Didžiojo sprogimo nukleosintezė (BBN)

Didžiojo sprogimo nukleosintezė (BBN)

Didžiojo sprogimo nukleosintezė (BBN) žymi trumpą laikotarpį — maždaug nuo 1 sekundės iki 20 minučių po Didžiojo sprogimo — kai Visata buvo pakankamai karšta ir tanki, kad vykstant branduolinei sintezei susidarytų pirmieji stabilūs vandenilio, helio bei nedidelio kiekio ličio branduoliai. Pasibaigus šiam etapui, ankstyvosios Visatos cheminė sudėtis iš esmės buvo nustatyta ir išliko tokia, kol žvaigždės po milijardų metų pradėjo formuoti sunkesnius elementus.

1. Kodėl BBN yra svarbi

  1. Didžiojo sprogimo modelio tikrinimas
    Numatytas lengvųjų elementų (vandenilio, helio, deuterio ir ličio) gausas galima palyginti su matavimais senuose, beveik nepakitusiuose dujų debesyse. Toks tikslius stebėjimus atitinkantis suderinimas yra tiesioginis mūsų kosmologinių modelių patikrinimas.
  2. Barionų tankio nustatymas
    Pirminio deuterio matavimai padeda nustatyti, kiek Visatoje yra barionų (t. y. protonų ir neutronų). Tai svarbus dydis platesnėms kosmologinėms teorijoms.
  3. Ankstyvosios Visatos fizika
    BBN leidžia tyrinėti ekstremalias temperatūras ir tankius, suteikdama užuominų apie dalelių fiziką, kurios šiuolaikinėmis laboratorinėmis sąlygomis pakartoti neįmanoma.

2. Scenos parengimas: Visata prieš nukleosintezę

  • Infliacijos pabaiga
    Kai kosminė infliacija baigėsi, Visata buvo įkaitusi, tanki dalelių (fotonų, kvarkų, neutrinų, elektronų ir t. t.) plazma.
  • Vėsimas
    Plečiantis erdvei, temperatūra nukrito žemiau ~1012 K (100 MeV), ir kvarkai galėjo jungtis į protonus bei neutronus.
  • Neutronų ir protonų santykis
    Laisvi neutronai ir protonai tarpusavyje virsdavo vieni kitais silpnųjų sąveikų dėka. Kai Visata atvėso žemiau tam tikro energijos slenksčio, šios sąveikos „užšalo“, nustatydamos maždaug 1 neutrono ir 6–7 protonų santykį. Būtent toks santykis stipriai paveikė galutinę helio gausą.

3. Didžiojo sprogimo nukleosintezės laiko skalė

  1. Apie 1 sekundę iki 1 minutės
    Temperatūra išliko itin aukšta (nuo 1010 K iki 109 K). Neutrinai atsiskyrė nuo plazmos, o n/p santykis beveik nebekito.
  2. Nuo 1 minutės
    Visatai ataušus iki ~109 K (apie 0,1 MeV), protonai ir neutronai pradėjo jungtis į deuterį (branduolį, sudarytą iš vieno protono ir vieno neutrono). Tačiau šiame energijos intervale esantys fotonai dar galėjo suskaldyti deuterį. Tik Visatai dar labiau ataušus deuteris tapo pakankamai stabilus tolesnėms sintezės reakcijoms.
  3. Sintezės pikas (apie 3–20 minučių)
    • Deuterio sintezė
      Susiformavus stabiliems deuterio branduoliams, jie sparčiai jungėsi į helį-3 bei tričią (vandenilį-3).
    • Helio-4 susidarymas
      Helis-3 ir tričia, jungdamiesi su kitais protonais ar neutronais (arba tarpusavyje), galėjo suformuoti helį-4 (du protonai + du neutronai).
    • Pėdsakai ličio
      Nedidelis ličio-7 kiekis taip pat susidarė per įvairias sintezės ir skilimo reakcijas.
  4. BBN pabaiga
    Po maždaug 20 minučių Visatos tankis ir temperatūra tapo per maži tolimesnei sintezei. Lengvųjų elementų gausos nuo to laiko išliko beveik nepakitusios.

4. Pagrindinės branduolinės reakcijos

Pateikime izotopus paprastesniu pavidalu:

  • H (vandenilis-1): 1 protonas
  • D (deuteris arba vandenilis-2): 1 protonas + 1 neutronas
  • T (tričia arba vandenilis-3): 1 protonas + 2 neutronai
  • He-3 (helis-3): 2 protonai + 1 neutronas
  • He-4 (helis-4): 2 protonai + 2 neutronai
  • Li-7 (litis-7): 3 protonai + 4 neutronai

4.1. Deuterio (D) susidarymas

  • Protonas (p) + Neutronas (n) → Deuteris (D) + fotonas (γ)
    Iš pradžių šią reakciją trikdė didelės energijos fotonai, skaldantys deuterį. Tik dar labiau ataušus Visatai, deuteris tapo pakankamai stabilus.

4.2. Helio formavimas

  • D + D → He-3 + n (arba T + p)
  • He-3 + n → He-4 (per tarpinius procesus)
  • T + p → He-4

Vos tik deuteris tapo stabilus, jis sparčiai sintezavosi į helį-4, kuris yra stabiliausias lengvasis branduolys (be vandenilio) ir sudarytas iš dviejų protonų bei dviejų neutronų.

4.3. Ličio sintezė

Kai kurie helio-4 branduoliai jungėsi su tričia ar heliu-3, susidarydami berilį-7 (Be-7), kuris vėliau suirdavo į ličio-7 (Li-7). Bendras Li-7 kiekis išliko labai mažas, palyginti su vandenilio ir helio gausomis.

5. Galutinės gausos

Pasibaigus BBN, lengvųjų elementų sudėtis Visatoje buvo maždaug tokia:

  • Vandenilis-1: Apie 75 % (pagal masę)
  • Helis-4: Apie 25 % (pagal masę)
  • Deuteris: Keletas dalelių iš 105, lyginant su vandeniliu
  • Helis-3: Dar mažiau
  • Litis-7: Apie keletą dalelių iš 109 ar 1010, lyginant su vandeniliu

Per milijardus metų žvaigždžių procesai šias proporcijas šiek tiek pakeitė, bet regionuose, kuriuose žvaigždžių nukleosintezė buvo minimali (pvz., senoviniuose dujų debesyse), pirminės proporcijos iš esmės išliko.

6. Stebėjimų duomenys

  1. Helio-4 matavimai
    Astronomai, tirdami helio gausą metaluose skurdžiose nykštukinėse galaktikose, nustato ~24–25 % pagal masę — tai atitinka BBN prognozes.
  2. Deuteris kaip „barometras“
    Deuterio gausa yra labai jautri protonų ir neutronų kiekiui. Stebint tolimus dujų debesis (naudojant kvasarų sugerties linijas), nustatoma Visatos barionų koncentracija. Šie matavimai puikiai dera su kosminės foninės mikrobangės spinduliuotės (CMB) duomenimis, taip patvirtindami standartinį kosmologinį modelį.
  3. Litio problema
    Nors helio ir deuterio matavimai gerai atitinka prognozes, su ličiu-7 yra neatitikimų. Senuose žvaigždėse stebimas mažesnis ličio-7 kiekis, nei prognozuoja teorija. Tai vadinama „litio problema“. Galimos priežastys apima ličio sunaikinimą žvaigždėse, netiksliai žinomus branduolinių reakcijų greičius ar nežinomą fiziką.

7. Kodėl BBN yra centrinė kosmologijai

  • Didžiojo sprogimo patikra
    BBN leidžia tiesiogiai tikrinti standartinį modelį, nes ji numato konkrečias lengvųjų elementų gausas. Stebėjimai labai gerai atitinka šias helio ir deuterio prognozes.
  • Suderinamumas su CMB
    Iš BBN gautas barionų tankis sutampa su tuo, kuris nustatomas iš kosminės mikrobangės foninio spinduliavimo temperatūros fluktuacijų. Tai suteikia įtikinamą, nepriklausomą Didžiojo sprogimo teorijos patvirtinimą.
  • Naujos fizikos paieškos
    BBN, jautri aukštoms temperatūroms ankstyvojoje Visatoje, gali padėti atskleisti (arba paneigti) egzotines daleles, papildomas neutrino rūšis ar smulkius fundamentaliųjų konstantų pakitimus, kurie būtų paveikę pirminių elementų susidarymą.

8. Platesnis kontekstas: kosminė evoliucija

Po BBN etapo Visata toliau plėtėsi ir vėso:

  • Neutralios materijos susidarymas
    Maždaug po 380 000 metų elektronai ir branduoliai susijungė, sudarydami neutralius atomus. Tuomet atsirado kosminė foninė mikrobangė.
  • Žvaigždžių ir galaktikų formavimasis
    Per kelis šimtus milijonų metų tankesni regionai pradėjo trauktis dėl gravitacijos ir susiformavo žvaigždės bei galaktikos. Žvaigždžių branduoliuose vėliau susidarė sunkesnieji elementai (anglis, deguonis, geležis ir t. t.), taip praturtindami Visatą.

Taigi Didžiojo sprogimo nukleosintezė nustatė pradinį cheminį „brėžinį“. Visa vėlesnė kosminė raida — nuo pirmųjų žvaigždžių iki gyvybės Žemėje — rėmėsi šiais pirminiais gausų santykiais.

Didžiojo sprogimo nukleosintezė yra kertinė kosmologijos dalis, jungianti ankstyviausius aukštos energijos Visatos tarpsnius su cheminiu elementų pasiskirstymu, kurį stebime senoviniuose dujų debesyse ir dabartinėse žvaigždžių populiacijose. Jos gebėjimas gana tiksliai numatyti vandenilio, helio, deuterio bei nedidelio ličio kiekio santykį yra vienas stipriausių įrodymų, kad Didžiojo sprogimo teorija teisingai aprašo Visatos raidą. Nors tam tikri klausimai — pavyzdžiui, pirminio ličio kiekio tikslus nustatymas — dar neišspręsti, bendra BBN prognozių ir stebėjimų atitiktis pabrėžia mūsų gilų supratimą apie tai, kaip Visata susiformavo per pirmąsias minutes.

Šaltiniai:

Steigman, G. (2007). “Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 57, 463–491.
– Išsamus BBN apžvalgos straipsnis, nagrinėjantis tiek teorinį pagrindą, tiek stebėjimo duomenis (pvz., lengvųjų elementų gausas), kurie tikrina mūsų kosmologinius modelius.

Olive, K. A., Steigman, G., & Walker, T. P. (2000). “Primordial Nucleosynthesis: Theory and Observations.” Physics Reports, 333–334, 389–407.
– Šiame darbe aptariamos lengvųjų elementų gausų prognozės ir jų palyginimas su stebėjimais, suteikiant įžvalgų apie barionų tankį ir ankstyvosios Visatos fiziką.

Cyburt, R. H., Fields, B. D., & Olive, K. A. (2008). “An Update on the Big Bang Nucleosynthesis Prediction for 7Li: The Problem Worsens.” Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 11, 012.
– Daugiausia dėmesio skiriama ličio problemos nagrinėjimui BBN kontekste, aptariami nesutapimai tarp teorinio ir stebimo ličio-7 gausos kiekio.

Fields, B. D. (2011). “The Primordial Lithium Problem.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 61, 47–68.
– Apžvelgiama esama ličio-7 prognozių situacija ir iššūkiai, pateikiant išsamią vienos iš neišspręstų BBN mįslių analizę.

Kolb, E. W. & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley.
– Klasikinis vadovėlis, suteikiantis tvirtą pagrindą ankstyvosios Visatos fizikoje, įskaitant detalią BBN, jos branduolinių reakcijų ir jos vaidmens kosmologijoje analizę.

Sarkar, S. (1996). “Big Bang Nucleosynthesis and Physics Beyond the Standard Model.” Reports on Progress in Physics, 59(12), 1493–1610.
– Nagrinėjama, kaip BBN riboja naują fiziką (pvz., papildomas neutrinų rūšis, egzotines daleles) ir aprašoma, kaip nukleosintezė reaguoja į ankstyvosios Visatos sąlygas.

Grįžti į tinklaraštį