цепочек синтеза во время BBN в конечном итоге заканчиваются 4 He (гелием-4), в то время как «неполные» цепочки реакций приводят к небольшим количествам оставшихся 2 H или 3 He; их количество уменьшается с увеличением барионно-фотонного отношения. То есть, чем больше барионно-фотонное отношение, тем больше будет реакций и тем эффективнее дейтерий в конечном итоге будет преобразован в гелий-4. Этот результат делает дейтерий очень полезным инструментом для измерения барионно-фотонного отношения.

Последовательность

Нуклеосинтез Большого взрыва начался примерно через 20 секунд после большого взрыва, когда вселенная достаточно остыла, чтобы позволить ядрам дейтерия пережить разрушение высокоэнергетическими фотонами. (Обратите внимание, что время замораживания нейтронов и протонов было раньше). Это время по существу не зависит от содержания темной материи, поскольку вселенная была сильно подвержена доминированию радиации до гораздо более позднего времени, и этот доминирующий компонент контролирует соотношение температуры и времени. В это время на каждый нейтрон приходилось около шести протонов, но небольшая часть нейтронов распадается до слияния в течение следующих нескольких сотен секунд, поэтому в конце нуклеосинтеза на каждый нейтрон приходится около семи протонов, и почти все нейтроны находятся в ядрах гелия-4. [7]

Одной из особенностей BBN является то, что физические законы и константы, управляющие поведением материи при этих энергиях, очень хорошо поняты, и, следовательно, BBN лишен некоторых спекулятивных 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 происходит независимо от того, что происходило ранее.

По мере расширения Вселенной она остывает. 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 «бутылочное горлышко дейтерия»). Следовательно, образование гелия-4 было отложено до тех пор, пока Вселенная не стала 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 того, чтобы мог произойти какой-либо значительный синтез. На этом этапе содержание элементов было практически фиксированным, и единственные изменения были результатом радиоактивного распада двух основных нестабильных продуктов BBN, трития и бериллия-7 . [8]

История теории

История нуклеосинтеза Большого взрыва началась с расчетов Ральфа Альфера в 1940-х годах. Альфер опубликовал статью Альфера–Бете–Гамова , в которой изложил теорию образования легких элементов в ранней Вселенной.

Тяжелые элементы

Версия периодической таблицы, указывающая происхождение элементов, включая нуклеосинтез большого взрыва. 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 ограничил количество лития-7, произведенного во время BBN. ​​В звездах узкое место преодолевается тройными столкновениями ядер гелия-4, производящими углерод ( процесс тройной альфа ). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо более высоких плотностей, для преобразования значительного количества гелия в углерод в звездах требуются десятки тысяч лет, и поэтому он внес незначительный вклад в минуты после Большого взрыва.

Прогнозируемое обилие изотопов CNO, произведенных в нуклеосинтезе Большого взрыва, как ожидается, будет порядка 10 −15 от H, что делает их по существу необнаружимыми и пренебрежимо малыми. [9] Действительно, ни один из этих первичных изотопов элементов от бериллия до кислорода еще не был обнаружен, хотя изотопы бериллия и бора, возможно, будут обнаружены в будущем. До сих пор единственными стабильными нуклидами, которые экспериментально известны как полученные в ходе нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7. [10]

Гелий-4

Нуклеосинтез Большого взрыва предсказывает изначальное содержание гелия-4 около 25% по массе, независимо от начальных условий вселенной. Пока вселенная была достаточно горячей для того, чтобы протоны и нейтроны могли легко превращаться друг в друга, их соотношение, определяемое исключительно их относительными массами, составляло около 1 нейтрона на 7 протонов (допуская некоторый распад нейтронов на протоны). Как только она достаточно остыла, нейтроны быстро связались с равным количеством протонов, образовав сначала дейтерий, а затем гелий-4. Гелий-4 очень стабилен и является почти концом этой цепочки, если она длится недолго, поскольку гелий не распадается и не объединяется легко, образуя более тяжелые ядра (поскольку нет стабильных ядер с массовыми числами 5 или 8, гелий не объединяется 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 Вселенная состоит из чуть более 8% гелия по числу атомов и 25% гелия по массе.

Одна из аналогий — 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 распространенности гелия-4 необходимо, поскольку во Вселенной гораздо больше гелия-4, чем можно объяснить звездным нуклеосинтезом . Кроме того, это дает важный тест для теории Большого взрыва. Если наблюдаемое распространенность гелия значительно отличается от 25%, то это представляет собой серьезный вызов для теории. Это было бы особенно актуально, если бы раннее распространенность гелия-4 была намного меньше 25%, поскольку гелий-4 трудно разрушить. В течение нескольких лет в середине 1990-х годов наблюдения предполагали, что это может быть так, заставляя астрофизиков говорить о кризисе нуклеосинтеза Большого взрыва, но дальнейшие наблюдения согласуются с теорией Большого взрыва. [11]

Дейтерий

Дейтерий в некотором роде противоположен гелию-4, в том смысле, что в то время как гелий-4 очень стабилен и его трудно разрушить, дейтерий лишь незначительно стабилен и его легко разрушить. Температуры, времени и плотности были достаточны для объединения значительной части ядер дейтерия в гелий-4, но недостаточны для продолжения процесса с использованием гелия-4 на следующем этапе синтеза. BBN не преобразовал весь дейтерий во вселенной в гелий-4 из-за расширения, которое охладило вселенную и уменьшило плотность, и поэтому прервал это преобразование, прежде чем 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 начальная вселенная, тем больше дейтерия будет преобразовано в гелий-4 до того, как истечет время, и тем меньше дейтерия останется.

Нет известных процессов после Большого взрыва, которые могли бы производить значительные количества дейтерия. Поэтому наблюдения за распространенностью дейтерия предполагают, что Вселенная не бесконечно стара, что соответствует теории Большого взрыва. [ необходима цитата ]

В 1970-х годах были предприняты значительные 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 согласовываться с моделью, которая предполагает, что большая часть Вселенной состоит из протонов и нейтронов . Если предположить, что вся Вселенная состоит из протонов и нейтронов, то плотность Вселенной такова, что большая часть наблюдаемого в настоящее время дейтерия сгорела бы до гелия-4. [ необходима цитата ] Стандартное объяснение, которое сейчас используется для обилия дейтерия, заключается в том, что Вселенная не состоит в основном из барионов, но что небарионная материя (также известная как темная материя ) составляет большую часть массы Вселенной. [ необходима цитата ] Это объяснение также согласуется с расчетами, которые показывают, что Вселенная, состоящая в основном из протонов и нейтронов, была бы гораздо более комковатой , чем наблюдается. [12]

Очень трудно придумать другой процесс, который производил бы дейтерий, кроме ядерного синтеза. Такой процесс потребовал бы, чтобы температура была достаточно высокой для производства дейтерия, но недостаточно высокой для производства гелия-4, и чтобы этот процесс немедленно остыл до неядерных температур не более чем через несколько минут. Также было бы необходимо, чтобы дейтерий был выметен, прежде чем он возникнет снова. [ необходима цитата ]

Получение дейтерия путем деления также затруднительно. 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 обилие дейтерия, но привела к объяснению источника других легких элементов. [ необходима цитата ]

Литий

Литий-7 и литий-6, образовавшиеся в результате Большого взрыва, имеют следующий порядок: литий-7 составляет 10−9 от всех первичных нуклидов; а литий-6 около 10−13 . [ 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 предсказания для смеси этих элементов, то есть, первичных содержаний в конце большого взрыва.

Для проверки этих предсказаний необходимо реконструировать изначальное содержание как можно точнее, например, наблюдая за астрономическими объектами, в которых произошел очень незначительный звездный нуклеосинтез (например, некоторые карликовые галактики ), или наблюдая за объектами, которые находятся очень далеко и, таким образом, могут быть видны на очень ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары ).

Как отмечено выше, в стандартной картине BBN все распространенности легких элементов зависят от количества обычной материи ( барионов ) по отношению к излучению ( фотонам ). Поскольку предполагается, что Вселенная однородна , она имеет одно уникальное значение отношения барионов к фотонам. Долгое время это означало, что для проверки теории BBN с помощью наблюдений нужно было спросить: можно ли объяснить все наблюдения легких элементов одним значением отношения барионов к фотонам? Или, точнее, учитывая конечную точность как предсказаний, так и наблюдений, нужно спросить: существует ли некоторый диапазон значений отношения барионов к фотонам, который может объяснить все наблюдения? [ по мнению кого? ]

Совсем недавно вопрос изменился: точные наблюдения космического микроволнового фонового излучения [14] [15] с помощью зонда Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и Planck дают независимое значение для барионно-фотонного отношения. Используя это значение, согласуются ли предсказания BBN для распространенности легких элементов с наблюдениями? [ необходима цитата ]

Текущее измерение гелия-4 показывает хорошее согласие, и еще лучшее согласие для гелия-3. Но для лития-7 существует значительное расхождение между BBN и WMAP/Planck, и распространенностью, полученной из звезд населения II . Расхождение составляет фактор 2,4―4,3 ниже теоретически предсказанного значения. Это расхождение, называемое « космологической проблемой лития », считается проблемой для исходных моделей, [16] которые привели к пересмотренным расчетам стандарта BBN на основе новых ядерных данных, и к различным предложениям по переоценке первичных протон-протонных ядерных реакций , особенно распространенности 7 Be + n → 7 Li + p , по сравнению с 7 Be + 2 H → 8 Be + p . [17]

Нестандартные сценарии

В дополнение к стандартному сценарию BBN существует множество нестандартных сценариев BBN. ​​[18] Их не следует путать с нестандартной космологией : нестандартный сценарий BBN предполагает, что Большой взрыв произошел, но вставляет дополнительную физику, чтобы увидеть, как это влияет на распространенность элементов. Эти части дополнительной физики включают ослабление или удаление предположения об однородности или вставку новых частиц, таких как массивные нейтрино . [19]

Были и продолжают быть различные причины для исследования нестандартной BBN. ​​Первая, которая в значительной степени представляет исторический интерес, заключается в разрешении несоответствий между предсказаниями BBN и наблюдениями. Это оказалось малополезным, поскольку несоответствия были разрешены лучшими наблюдениями, и в большинстве случаев попытки изменить BBN приводили к более несоответствующим наблюдениям изобилиям. Вторая причина исследования нестандартной BBN и в значительной степени фокус нестандартной BBN в начале 21-го века заключается в использовании BBN для установления ограничений на неизвестную или спекулятивную физику. Например, стандартная BBN предполагает, что в BBN не задействованы никакие экзотические гипотетические частицы. Можно вставить гипотетическую частицу (такую ​​как массивное нейтрино) и посмотреть, что должно произойти, прежде чем BBN предскажет изобилие, которое сильно отличается от наблюдений. Это было сделано для установления ограничений на массу стабильного тау-нейтрино . [20]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab Patrignani, C.; et al. (Particle Data Group) (2016). "Big-Bang nucleosynthesis" (PDF) . Chin. Phys. C . 40 : 100001. Архивировано (PDF) из оригинала 2016-12-01.
  2. ^ Кок, Ален; Вангиони, Элизабет (2017). «Первичный нуклеосинтез». Международный журнал современной физики . 26 (8): 1741002. arXiv : 1707.01004 . Bibcode : 2017IJMPE..2641002C. doi : 10.1142/S0218301317410026. ISSN  0218-3013. S2CID  119410875.
  3. ^ Peebles, PJE (1966). «Первобытное изобилие гелия и первобытный огненный шар». Physical Review Letters . 16 (10): 410–413. Bibcode : 1966PhRvL..16..410P. doi : 10.1103/PhysRevLett.16.410.
  4. ^ Вагонер, Фаулер и Хойл «О СИНТЕЗЕ ЭЛЕМЕНТОВ ПРИ ОЧЕНЬ ВЫСОКИХ ТЕМПЕРАТУРАХ», Роберт В. Вагонер, Уильям А. Фаулер и Ф. Хойл, The Astrophysical Journal, том 148, апрель 1967 г.
  5. ^ Смит, Кавано и Малани. «ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЙ, ВЫЧИСЛИТЕЛЬНЫЙ И НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ПЕРВИЧНОГО НУКЛЕОСИНТЕЗА», Майкл С. Смит, Лоуренс Х. Кавано и Роберт А. Малани, Серия приложений к астрофизическому журналу, 85:219-247, апрель 1993 г.
  6. ^ Гэри Стейгман (2007). «Первичный нуклеосинтез в эпоху точной космологии». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 57 (1): 463–491. arXiv : 0712.1100 . Bibcode : 2007ARNPS..57..463S. doi : 10.1146/annurev.nucl.56.080805.140437 . S2CID  118473571.
  7. ^ Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в космосе . World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
  8. ^ Вайс, Ахим. "Равновесие и изменение: физика, лежащая в основе нуклеосинтеза Большого взрыва". Einstein Online . Архивировано из оригинала 8 февраля 2007 года . Получено 24.02.2007 .
  9. ^ Coc, A (2017). «Первичный нуклеосинтез». Журнал физики: Серия конференций . 665 : 012001. arXiv : 1609.06048 . doi : 10.1088/1742-6596/665/1/012001. S2CID  250691040.
  10. ^ Кок, Ален; Вангиони, Элизабет (2014). «Пересмотренный нуклеосинтез Большого взрыва с долгоживущими отрицательно заряженными массивными частицами: влияние новых пределов 6Li, первичного нуклеосинтеза 9Be и обновленных показателей рекомбинации». arXiv : 1403.4156v1 [astro-ph.CO].
  11. ^ Bludman, SA (декабрь 1998 г.). «Массовая доля барионов в богатых скоплениях и общая плотность массы в космосе». Astrophysical Journal . 508 (2): 535–538. arXiv : astro-ph/9706047 . Bibcode :1998ApJ...508..535B. doi :10.1086/306412. S2CID  16714636.
  12. ^ Шрамм, Д. Н. (1996). Большой взрыв и другие взрывы в ядерной и элементарной астрофизике . Сингапур: World Scientific. стр. 175. ISBN 978-981-02-2024-2.
  13. ^ Филдс, Брайан Д. (2011). «Первобытная проблема лития». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 61 (1): 47–68. arXiv : 1203.3551 . Bibcode :2011ARNPS..61...47F. doi : 10.1146/annurev-nucl-102010-130445 .
  14. ^ Дэвид Тобак (2009). "Глава 12: Космическое фоновое излучение" Архивировано 06.07.2010 на Wayback Machine
  15. ^ Дэвид Тобак (2009). "Unit 4: The Evolution Of The Universe" Архивировано 2010-07-06 на Wayback Machine
  16. ^ RH Cyburt, BD Fields & KA Olive (2008). "Горькая пилюля: изначальная проблема лития ухудшается". Журнал космологии и астрофизики частиц . 2008 (11): 012. arXiv : 0808.2818 . Bibcode : 2008JCAP...11..012C. doi : 10.1088/1475-7516/2008/11/012. S2CID  122212670.
  17. ^ Вайс, Ахим. "Элементы прошлого: нуклеосинтез Большого взрыва и наблюдение". Einstein Online . Архивировано из оригинала 8 февраля 2007 года . Получено 24.02.2007 .
    Для недавнего расчета прогнозов BBN см.
    • A. Coc; et al. (2004). «Обновленный нуклеосинтез Большого взрыва в сопоставлении с наблюдениями WMAP и обилием легких элементов». Astrophysical Journal . 600 (2): 544–552. arXiv : astro-ph/0309480 . Bibcode :2004ApJ...600..544C. doi :10.1086/380121. S2CID  16276658.
    Наблюдаемые значения см. в следующих статьях:
    • Гелий-4: KA Olive & EA Skillman (2004). "Реалистичное определение ошибки в первичном содержании гелия". Astrophysical Journal . 617 (1): 29–49. arXiv : astro-ph/0405588 . Bibcode :2004ApJ...617...29O. doi :10.1086/425170. S2CID  15187664.
    • Гелий-3: TM Bania, RT Rood & DS Balser (2002). "Космологическая плотность барионов по наблюдениям 3He+ в Млечном Пути". Nature . 415 (6867): 54–7. Bibcode :2002Natur.415...54B. doi :10.1038/415054a. PMID  11780112. S2CID  4303625.
    • Дейтерий: JM O'Meara; et al. (2001). "Отношение содержания дейтерия к содержанию водорода в направлении четвертого QSO: HS0105+1619". Astrophysical Journal . 552 (2): 718–730. arXiv : astro-ph/0011179 . Bibcode :2001ApJ...552..718O. doi :10.1086/320579. S2CID  14164537.
    • Литий-7: C. Charbonnel & F. Primas (2005). «Содержание лития в звездах галактического гало». Астрономия и астрофизика . 442 (3): 961–992. arXiv : astro-ph/0505247 . Bibcode : 2005A&A...442..961C. doi : 10.1051/0004-6361:20042491. S2CID  119340132. A. Korn; et al. (2006). «Вероятное звездное решение космологического литиевого расхождения». Nature . 442 (7103): 657–9. arXiv : astro-ph/0608201 . Bibcode :2006Natur.442..657K. doi :10.1038/nature05011. PMID  16900193. S2CID  3943644.
  18. ^ Малани, Роберт А.; Мэтьюз, Грант Дж. (1993). «Исследование ранней Вселенной: обзор первичного нуклеосинтеза за пределами стандартного большого взрыва». Physics Reports . 229 (4): 145–219. Bibcode : 1993PhR...229..145M. doi : 10.1016/0370-1573(93)90134-Y.
  19. ^ Солер, Ф. Дж. П., Фроггатт, К. Д. и Мухейм, Ф., ред., Нейтрино в физике элементарных частиц, астрофизике и космологии ( Батон-Руж : CRC Press , 2009), стр. 362.
  20. ^ Андерсон, РВ, Космический сборник: Большой взрыв и ранняя Вселенная ( Моррисвилл, Северная Каролина : Lulu Press, Inc. , 2015), стр. 54.

Внешние ссылки

Для широкой аудитории

Академические статьи