Pierwotna nucleozysza | mysimulator.uk

Trzy pierwsze minuty wszechświata

W ciągu pierwszej ułamka sekundy po Wielkim Wybuchu, wszechświat był zbyt ciepły na to, aby jądro przetrwało — pojedyncza fotonica nosiła wystarczającą energię, aby rozbić dowolne skojarzone jądro w chwili jego powstania. Gdy wszechświat rozszerzył się i ochłodził, przekroczył krótkie okno jednorazowe — około sekundy do około dwudziestu minut po Wielkim Wybuchu, z główną akcją zachodzącą w pierwszych trzech minutach — wystarczająco ciepły na to, aby jądra przetrwały, ale nadal ciepły i gęsty do tego stopnia, że reakcje jądrowe mogły przebiegać szybko. Ten proces, Nucleozysza Wielkiego Wybuchu (NWW), wytworzył podstawowe wszystko helium i liodium wszechświata, a także ślad deuterium, zanim rozszerzenie roztropiło wszystko na tyle, aby fuzja mogła kontynuować się.

demo na żywo · powiązana symulacja● LIVE

Dlaczego zaczyna się od zatrzymania równowagi neutron-to-proton

Przed rozpoczęciem nucleozyszy muszą być ustalone liczby wolnych neutronów i protonów. Reakcje obojętnicze (konwersje neutron ↔ proton poprzez elektrony, pozytrowy i neutrino) utrzymują oba w równowadze podczas gdyuniversum jest jeszcze ciepłe, ale gdy się zlęka i rozszerza, te reakcje stają się za wolne, aby utrzymać tę równowagę, a proporcja neutron-to-proton zatrzymuje się na około 1:7. Wolne neutrony są niestabilne (rozdzielając się o średnim czasie polowy ok. 880 sekund), więc od chwili zatrzymania równowagi następuje wolny proces konwersji neutronów w protony, aż do momentu nucleozyszy zamknie w nich przetrwane neutrony w stabilnych jądrach.

Klatka deuteronu

Pierwszym krokiem w stworzeniu czegoś cięższego jest fuzja protonu i neutronu, aby uzyskać deuteron (²H), ale eigenenergia deuteronu jest porównywalnie niskim, więc nawet po tym jak temperatura spadła do poziomu, w którym może się formować deuteron, ogromna liczba główek światłowodowych o wysokiej energii w wcześniejszym przestrzeniuniversum (około miliarda główek światłowodowych na baryon) utrzymuje photodissociację deuteronu prawie tak szybko, jak on się formuje. Ta klatka deuteronu blokuje cały proces nucleozyszy do momentu dalszego chłodzenia przestrzeniuniversum — około 3 minut, przy temperaturze bliskiej 0,1 MeV (około 10⁹ K) — w tym momencie deuteron nareszcie przeżywa i procesy reakcyjne postępują szybko:

p + n → ²H + γ (deuteran, klatka) ²H + p → ³He + γ ²H + ²H → ³H + p ³H + ²H → ⁴He + n ³He + ²H → ⁴He + p ⁴He jest znacznie mocniej powiązany niż jakikolwiek inny jądro między nimi, więc po tym, jak klatka deuteronu przerwie się, reakcje spowodują szybkie przejście do ⁴He Przeżytłe neutrony prawie całe zamknięte są w helium-4, ponieważ to najmocniej powiązane lekkie jądro dostępne. To dlatego głównym prognozowaniem BBN (wymiany baryonowych) jest przewidywanie, że helium-4 powinien stanowić blisko 25% masy całkowitej baryonicznej przestrzeniuniversum — liczba ta została potwierdzona przez obserwacje najstarszych, najmniej metaliowych gwiazd i chmur gazu, które zdradzają pierwotne ilości elementów wprawdzie nie przetworzone przez późniejsze fuzje gwiazdowe.

p + n  →  ²H  +  γ                 (deuterium, the bottleneck)
²H + p →  ³He + γ
²H + ²H → ³H  + p
³H + ²H → ⁴He + n
³He + ²H → ⁴He + p

⁴He is far more tightly bound than any nucleus in between,
so once the bottleneck breaks, reactions cascade rapidly toward ⁴He

Dlaczego resztki są prawdziwym nagrodem

Practiquement wszystkie deuteryn i helu-3, które przetrwało nucleozysza, to 'resztki' — materiał, który nie został wciągnięty do helu-4 przed tym, jak szybkość reakcji spadła z powodu kontynuowanego rozszerzenia i rozcieńczenia przestrzeni. Ta ilość resztek jest ekstremalnie czuła na jedno: stosunek barionów do fotonów (equivalently, gęstość barionów w przestrzeni). Higher baryon density oznacza szybsze i bardziej skuteczne konwersję deuterynu do helu, pozostawiając mniej deuterynu; lower density pozostawia więcej deuterynu niekonwertowanego. To sprawia, że obserwowany stosunek D/H — deuteryn w stosunku do zwykłego wodoru, pomiar z czystych, nienadmiarowych chmur gazowych — jest jednym z najbardziej precyzyjnych badaczy gęstości barionów w przestrzeni, a zarazem zgadza się znacznie lepiej niż całkowicie niezależna od tego gęstość barionów wywnioskowana z picołek akustycznych CMB.

Litium i jedno otwarte zagadnienie

BBN przewiduje również śladowe ilości litu-7, a tutaj występuje autentyczne, nadal nierozwiązane napięcie: przewidywana ilość zgodnie z obliczeniami BBN na podstawie gęstości barionowej wyznaczonej z CMB jest o około trzy razy wyższa niż to, co rzeczywiście obserwowano w starych, chemicznie biednych gwiazdach koralowych. 'Problem litu' od dwudziestu lat odpiera wszelkie propozycje rozwiązań — od fizyki gwiazd potencjalnie deplegujących litu podczas życia gwiazdy, do nowych hipotez fizyki cząsteczkowej wczesnego uniwersum — i pozostaje jednym z niewielu miejsc, gdzie inaczej spektakularnie powodujący sukces model kosmologiczny standardowy nieMATCHA obserwacji.

Często zadawane pytania

Dlaczego syntezę jądra w wcześniejszej przestrzeni kosmicznej zatrzymuje się po około 20 minutach?

Przy rozszerzającej się przestrzeni kosmicznej temperatura spada i gęstość maleje, co szybko ogranicza stopniowanie reakcji fuzyjnej jądrowej. O około 20 minutach po Wielkim Wybuchu temperatura i gęstość zanotowane są już na tyle niskie, że dalsze stopniowanie nie może przebiegać w znaczącej mierze, co zamarza obfitości jąder lekkich do chwili formowania się gwiazd ponad sto milionów lat później.

Co to jest brzeg deuteru i dlaczego ma on znaczenie?

Deuter, czyli dwutlenek węgorza, jest pierwszym krokiem w kierunku jąder cięższych, ale jego energia wiązania jest taka niska, że ogromna liczba fotonów o wysokiej energii w przestrzeni kosmicznej szybko rozprasza go tak szybko, jak tylko się formuje, aż do chwili, gdy temperatura spadnie na wystarczająco niską (około 3 minut). Ta opóźnienie nazywa się brzegiem deuteru i jest powodem, dla którego syntezę jądrową nie zaczyna się naprawdę dopiero kilka minut po Wielkim Wybuchu, a nie w pierwszej ułamku sekundy.

Co to jest 'problem litewski'?

To około trzykrotny brak równowagi między obfitością litwenki 7 przewidzianą przez syntezę jądra Wielkiego Wybuchu (korzystając z masy barionowej pomiarowanej niezależnie ze względu na CMB) a tą, która jest rzeczywiście obserwowana w starych gwiazdach o niskim zawartościu metali. Dwa dekady propozycji wyjaśnień z dziedziny fizyki gwiazdowej i fizyki cząsteczek nie przyniosły do tej pory akceptowanej rozwikłanego rozwiązania, co sprawia, że jest to jednym z niewielu otwartych zagadek w inaczej bardzo powodującej sukces modelu kosmologicznego.

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Primordial Nucleosynthesis — Big Bang First 3 Minutes i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.

▶ Otwórz symulację Primordial Nucleosynthesis — Big Bang First 3 Minutes

Pierwotna nucleozysza: Formowanie elementów w 3 minutach