В физической космологии нуклеосинтез Большого Взрыва (также известный как первичный нуклеосинтез и сокращенно BBN ) [1] — это образование ядер , отличных от ядер легчайшего изотопа водорода ( водород-1 , 1 H , имеющего единственный протон в качестве ядро) на ранних стадиях существования Вселенной . По мнению большинства космологов , 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 фракций изотопа водорода дейтерия ( 2 H или D), изотопа гелия гелий. -3 ( 3 He), и очень небольшую долю изотопа лития литий -7 ( 7 Li). В дополнение к этим стабильным ядрам были произведены 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.
Считается, что элементы тяжелее лития были созданы на более позднем этапе существования Вселенной в результате звездного нуклеосинтеза , в результате образования, эволюции и смерти звезд.
Есть несколько важных характеристик нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN):
Ключевым параметром, позволяющим рассчитать эффекты нуклеосинтеза Большого взрыва, является соотношение числа барионов и фотонов, которое представляет собой небольшое число порядка 6 × 10 −10 . Этот параметр соответствует плотности барионов и контролирует скорость, с которой нуклоны сталкиваются и реагируют; исходя из этого можно рассчитать содержание элементов после окончания нуклеосинтеза. Хотя соотношение барионов и фотонов важно для определения содержания элементов, точное значение мало влияет на общую картину. Без существенных 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 незначительное количество более тяжелых элементов. То, что наблюдаемая численность во Вселенной в целом согласуется с этими числами численности, считается убедительным доказательством теории Большого взрыва.
В этой области по историческим причинам принято указывать массовую долю гелия-4 , символ Y, так что 25% гелия-4 означает, что атомы гелия-4 составляют 25% массы , но менее 8% массы. ядра будут ядрами гелия-4. Другие (следовые) ядра обычно выражаются как числовые отношения к водороду. Первые подробные расчеты содержания первичных изотопов были сделаны в 1966 году [3] [4] и с годами уточнялись с использованием обновленных оценок входных скоростей ядерных реакций. Первое систематическое исследование Монте-Карло того, как неопределенности скорости ядерных реакций влияют на предсказания изотопов в соответствующем диапазоне температур, было проведено в 1993 году. [5]
Создание легких элементов в ходе ББН зависело от ряда параметров; среди них было отношение нейтрон-протон (рассчитываемое из физики Стандартной модели ) и отношение барион-фотон.
Отношение нейтрон-протонов было установлено физикой Стандартной модели еще до эры нуклеосинтеза, по существу, в течение первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут вступать в реакцию с позитронами или электронными нейтрино с образованием протонов и других продуктов в одной из следующих реакций:
На временах, значительно ранее 1 с, эти реакции протекали быстро и поддерживали соотношение n/p, близкое к 1:1. При понижении температуры равновесие смещалось в пользу протонов из-за их несколько меньшей массы, и отношение n/p плавно уменьшалось. Эти реакции продолжались до тех пор, пока снижение температуры и плотности не привело к тому, что реакции стали слишком медленными, что произошло примерно при Т = 0,7 МэВ (время около 1 секунды) и называется температурой замерзания. При вымораживании отношение нейтрон-протонов составляло около 1/6. Однако свободные нейтроны нестабильны, их средняя жизнь составляет 880 секунд; некоторые нейтроны распались в течение следующих нескольких минут, прежде чем слиться с каким-либо ядром, поэтому отношение общего количества нейтронов к протонам после окончания нуклеосинтеза составляет около 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 составлять гелий-4, что приводит к массовой доле гелия-4 около 25%, что соответствует наблюдениям. Небольшие следы дейтерия и гелия-3 остались, поскольку им не хватило времени и плотности для реакции и образования гелия-4. [6]
Отношение барионов и фотонов η является ключевым параметром, определяющим содержание легких элементов после завершения нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:
наряду с некоторыми другими маловероятными реакциями, ведущими к 7 Li или 7 Be. (Важная особенность состоит в том, что не существует стабильных ядер с массой 5 или 8, а это означает, что реакции присоединения одного бариона к 4 He или слияния двух 4 He не происходят). Большинство термоядерных цепей во время BBN в конечном итоге заканчиваются 4 He (гелием-4), в то время как «неполные» реакционные цепи приводят к небольшому количеству оставшихся 2 H или 3 He; их количество уменьшается с увеличением отношения барионов и фотонов. То есть, чем больше соотношение барионов и фотонов, 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.
Нуклеосинтез Большого взрыва начался примерно через 20 секунд после Большого взрыва, когда Вселенная достаточно остыла, чтобы позволить ядрам дейтерия пережить разрушение фотонами высокой энергии. (Обратите внимание, что время вымораживания нейтрон-протона было раньше). Это время по существу не зависит от содержания темной материи, поскольку до гораздо более позднего времени во Вселенной доминировало сильное излучение, и этот доминирующий компонент контролирует соотношение температуры и времени. В то время на каждый нейтрон приходилось около шести протонов, но небольшая часть нейтронов распадалась перед слиянием в течение следующих нескольких сотен секунд, поэтому в конце нуклеосинтеза на каждый нейтрон приходится около семи протонов, и почти все нейтроны распадаются. в ядрах гелия-4. [7]
Одной из особенностей BBN является то, что физические законы и константы, которые управляют поведением материи при этих энергиях, очень хорошо изучены, и, следовательно, в BBN отсутствуют некоторые умозрительные неопределенности, которые характеризуют более ранние периоды жизни Вселенной. Другая особенность состоит в том, что процесс нуклеосинтеза определяется условиями начала этой фазы жизни Вселенной и протекает независимо от того, что происходило ранее.
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 уничтожался (ситуация, известная как «узкое место дейтерия»). Следовательно, образование гелия-4 было отложено до тех пор, пока Вселенная не стала достаточно холодной, чтобы дейтерий мог выжить (примерно при Т = 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 произошел какой-либо значительный термоядерный синтез. К этому моменту содержание элементов было почти фиксированным, и единственные изменения были результатом радиоактивного распада двух основных нестабильных продуктов BBN, трития и бериллия-7 . [8]
История нуклеосинтеза Большого взрыва началась с расчетов Ральфа Альфера в 1940-х годах. Альфер опубликовал статью Альфера-Бете-Гамова , в которой изложена теория производства легких элементов в ранней Вселенной.
В результате нуклеосинтеза Большого взрыва было получено 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 узкое место преодолевается тройными столкновениями ядер гелия-4 с образованием углерода ( процесс тройного альфа ). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо более высоких плотностей: для превращения значительного количества гелия в углерод в звездах требуются десятки тысяч лет, и поэтому он внес незначительный вклад в минуты после Большого взрыва.
Ожидается, что прогнозируемое содержание изотопов CNO, образующихся в ходе нуклеосинтеза Большого взрыва, будет порядка 10–15 от содержания H, что делает их практически необнаружимыми и незначительными. [9] Действительно, ни один из этих первичных изотопов элементов от бериллия до кислорода еще не обнаружен, хотя изотопы бериллия и бора, возможно, удастся обнаружить в будущем. На сегодняшний день единственными стабильными нуклидами, которые, как известно экспериментально, были созданы до или во время нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7. [10]
Нуклеосинтез Большого Взрыва предсказывает, что изначальное содержание гелия-4 будет составлять около 25% по массе, независимо от начальных условий Вселенной. Пока Вселенная была достаточно горячей, чтобы протоны и нейтроны могли легко превращаться друг в друга, их соотношение, определяемое исключительно их относительными массами, составляло примерно 1 нейтрон к 7 протонам (с учетом некоторого распада нейтронов на протоны). Когда он достаточно остыл, нейтроны быстро соединились с таким же количеством протонов, образовав сначала дейтерий, а затем гелий-4. Гелий-4 очень стабилен и находится почти в конце этой цепочки, если он работает лишь короткое время, поскольку гелий не распадается и не легко объединяется с образованием более тяжелых ядер (поскольку не существует стабильных ядер с массовыми числами 5 или 8, гелий нелегко соединяется 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 количества 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 состоит в том, чтобы думать о гелии-4 как о золе, и количество золы, образующейся при полном сжигании куска дерева, не зависит от того, как его сжигают. Обращение к BBN-теории содержания гелия-4 необходимо, поскольку во Вселенной гелия-4 гораздо больше, чем можно объяснить звездным нуклеосинтезом . Кроме того, это обеспечивает важную проверку теории Большого взрыва. Если наблюдаемое содержание гелия существенно отличается от 25%, то это станет серьезным вызовом для теории. Это было бы особенно верно, если бы содержание гелия-4 на ранних стадиях было намного меньше 25%, потому что гелий-4 трудно разрушить. В течение нескольких лет, в середине 1990-х годов, наблюдения предполагали, что это может быть именно так, заставляя астрофизиков говорить о нуклеосинтетическом кризисе Большого взрыва, но дальнейшие наблюдения согласовывались с теорией Большого взрыва. [11]
Дейтерий в некотором смысле является противоположностью гелия-4: хотя гелий-4 очень стабилен и его трудно разрушить, дейтерий лишь незначительно стабилен и его легко разрушить. Температуры, времени и плотности было достаточно, чтобы объединить значительную часть ядер дейтерия с образованием гелия-4, но недостаточно для продолжения процесса с использованием гелия-4 на следующем этапе термоядерного синтеза. BBN не превратил весь дейтерий во Вселенной в гелий-4 из-за расширения, которое охладило Вселенную и уменьшило плотность, и поэтому прервало это преобразование, прежде чем оно могло продолжиться дальше. Одним из последствий 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 дейтерия останется.
Не существует известных процессов после Большого взрыва, которые могли бы производить значительные количества дейтерия. Следовательно, наблюдения за содержанием дейтерия предполагают, что Вселенная не бесконечно стара, что соответствует теории Большого взрыва.
В 1970-е годы предпринимались серьезные попытки найти процессы, которые могли бы производить дейтерий, но они открыли способы производства других изотопов, помимо дейтерия. Проблема заключалась в том, что, хотя концентрация дейтерия во Вселенной в целом согласуется с моделью Большого взрыва, она слишком высока, чтобы соответствовать модели, которая предполагает, 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 до гелия-4. [ нужна цитата ] Стандартное объяснение, используемое сейчас для обилия дейтерия, заключается в том, что Вселенная состоит не в основном из барионов, а в том, что небарионная материя (также известная как темная материя ) составляет большую часть массы Вселенной. [ нужна цитата ] Это объяснение также согласуется с расчетами, которые показывают, что Вселенная, состоящая в основном из протонов и нейтронов, будет гораздо более комковатой , чем наблюдается. [12]
Очень трудно придумать другой процесс производства дейтерия, 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 должен был немедленно охладиться до неядерных температур не более чем через несколько минут. Также необходимо было бы смести дейтерий, прежде чем он появится снова. [ нужна цитата ]
Производство дейтерия путем деления также затруднено. Проблема здесь снова в том, что дейтерий очень маловероятен из-за ядерных процессов и что столкновения между атомными ядрами, скорее всего, приведут либо к слиянию ядер, либо к высвобождению свободных нейтронов или альфа-частиц . В 1970-х годах расщепление космических лучей было предложено в качестве источника дейтерия. Эта теория не смогла объяснить обилие дейтерия, но привела к объяснению источника других легких элементов.
Литий-7 и литий-6, образовавшиеся в результате Большого взрыва, имеют порядок: литий-7 составляет 10–9 всех первичных нуклидов; и литий-6 около 10 -13 . [13]
Теория BBN дает подробное математическое описание производства легких «элементов» дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. В частности, теория дает точные количественные предсказания смеси этих элементов, то есть первоначального содержания в конце Большого взрыва.
Чтобы проверить эти предсказания, необходимо как можно точнее восстановить первичную численность, например, наблюдая астрономические объекты, в которых происходил очень незначительный звездный нуклеосинтез (например, некоторые карликовые галактики ), или наблюдая объекты, которые находятся очень далеко. далеко, и поэтому их можно увидеть на очень ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары ).
Как отмечалось выше, в стандартной картине BBN содержание всех легких элементов зависит от количества обычного вещества ( барионов ) по отношению к излучению ( фотонам ). Поскольку предполагается, что Вселенная однородна , у нее есть одно уникальное значение отношения барионов к фотонам. Долгое время это означало, что для проверки теории BBN на наблюдениях нужно было задаться вопросом: можно ли объяснить все наблюдения легких элементов одним значением отношения барионов к фотонам? Или, точнее, учитывая конечную точность как предсказаний, так и наблюдений, возникает вопрос: существует ли некоторый диапазон значений отношения барионов к фотонам, который может объяснить все наблюдения? [ по мнению кого? ]
Совсем недавно вопрос изменился: прецизионные наблюдения космического микроволнового фонового излучения [14] [15] с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP) и « Планка» дали независимое значение отношения барионов к фотонам. Используя это значение, согласуются ли прогнозы BBN по содержанию легких элементов с наблюдениями?
Нынешние измерения гелия-4 показывают хорошее согласие, а для гелия-3 согласие еще лучше. Но для лития-7 существует значительное расхождение между BBN и WMAP/Planck, а также содержанием, полученным из звезд населения II . Расхождение в 2,4–4,3 раза ниже теоретически предсказанного значения. Это несоответствие, называемое « космологической проблемой лития », считается проблемой исходных моделей [16] , которые привели к пересмотренным расчетам стандартного BBN на основе новых ядерных данных, а также к различным предложениям по переоценке первичного протон-протонного ядра. реакции , особенно содержания 7 Be+n → 7 Li+p по сравнению с 7 Be+ 2 H → 8 Be+p . [17]
Помимо стандартного сценария BBN существует множество нестандартных сценариев BBN. [18] Их не следует путать с нестандартной космологией : нестандартный сценарий BBN предполагает, что произошел Большой взрыв, но включает дополнительную физику, чтобы увидеть, как это влияет на содержание элементов. Эти части дополнительной физики включают в себя ослабление или устранение предположения об однородности или введение новых частиц, таких как массивные нейтрино . [19]
Были и продолжают существовать различные причины для исследования нестандартных BBN. Первый, представляющий во многом исторический интерес, заключается в устранении несоответствий между предсказаниями BBN и наблюдениями. Это оказалось иметь ограниченную полезность, поскольку несоответствия были устранены за счет более точных наблюдений, и в большинстве случаев попытки изменить BBN приводили к тому, что численность больше не соответствовала наблюдениям, а не меньше. Вторая причина исследования нестандартного BBN, которая в значительной степени была в центре внимания нестандартного BBN в начале 21 века, заключается в том, чтобы использовать BBN для ограничения неизвестной или умозрительной физики. Например, стандартный BBN предполагает, что в BBN не участвуют никакие экзотические гипотетические частицы. Можно вставить гипотетическую частицу (например, массивное нейтрино) и посмотреть, что должно произойти, прежде чем BBN предскажет содержание, сильно отличающееся от наблюдений. Это было сделано для того, чтобы ограничить массу стабильного тау-нейтрино . [20]
