Primær nukleosyntese

Primær nukleosyntese er en række processer, der førte til dannelsen af den kemiske sammensætning af stof i universet før de første stjerners fremkomst .

Ved begyndelsen af den primære nukleosyntese, 3 minutter efter Big Bang , var forholdet mellem neutroner og protoner 1 til 7. 20 minutter efter Big Bang var den primære nukleosyntese afsluttet: brint (75 % masse) og helium (25 % masse) begyndte at dominere i universets baryonmasse . Deuterium , helium-3 og lithium-7 blev dannet i mindre mængder, mens andre grundstoffer blev dannet i små mængder. De observerede mængder af forskellige grundstoffer stemmer ret godt overens med de teoretisk forudsagte mængder, med undtagelse af mængden af lithium-7. På trods af denne undtagelse menes det, at den faktiske overflod af kemiske elementer er godt beskrevet af den eksisterende teori og indikerer rigtigheden af moderne ideer om Big Bang.

Beskrivelse

Primær nukleosyntese er et sæt af processer, der førte til dannelsen af den kemiske sammensætning af stof i universet før de første stjerners fremkomst [1] .

Tidligere begivenheder

På tidspunktet for 0,1 s efter Big Bang var universets temperatur omkring 3⋅10 10 K , og dets stof var et elektron-positron-neutrino-plasma, hvori der var nukleoner i en lille mængde : protoner og neutroner . Under sådanne forhold var der konstante transformationer af protoner til neutroner og tilbage i følgende reaktioner [2] [3] [komm. 1] :

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

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

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

Til at begynde med balancerede direkte og omvendte reaktioner hinanden, og ligevægtsfraktionen af neutroner fra alle nukleoner afhang af temperatur [3] [4] : $X_{\text{n))$ $T$

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

hvor er forskellen mellem en neutrons og en protons hvileenergi , lig med 1,29 MeV , og er Boltzmann-konstanten . Da temperaturen faldt til 3⋅10 9 K , hvilket svarer til universets alder på 10 sekunder, stoppede disse reaktioner praktisk talt, og ligevægten holdt op med at opretholdes - i det øjeblik var værdien omkring 0,17. Omdannelsen af neutroner til protoner begyndte at forløbe gennem beta-henfaldet af en neutron med en levetid på omkring 880 sekunder, og begyndte at falde eksponentielt: da den primære nukleosyntese begyndte, 3 minutter efter Big Bang, var den faldet til ca. 0,125, det vil sige, at der var 7 protoner pr. 1 neutron [2] [5] [6] . $Q$ $k$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$

Behandle

Da der var gået omkring 3 minutter siden Big Bang, blev universets temperatur under 10 9 K . Derefter blev dannelsen af stabile deuteriumkerner ( deuteroner ) mulig ved sammenstødet mellem en proton og en neutron, som næsten alle i en kæde af reaktioner blev til mere stabile heliumkerner . Næsten alle neutroner som følge af nukleosyntese endte således i heliumkerner ved følgende reaktioner [5] [7] [8] [komm. 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))

Dannelsen af deuteroner var også mulig ved højere temperaturer, men under sådanne forhold var de ustabile og henfaldt hurtigt, og på grund af stoffets lave tæthed var en kollision af to deuteriumkerner med dannelsen af en mere stabil kerne usandsynlig. Ikke desto mindre er reaktioner, der involverer én deuteriumkerne og én nukleon, mulige, selvom deres karakteristiske tværsnit er små [7] :

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

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

Nogle af helium-4- kernerne dannede lithium . Følgende reaktioner førte til dannelsen af lithium-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))))

Dannelsen af disse kemiske grundstoffer blev afsluttet, da der var gået 20 minutter efter Big Bang. Ud over disse grundstoffer blev der under primær nukleosyntese også dannet tungere kerner, men på grund af manglen på stabile kerner med en atomvægt på 5 eller 8 [11] viste andelen af disse grundstoffer sig at være ubetydelig (se nedenfor) ) [6] [12] .

Resultater

Da den primære nukleosyntese var afsluttet, forblev de fleste protoner - brintkerner - i en fri tilstand, svarende til 75% af universets baryonmasse. Helium-4 kerner tegnede sig for omkring 25 % af baryonmassen - denne værdi afhænger af fraktionen af neutroner blandt alle nukleoner og overskrider den med god nøjagtighed to gange, da heliumkernen indeholder 2 protoner og 2 neutroner [5] [8] [ 13] .

Mindre almindelige isotoper var deuterium , helium-3 og lithium-7 . Ifølge observationsdata er den relative overflod [komm. 3] var 2,5⋅10 −5 for deuterium, 0,9-1,3⋅10 −5 for helium-3 og 1,6⋅10 −10 for lithium-7 , hvilket generelt stemmer overens med teoretiske forudsigelser (se fig. nedenfor ) [ 6] [12] [14] . En sammenlignelig mængde tritium og beryllium-7 blev også dannet , men disse isotoper er ustabile, og efter afslutningen af den primære nukleosyntese henfaldt de: tritium blev til helium-3 ved beta-henfald , og beryllium-7 til lithium-7 ved elektronindfangning [ 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))))

Fraktionerne af andre grundstoffer i stoffet dannet under primær nukleosyntese viste sig at være ubetydelige: for eksempel var det relative indhold af bor-11 omkring 3⋅10 −16 , og det af carbon , nitrogen og oxygen i alt var 10 − 15 . Disse grundstoffer i så lille en mængde kunne ikke på nogen måde påvirke parametrene og udviklingen af de første stjerner, der blev dannet af dette stof [6] [12] .

Verifikation af kosmologiske parametre

De observerede resultater af primordial nukleosyntese gør det muligt at kontrollere, hvor korrekte de tilsvarende teoretiske modeller er. For eksempel har standardmodellen for primordial nukleosyntese, et scenarie, hvor elementærpartikelfysik er beskrevet af standardmodellen og kosmologi af ΛCDM-modellen [18] , kun én fri parameter : forholdet mellem antallet af baryoner i universet og antal fotoner . Da antallet af fotoner er kendt fra observationer af den kosmiske mikrobølgebaggrund , afhænger det kun af tætheden af baryoner i universet [19] . $\eta$ $\eta$

Indholdet af elementer i primær nukleosyntese afhænger af parameteren . Med vækst falder det endelige indhold af deuterium og helium-3: Jo større baryon-densiteten er, jo hurtigere og mere effektivt er reaktionerne ved transformation af disse kerner til helium-4-kerner, og jo færre af dem forbliver ved slutningen af primær nukleosyntese . Tværtimod stiger indholdet af helium-4 med stigende , omend ret langsomt: Jo højere baryon-densiteten er, jo tidligere starter primær nukleosyntese, og jo større andel af alle nukleoner er neutroner, som næsten alle binder til heliumkerner. Afhængigheden af det endelige indhold af lithium-7 af er ikke-monotonisk og har et minimum på omkring 2-3⋅10 −10 - dette skyldes, at lithium dannes i to kæder af reaktioner, hvoraf den ene sker ved små og den anden på fri fod, derudover, sammen med dannelsen af lithiumkerner, henfaldt de [9] . $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$

Så hvis standardmodellen for primordial nukleosyntese er korrekt, skal mængderne af forskellige kemiske grundstoffer svare til det samme . Denne værdi kan også måles med andre metoder, for eksempel ved parametrene for anisotropien af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling - en sådan vurdering bør også være i overensstemmelse med overfloden af kemiske elementer. Estimatet opnået fra WMAP-dataene er 6,2⋅10 −10 og svarer til dataene om indholdet af deuterium, helium-3 og helium-4; for lithium-7 er det teoretiske estimat 4 gange den observerede værdi. For at løse dette problem foreslås forskellige løsninger, men generelt menes det, at den virkelige overflod af kemiske grundstoffer er godt beskrevet af den eksisterende teori og indikerer rigtigheden af moderne ideer om Big Bang [12] [14] . $\eta$ $\eta$ $\eta$

Noter

Kommentarer

↑ - neutron , - proton , og - elektron og positron , og - elektronneutrino og antineutrino ${\ce {n))$ ${\ce {p))$ ${\ce {e^-}}$ ${\ce {e^+))$ ${\displaystyle {\ce {\nu_{e))))$ ${\ce {\tilde {\nu _{e))))$
↑ — deuteron , — foton ${\ce {d))$ ${\ce {\gamma))$
↑ Relativ abundance - forholdet mellem antallet af partikler i en given isotop og antallet af brintpartikler

Kilder

↑ Lukash V. N., Mikheeva E. V. Primær nukleosyntese . Stor russisk encyklopædi . Hentet 21. august 2021. Arkiveret fra originalen 27. februar 2021. (ubestemt)
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , s. 188-193.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 107.
↑ Weinberg, 2013 , s. 191-192.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , s. 107-108.
↑ 1 2 3 4 Pitrou C., Coc A., Uzan JP., Vangioni E. Præcision big bang nukleosyntese med forbedrede Helium-4 forudsigelser // Fysik rapporter. — N. Y .: Elsevier , 2018. — 1. september ( bd. 754 ). — S. 1–66 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , s. 195-196.
↑ 12 Kosmologi . _ Primordial nukleosyntese . Encyclopedia Britannica . Hentet 21. august 2021. Arkiveret fra originalen 21. august 2021.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 108-109.
↑ Weinberg, 2013 , s. 202.
↑ Weinberg, 2013 , s. 196.
↑ 1 2 3 4 Coc A., Vangioni E. Primordial nucleosynthesis (engelsk) // International Journal of Modern Physics E. - Singapore: World Scientific , 2017. - Vol. 26 . - S. 1741002 . — ISSN 0218-3013 . - doi : 10.1142/S0218301317410026 . Arkiveret fra originalen den 19. august 2019.
↑ Weinberg, 2013 , s. 196-199.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 113-116.
↑ Weinberg, 2013 , s. 199.
↑ Yurchenko V. Yu., Ivanchik AV Spektraltræk ved ikke-ligevægts-antineutrinoer af primordial nukleosyntese // Astropartikelfysik . - Amsterdam: Elsevier , 2021. - 1. januar ( bind 127 ). — S. 102537 . — ISSN 0927-6505 . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2020.102537 .
↑ Khatri R., Sunyaev RA Tid for primordial 7 Vær omdannelse til 7 Li, energifrigivelse og dublet af smalle kosmologiske neutrinolinjer // Astronomy Letters . - M .: Science , 2011. - 1. juni ( bind 37 ). — S. 367–373 . — ISSN 1063-7737 . - doi : 10.1134/S1063773711060041 .
↑ Felter BD The Primordial Lithium Problem . 2. Standard BBN i lyset af WMAP: lithiumproblemet dukker op . Center for infrarød behandling og analyse . Hentet 23. august 2021. Arkiveret fra originalen 23. august 2021. (ubestemt)
↑ Silchenko, 2017 , s. 106.

Litteratur

Weinberg S. Kosmologi . — M .: URSS , 2013. — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
Silchenko O. K. Galaksers oprindelse og udvikling / redigeret af V. G. Surdin . - Fryazino: Century 2, 2017. - 224 s. - 1500 eksemplarer. - ISBN 978-5-85099-196-8 . Arkiveret31. august 2021 påWayback Machine

I bibliografiske kataloger	GND : 4815341-2

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Universets ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi