Nucleosinteză primară

Nucleosinteza primară este un set de procese care au condus la formarea compoziției chimice a materiei din Univers înainte de apariția primelor stele .

Până la începutul nucleosintezei primare, la 3 minute după Big Bang , raportul dintre neutroni și protoni a fost de 1 la 7. La 20 de minute după Big Bang, nucleosinteza primară a fost finalizată: hidrogen (75% masă) și heliu (25% masă) a început să domine în masa barionică a Universului . Deuteriu , heliu-3 și litiu-7 s-au format în cantități mai mici , în timp ce alte elemente s-au format în cantități nesemnificative. Abundența observată a diferitelor elemente concordă destul de bine cu abundența prezisă teoretic, cu excepția abundenței de litiu-7. În ciuda acestei excepții, se crede că abundența reală a elementelor chimice este bine descrisă de teoria existentă și indică corectitudinea ideilor moderne despre Big Bang.

Descriere

Nucleosinteza primară este un ansamblu de procese care au dus la formarea compoziției chimice a materiei din Univers înainte de apariția primelor stele [1] .

Evenimente anterioare

La 0,1 s după Big Bang , temperatura Universului era de aproximativ 3⋅10 10 K , iar substanța sa era o plasmă electron-pozitron-neutrino, în care erau nucleoni în cantitate mică : protoni și neutroni . În astfel de condiții, au existat transformări constante ale protonilor în neutroni și înapoi în următoarele reacții [2] [3] [com. 1] :

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

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

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

Inițial, reacțiile directe și inverse se echilibrau reciproc, iar fracția de echilibru a neutronilor din toți nucleonii depindea de temperatură [3] [4] : $X_{\text{n)}$ $T$

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

unde este diferența dintre energiile de repaus ale unui neutron și al unui proton, egală cu 1,29 MeV și este constanta Boltzmann . Când temperatura a scăzut la 3⋅10 9 K , ceea ce corespunde vârstei Universului în 10 secunde, aceste reacții practic s-au oprit, iar echilibrul a încetat să se mai mențină - în acel moment valoarea era de aproximativ 0,17. Conversia neutronilor în protoni a început să se desfășoare prin dezintegrarea beta a unui neutron cu o durată de viață de aproximativ 880 de secunde și a început să scadă exponențial: până când a început nucleosinteza primară, la 3 minute după Big Bang, aceasta a scăzut la aproximativ 0,125, adică erau 7 protoni la 1 neutron [ 2] [5] [6] . $Q$ $k$ $X_{\text{n)}$ $X_{\text{n)}$ $X_{\text{n)}$

Proces

Când au trecut aproximativ 3 minute de la Big Bang, temperatura Universului a ajuns sub 10 9 K. După aceea, formarea de nuclee stabile de deuteriu ( deuteroni ) a devenit posibilă în ciocnirea unui proton și a unui neutron, aproape toate acestea, într-un lanț de reacții, transformate în nuclee de heliu mai stabile . Astfel, aproape toți neutronii ca rezultat al nucleosintezei au ajuns în nucleele de heliu prin următoarele reacții [5] [7] [8] [comm. 2] :

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

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

{\ce {d + d -> ^3_2El + n))

{\ce {d + ^3_1 H -> ^4_2El + n))

{\ce {d + ^3_2El -> ^4_2El + p))

Formarea deuteronilor a fost posibilă și la temperaturi mai ridicate, dar în astfel de condiții au fost instabile și s-au degradat rapid, iar din cauza densității scăzute a materiei, era puțin probabilă o coliziune a două nuclee de deuteriu cu formarea unui nucleu mai stabil. Cu toate acestea, sunt posibile reacții care implică un nucleu de deuteriu și un nucleon, deși secțiunile lor transversale caracteristice sunt mici [7] :

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

{\ce {d + p -> ^3_2El + \gamma)}

Unele dintre nucleele de heliu-4 au format litiu . Următoarele reacții au condus la formarea litiului-7 [9] [10] :

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

{\ce {^3_2 El + ^4_2 El -> ^7_4 Fi + \gamma))

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

Formarea acestor elemente chimice a fost finalizată când au trecut 20 de minute după Big Bang. Pe lângă aceste elemente, în timpul nucleosintezei primare, s-au format și nuclee mai grele, însă, din cauza lipsei de nuclee stabile cu greutatea atomică de 5 sau 8 [11] , proporția acestor elemente s-a dovedit a fi neglijabilă (vezi mai jos). ) [6] [12] .

Rezultate

Când nucleosinteza primară a fost finalizată, majoritatea protonilor - nucleele de hidrogen - au rămas în stare liberă, reprezentând 75% din masa barionică a Universului. Nucleele de heliu-4 au reprezentat aproximativ 25% din masa barionului - această valoare depinde de fracția de neutroni dintre toți nucleonii și o depășește cu o precizie bună de două ori, deoarece nucleul de heliu conține 2 protoni și 2 neutroni [5] [8] [ 13] .

Izotopii mai puțin obișnuiți au fost deuteriu , heliu-3 și litiu-7 . Conform datelor observaționale, abundența relativă [comm. [ _ _ _ _ _ _ _ _ _ 6] [12] [14] . S-a format și o cantitate comparabilă de tritiu și beriliu-7 , dar acești izotopi sunt instabili și după terminarea nucleosintezei primare s-au degradat: trițiul s-a transformat în heliu-3 prin degradare beta , iar beriliu-7 în litiu-7 prin captarea electronilor . 15] [16] [17] :

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

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

Fracțiunile altor elemente din substanța formată în timpul nucleosintezei primare s-au dovedit a fi nesemnificative: de exemplu, conținutul relativ de bor-11 a fost de aproximativ 3⋅10 −16 , iar cel de carbon , azot și oxigen în total a fost de 10 − 15 . Aceste elemente în cantitate atât de mică nu puteau afecta în niciun fel parametrii și evoluția primelor stele care s-au format din această substanță [6] [12] .

Verificarea parametrilor cosmologici

Rezultatele observate ale nucleosintezei primordiale fac posibilă verificarea cât de corecte sunt modelele teoretice corespunzătoare. De exemplu, modelul standard al nucleosintezei primordiale, un scenariu în care fizica particulelor elementare este descrisă de modelul standard și cosmologia de modelul ΛCDM [18] , are un singur parametru liber : raportul dintre numărul de barioni din Univers și numărul de fotoni . Deoarece numărul de fotoni este cunoscut din observațiile fondului cosmic cu microunde , acesta depinde doar de densitatea barionilor din Univers [19] . $\eta$ $\eta$

Conținutul elementelor de nucleosinteză primară depinde de parametru . Odată cu creșterea, conținutul final de deuteriu și heliu-3 scade: cu cât densitatea barionului este mai mare, cu atât reacțiile de transformare a acestor nuclee în nuclee de heliu-4 sunt mai rapide și mai eficiente și cu atât rămân mai puține până la sfârșitul nucleosintezei primare. . Dimpotrivă, conținutul de heliu-4 crește odată cu creșterea , deși destul de lent: cu cât densitatea barionului este mai mare, cu atât începe mai devreme nucleosinteza primară și cu atât proporția tuturor nucleonilor este mai mare de neutroni, aproape toți care se leagă în nucleele de heliu. Dependența conținutului final de litiu-7 este nemonotonă și are un minim de aproximativ 2–3⋅10 −10 - acest lucru se datorează faptului că litiul se formează în două lanțuri de reacții, dintre care unul are loc la mici și celălalt în mare, în plus, odată cu formarea nucleelor de litiu, s-au degradat [9] . $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$ $\eta$

Astfel, dacă modelul standard al nucleosintezei primordiale este corect, atunci abundența diferitelor elemente chimice trebuie să corespundă aceluiași . Această valoare poate fi măsurată și prin alte metode, de exemplu, prin parametrii anizotropiei radiației cosmice de fond cu microunde - o astfel de evaluare ar trebui să fie, de asemenea, în concordanță cu abundența elementelor chimice. Estimarea obținută din datele WMAP este 6,2⋅10 −10 și corespunde datelor privind conținutul de deuteriu, heliu-3 și heliu-4; pentru litiu-7, estimarea teoretică este de 4 ori valoarea observată. Pentru rezolvarea acestei probleme sunt propuse diverse soluții, dar în general se crede că abundența reală a elementelor chimice este bine descrisă de teoria existentă și indică corectitudinea ideilor moderne despre Big Bang [12] [14] . $\eta$ $\eta$ $\eta$

Note

Comentarii

↑ - neutron , - proton , și - electroni și pozitroni și - electroni neutrini și antineutrini ${\ce {n)}$ ${\ce {p)}$ ${\ce {e^-}}$ ${\ce {e^+)}$ ${\ce {\nu_{e}))$ ${\ce {\tilde {\nu _{e)})}$
↑ — deuteron , — foton ${\ce {d)}$ ${\ce {\gamma}}$
↑ Abundența relativă - raportul dintre numărul de particule ale unui izotop dat și numărul de particule de hidrogen

Surse

↑ Lukash V. N., Mikheeva E. V. Nucleosinteza primară . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 21 august 2021. Arhivat din original la 27 februarie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , p. 188-193.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 107.
↑ Weinberg, 2013 , p. 191-192.
↑ 1 2 3 Silcenko, 2017 , p. 107-108.
↑ 1 2 3 4 Pitrou C., Coc A., Uzan JP., Vangioni E. Precision big bang nucleosynthesis with improved Helium-4 predictions // Physics Reports. — N. Y. : Elsevier , 2018. — 1 septembrie ( vol. 754 ). — P. 1–66 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .
↑ 1 2 Weinberg, 2013 , p. 195-196.
↑ 12 Cosmologie . _ Nucleosinteza primordială . Enciclopedia Britannica . Preluat la 21 august 2021. Arhivat din original la 21 august 2021.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 108-109.
↑ Weinberg, 2013 , p. 202.
↑ Weinberg, 2013 , p. 196.
↑ 1 2 3 4 Coc A., Vangioni E. Primordial nucleosynthesis (engleză) // International Journal of Modern Physics E. - Singapore: World Scientific , 2017. - Vol. 26 . - P. 1741002 . — ISSN 0218-3013 . - doi : 10.1142/S0218301317410026 . Arhivat din original pe 19 august 2019.
↑ Weinberg, 2013 , p. 196-199.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 113-116.
↑ Weinberg, 2013 , p. 199.
↑ Yurchenko V. Yu., Ivanchik AV Caracteristicile spectrale ale antineutrinilor de neechilibru ale nucleosintezei primordiale // Fizica astroparticulelor . - Amsterdam: Elsevier , 2021. - 1 ianuarie ( vol. 127 ). — P. 102537 . — ISSN 0927-6505 . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2020.102537 .
↑ Khatri R., Sunyaev RA Conversia lui primordial 7 Be în 7 Li, eliberarea de energie și dubletul liniilor cosmologice înguste de neutrini // Astronomy Letters . — M .: Science , 2011. — 1 iunie ( vol. 37 ). — P. 367–373 . — ISSN 1063-7737 . - doi : 10.1134/S1063773711060041 .
↑ Fields BD The Primordial Lithium Problem . 2. BBN standard în lumina WMAP: apare problema litiului . Centru de procesare și analiză în infraroșu . Preluat la 23 august 2021. Arhivat din original la 23 august 2021. (nedefinit)
↑ Silcenko, 2017 , p. 106.

Literatură

Weinberg S. Cosmologie . — M .: URSS , 2013. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
Silchenko O. K. Originea și evoluția galaxiilor / editat de V. G. Surdin . - Fryazino: Secolul 2, 2017. - 224 p. - 1500 de exemplare. - ISBN 978-5-85099-196-8 . Arhivatpe 31 august 2021 laWayback Machine

În cataloagele bibliografice	GND : 4815341-2

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie