Первичный нуклеосинтез

Таблица происхождения химических элементов. Синим цветом обозначена доля, возникшая при первичном нуклеосинтезе.

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.

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:

$\mathrm{n}\text{+}\mathrm{e}{\phantom{A}}^{+}\stackrel{-\rightharpoonup }{\leftharpoondown -}\mathrm{p}\text{+}\widetilde{{\nu }_e}$

$\mathrm{n}+\mathrm{\nu }{\phantom{A}}_e\stackrel{-\rightharpoonup }{\leftharpoondown -}\mathrm{p}+\mathrm{e}{\phantom{A}}^{-}$

$\mathrm{n}\stackrel{-\rightharpoonup }{\leftharpoondown -}\mathrm{p}\text{+}\mathrm{e}{\phantom{A}}^{-}\text{+}\widetilde{{\nu }_e}$

Первоначально прямые и обратные реакции уравновешивали друг друга, и равновесная доля нейтронов от всех нуклонов $X_{\text{n}}$ зависела от температуры $T$Шаблон:SfnШаблон:Sfn:

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

где $Q$ — разность энергий покоя нейтрона и протона, равная 1,29 МэВ, а $k$ — 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 $X_{\text{n}}$ составило около 0,17. Превращение нейтронов в протоны стало идти посредством бета-распада нейтрона со временем жизни около 880 секунд, и $X_{\text{n}}$ стало убывать экспоненциально: к моменту начала первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после Большого взрыва, $X_{\text{n}}$ снизилось до приблизительно 0,125, то есть на 1 нейтрон приходилось 7 протоновШаблон:SfnШаблон:Sfn.

Процесс

Основные реакции первичного нуклеосинтеза

Зависимость количества различных элементов от времени после Большого взрыва

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:

$\mathrm{p}+\mathrm{n}⟶\mathrm{d}+\mathrm{\gamma }$

$\mathrm{d}+\mathrm{d}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}+\mathrm{p}$

$\mathrm{d}+\mathrm{d}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}+\mathrm{n}$

$\mathrm{d}+{\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}+\mathrm{n}$

$\mathrm{d}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}+\mathrm{p}$

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:

$\mathrm{d}+\mathrm{n}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}+\mathrm{\gamma }$

$\mathrm{d}+\mathrm{p}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma }$

Некоторая часть ядер гелия-4 сформировала литий. К образованию лития-7 приводили следующие реакцииШаблон:SfnШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{3}}^{\phantom{7}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}3}^{\phantom{2}7}\mathrm{L}\mathrm{i}+\mathrm{\gamma }$

${\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{4}}^{\phantom{7}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}4}^{\phantom{2}7}\mathrm{B}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma }$

${}^{\mathrm{7}}{}_{\mathrm{4}}\mathrm{B}\mathrm{e}+\mathrm{e}{\phantom{A}}^{-}⟶{}^{\mathrm{7}}{}_{\mathrm{3}}\mathrm{L}\mathrm{i}+\mathrm{\nu }{\phantom{A}}_e$

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).

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:SfnШаблон:Sfn.

Менее распространёнными изотопами оказались дейтерий, гелий-3 и литий-7. По наблюдательным данным относительное содержание 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)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:

${\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}\text{+}\mathrm{e}{\phantom{A}}^{-}\text{+}\widetilde{{\nu }_e}$

${\phantom{A}}_{\phantom{4}}^{\phantom{7}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}4}^{\phantom{2}7}\mathrm{B}\mathrm{e}+\mathrm{e}{\phantom{A}}^{-}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{3}}^{\phantom{7}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}3}^{\phantom{2}7}\mathrm{L}\mathrm{i}+\mathrm{\nu }{\phantom{A}}_e$

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.

Проверка космологических параметров

Зависимость количества элементов, образовавшихся при первичном нуклеосинтезе, от отношения числа барионов к числу фотонов во Вселенной

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, имеет лишь один свободный параметр $\eta$: отношение числа барионов во Вселенной к числу фотонов. Поскольку число фотонов известно из наблюдений реликтового излучения, то $\eta$ зависит только от плотности барионов во ВселеннойШаблон:Sfn.

От параметра $\eta$ зависит содержание элементов первичного нуклеосинтеза. С ростом $\eta$ 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 $\eta$, 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 $\eta$ немонотонна и имеет минимум при $\eta$ около 2—3Шаблон:E — это связано с тем, что литий образуется в двух цепочках реакций, одна из которых идёт при малых $\eta$, 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 $\eta$. Эту величину возможно измерить и другими методами, например, по параметрам анизотропии реликтового излучения — такая оценка $\eta$ также должна согласовываться с распространённостью химических элементов. Оценка $\eta$, 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 взрывеШаблон:Sfn.

Литература

• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга Шаблон:Wayback