Elsődleges nukleoszintézis

Az elsődleges nukleoszintézis olyan folyamatok összessége, amelyek az első csillagok megjelenése előtt az Univerzumban az anyag kémiai összetételének kialakulásához vezettek .

Az elsődleges nukleoszintézis kezdetére, 3 perccel az ősrobbanás után , a neutronok és protonok aránya 1:7 volt. 20 perccel az Ősrobbanás után az elsődleges nukleoszintézis befejeződött: hidrogén (75 tömeg%) és hélium (25 tömeg%) kezdett dominálni az Univerzum bariontömegében . A deutérium , a hélium-3 és a lítium-7 kisebb mennyiségben, míg más elemek jelentéktelen mennyiségben képződtek. A különböző elemek megfigyelt mennyisége meglehetősen jól egyezik az elméletileg előre jelzett abundanciákkal, kivéve a lítium-7 bőségét. E kivétel ellenére úgy gondolják, hogy a kémiai elemek tényleges bőségét jól leírja a meglévő elmélet, és ez jelzi az ősrobbanással kapcsolatos modern elképzelések helyességét.

Leírás

Az elsődleges nukleoszintézis olyan folyamatok összessége, amelyek az első csillagok megjelenése előtt az Univerzumban az anyag kémiai összetételének kialakulásához vezettek [1] .

Korábbi események

Az ősrobbanás után 0,1 másodperccel az Univerzum hőmérséklete körülbelül 3⋅10 10 K volt , anyaga egy elektron-pozitron-neutrínó plazma volt, amelyben kis mennyiségben voltak nukleonok : protonok és neutronok . Ilyen körülmények között a protonok állandó átalakulása neutronokká és vissza a következő reakciókban [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))))))))

Kezdetben a közvetlen és fordított reakciók kiegyenlítették egymást, és az összes nukleonból származó neutronok egyensúlyi hányada a hőmérséklettől függött [3] [4] : $X_{\text{n))$ $T$

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

ahol a neutron és a proton nyugalmi energiái közötti különbség 1,29 MeV , és a Boltzmann-állandó . Amikor a hőmérséklet 3⋅10 9 K -re csökkent , ami 10 másodperc alatt az Univerzum korának felel meg, ezek a reakciók gyakorlatilag leálltak, és az egyensúly megszűnt - ekkor az érték 0,17 körül volt. A neutronok protonokká való átalakulása egy körülbelül 880 másodperces élettartamú neutron béta-bomlásán keresztül indult el, és exponenciálisan csökkenni kezdett: mire az elsődleges nukleoszintézis elkezdődött, 3 perccel az ősrobbanás után, ez kb. 0,125, azaz 1 neutronra 7 proton jutott [2] [5] [6] . $K$ $k$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$ $X_{\text{n))$

Folyamat

Amikor körülbelül 3 perc telt el az Ősrobbanás óta, az Univerzum hőmérséklete 10 9 K alá csökkent . Ezt követően egy proton és egy neutron ütközésekor stabil deutériummagok ( deuteronok ) keletkeztek, amelyek szinte mindegyike egy reakciólánc során stabilabb héliummagokká alakult . Így a nukleoszintézis eredményeként szinte minden neutron héliummagba került a következő reakciók során [5] [7] [8] [comm. 2] :

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

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

{\ce {d + d -> ^3_2Ő + n))

{\ce {d + ^3_1 H -> ^4_2Ő + n))

{\ce {d + ^3_2Ő -> ^4_2Ő + p))

A deuteronok képződése magasabb hőmérsékleten is lehetséges volt, de ilyen körülmények között instabilak és gyorsan lebomlanak, és az anyag alacsony sűrűsége miatt nem valószínű, hogy két deutériummag ütközése stabilabb atommag kialakulásával történt. Ennek ellenére lehetségesek olyan reakciók, amelyekben egy deutériummag és egy nukleon vesz részt, bár jellegzetes keresztmetszete kicsi [7] :

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

{\ce {d + p -> ^3_2Ő + \gamma))

A hélium-4 atommagok egy része lítiumot alkotott . A következő reakciók vezettek a lítium-7 [9] [10] képződéséhez :

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

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

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

Ezeknek a kémiai elemeknek a képződése az ősrobbanás után 20 perccel befejeződött. Ezen elemek mellett a primer nukleoszintézis során nehezebb magok is keletkeztek, azonban az 5 vagy 8 atomtömegű stabil magok hiánya miatt [11] ezen elemek aránya elenyészőnek bizonyult (lásd alább ) [6] [12] .

Eredmények

Amikor az elsődleges nukleoszintézis befejeződött, a protonok többsége - a hidrogénatommagok - szabad állapotban maradt, és az Univerzum bariontömegének 75% -át tette ki. A hélium-4 atommagok a barion tömegének körülbelül 25%-át tették ki - ez az érték az összes nukleon között a neutronok hányadától függ, és jó pontossággal kétszer is meghaladja azt, mivel a hélium atommag 2 protont és 2 neutront tartalmaz [5] [8] [ 13] .

A kevésbé gyakori izotópok a deutérium , a hélium-3 és a lítium-7 voltak . A megfigyelési adatok szerint a relatív abundancia [comm. 3] 2,5⋅10-5 a deutérium, 0,9-1,3⋅10-5 a hélium-3 és 1,6⋅10-10 a lítium-7 , ami általában megegyezik az elméleti előrejelzésekkel (lásd az alábbi ábrát ) [ 6] [12] [14] . Hasonló mennyiségű trícium és berillium-7 is keletkezett , de ezek az izotópok instabilak, és az elsődleges nukleoszintézis befejeződése után lebomlanak: a trícium béta-bomlás útján hélium-3-má , a berillium-7 pedig elektronbefogással lítium - 7-té alakult. 15] [16] [17] :

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

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

A primer nukleoszintézis során keletkező egyéb elemek frakciói az anyagban elenyészőnek bizonyultak: például a bór-11 relatív tartalma körülbelül 3⋅10 -16 , a szén- , nitrogén- és oxigéntartalma összesen 10-10 volt . 15 . Ezek az elemek ilyen kis mennyiségben semmilyen módon nem tudták befolyásolni az ebből az anyagból keletkezett első csillagok paramétereit és fejlődését [6] [12] .

Kozmológiai paraméterek ellenőrzése

A primordiális nukleoszintézis megfigyelt eredményei lehetővé teszik a megfelelő elméleti modellek helyességének ellenőrzését. Például a primordiális nukleoszintézis standard modelljének, egy olyan forgatókönyvnek, ahol az elemi részecskefizikát a standard modell , a kozmológiát pedig a ΛCDM modell [18] írja le, egyetlen szabad paramétere van : az Univerzumban lévő barionok számának aránya fotonok száma . Mivel a fotonok száma a kozmikus mikrohullámú háttér megfigyeléséből ismert , ez csak az Univerzum barionjainak sűrűségétől függ [19] . $\eta$ $\eta$

Az elsődleges nukleoszintézis elemeinek tartalma a paramétertől függ . A növekedéssel a deutérium és a hélium-3 végső tartalma csökken: minél nagyobb a barionsűrűség, annál gyorsabban és hatékonyabban mennek végbe ezeknek a magoknak a hélium-4 magokká történő átalakulási reakciói, és minél kevesebb marad belőlük az elsődleges nukleoszintézis végére. . Ellenkezőleg, a hélium-4-tartalom növekedésével növekszik , bár meglehetősen lassan: minél nagyobb a barionsűrűség, annál hamarabb kezdődik meg az elsődleges nukleoszintézis, és annál nagyobb arányban vannak az összes nukleonban a neutronok, amelyek szinte mindegyike héliummagokhoz kötődik. A lítium-7 végső tartalomtól való függése nem monoton , minimum 2–3⋅10–10 - ez annak köszönhető, hogy a lítium két reakcióláncban képződik, amelyek közül az egyik kis és a másik nagyban, ráadásul a lítiummagok képződésével együtt bomlottak [9] . $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$

Így, ha az ősnukleoszintézis standard modellje helyes, akkor a különböző kémiai elemek mennyiségének meg kell felelnie ugyanannak . Ez az érték más módszerekkel is mérhető, például a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiájának paramétereivel – egy ilyen értékelésnek összhangban kell lennie a kémiai elemek bőségével is. A WMAP adatokból kapott becslés 6,2⋅10 −10 , és megfelel a deutérium, hélium-3 és hélium-4 tartalomra vonatkozó adatoknak; a lítium-7 esetében az elméleti becslés a megfigyelt érték négyszerese. Ennek a problémának a megoldására különféle megoldásokat javasolnak, de általában úgy gondolják, hogy a kémiai elemek valódi bőségét jól leírja a meglévő elmélet, és ez jelzi az ősrobbanással kapcsolatos modern elképzelések helyességét [12] [14] . $\eta$ $\eta$ $\eta$

Jegyzetek

Megjegyzések

↑ - neutron , - proton , és - elektron és pozitron , és - elektron neutrínó és antineutrínó ${\ce {n))$ ${\ce {p))$ ${\ce {e^-}}$ ${\ce {e^+))$ ${\displaystyle {\ce {\nu_{e))))$ ${\ce {\tilde {\nu _{e))))$
↑ — deuteron , — foton ${\ce {d))$ ${\ce {\gamma))$
↑ Relatív abundancia - egy adott izotóp részecskéinek számának aránya a hidrogénrészecskék számához

Források

↑ Lukash V. N., Mikheeva E. V. Primer nukleoszintézis . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. augusztus 21. Az eredetiből archiválva : 2021. február 27. (határozatlan)
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , p. 188-193.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 107.
↑ Weinberg, 2013 , p. 191-192.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , p. 107-108.
↑ 1 2 3 4 Pitrou C., Coc A., Uzan JP., Vangioni E. Precíziós ősrobbanás nukleoszintézis javított hélium-4 előrejelzésekkel // Physics Reports. — N. Y .: Elsevier , 2018. — szeptember 1. ( 754. köt. ). — P. 1–66 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , p. 195-196.
↑ 12 Kozmológia _ _ Primordiális nukleoszintézis . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. augusztus 21. Az eredetiből archiválva : 2021. augusztus 21.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 108-109.
↑ Weinberg, 2013 , p. 202.
↑ Weinberg, 2013 , p. 196.
↑ 1 2 3 4 Coc A., Vangioni E. Primordial nucleosynthesis (angol) // International Journal of Modern Physics E. - Singapore: World Scientific , 2017. - Vol. 26 . - P. 1741002 . — ISSN 0218-3013 . - doi : 10.1142/S0218301317410026 . Archiválva az eredetiből: 2019. augusztus 19.
↑ Weinberg, 2013 , p. 196-199.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 113-116.
↑ Weinberg, 2013 , p. 199.
↑ Yurchenko V. Yu., Ivanchik AV Primordial nucleosynthesis nem egyensúlyi antineutrínóinak spektrális jellemzői // Astroparticle Physics . - Amszterdam: Elsevier , 2021. - január 1. ( 127. kötet ). — P. 102537 . — ISSN 0927-6505 . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2020.102537 .
↑ Khatri R., Sunyaev RA Az ősi 7 Be átalakítása 7 Li-vé, energiafelszabadulás és keskeny kozmológiai neutrínóvonalak dublettje // Astronomy Letters . — M .: Tudomány , 2011. — június 1. ( 37. köt. ). — P. 367–373 . — ISSN 1063-7737 . - doi : 10.1134/S1063773711060041 .
↑ Fields BD Az ősi lítiumprobléma . 2. Szabványos BBN a WMAP tükrében: megjelenik a lítium probléma . Infravörös Feldolgozó és Elemző Központ . Letöltve: 2021. augusztus 23. Az eredetiből archiválva : 2021. augusztus 23. (határozatlan)
↑ Silchenko, 2017 , p. 106.

Irodalom

Weinberg S. Kozmológia . — M .: URSS , 2013. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
Silchenko O. K. A galaxisok eredete és fejlődése / szerkesztette: V. G. Surdin . - Fryazino: Század 2, 2017. - 224 p. - 1500 példány. - ISBN 978-5-85099-196-8 . Archiválva: 2021. augusztus 31. aWayback Machine

Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4815341-2

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat