💥 Nukleosynteza pierwotna — pierwsze 20 minut

Standardowa BBN przewiduje Li-7/H ≈ 5 × 10⁻¹⁰ dla obserwowanej gęstości barionów, ale spektroskopowe pomiary starych gwiazd halo (plateau Spite'a) dają Li-7/H ≈ 1,6 × 10⁻¹⁰ — około trzy razy mniej. Ta rozbieżność, znana jako „kosmologiczny problem litu”, utrzymuje się nawet po uwzględnieniu znanych mechanizmów zubożenia gwiazdowego. Proponowane wyjaśnienia obejmują dyfuzję litu do jąder gwiazd, nową fizykę wykraczającą poza Model Standardowy lub jeszcze nieznane tempa reakcji jądrowych.

Okno aktywnej nukleosyntezy trwało w przybliżeniu od t ≈ 10 sekund (gdy T ≈ 3 MeV i rozpoczynało się zamrażanie n/p) do t ≈ 20 minut (T ≈ 0,03 MeV), gdy Wszechświat ochłodził się zbytnio, by reakcje jądrowe mogły dalej zachodzić. W tym momencie skład jądrowy Wszechświata był zasadniczo ustalony: ~75% wodoru (masowo), ~25% helu-4, ~0,003% deuteru, śladowe ilości helu-3 i litu-7. Wszystkie cięższe pierwiastki powstały później w gwiazdach.

Nie istnieją stabilne jądra o liczbach masowych 5 lub 8, co tworzy lukę uniemożliwiającą reakcje łańcuchowe potrzebne do budowy węgla (masa 12) i cięższych jąder. Proces potrójnego alfa, który wypełnia tę lukę w gwiazdach, wymaga gęstości i temperatur helu osiągalnych jedynie w jądrach gwiazd, a nie w szybko stygnącej i rozrzedzonej plazmie Wielkiego Wybuchu. Węgiel, tlen i wszystkie pierwiastki cięższe od litu są produktami nukleosyntezy gwiazdowej i wybuchów supernowych.

Trzy główne filary obserwacyjne wspierają BBN: (1) udział masowy helu-4 Y_p ≈ 0,245 zmierzony w ubogich w metale pozagalaktycznych obszarach HII; (2) D/H ≈ 2,5 × 10⁻⁵ obserwowane w liniach absorpcyjnych kwazarów przy wysokim przesunięciu ku czerwieni, gdzie deuter nie został zniszczony przez procesy gwiazdowe; oraz (3) gęstość barionów wyznaczona z anizotropii CMB (Planck 2018: Ω_bh² = 0,02237) zgadza się z dokładnością do 0,2% z wartością wywnioskowaną z obserwacji deuteru.

George Gamow zaproponował w 1946 roku, że synteza pierwiastków zachodziła we wczesnym, gorącym Wszechświecie (praca „Alpher-Bethe-Gamow”, 1948 — Bethe został dodany dla żartu alfabetycznego). Ralph Alpher i Robert Herman dokonali ilościowych przewidywań i w 1948 roku przewidzieli istnienie reliktowego pola promieniowania cieplnego o temperaturze ~5 K — przewidywanie potwierdzone przez odkrycie CMB przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona w 1965 roku. Fred Hoyle, który ukuł termin „Wielki Wybuch” w sposób szyderczy, mimo to wniósł istotny wkład w zrozumienie syntezy helu-4.

Poniżej T ≈ 0,8 MeV (około 9 miliardów kelwinów, t ≈ 2,6 sekundy) tempo oddziaływań słabych utrzymujących równowagę między protonami i neutronami (p + e⁻ ↔ n + ν_e) spada poniżej tempa ekspansji Hubble'a. Po zamrożeniu stosunek n/p jest ustalony przez czynnik Boltzmanna exp(−Δm/T_zamr), gdzie Δm = 1,293 MeV to różnica mas neutronu i protonu. Stosunek przy zamrożeniu wynosi ~1/6, obniżając się nieznacznie do ~1/7 do początku syntezy z powodu rozpadu neutronów (τ_n = 880 s).

Temperatura zamrożenia n/p zależy od tempa ekspansji Hubble'a w tej epoce, które z kolei zależy od całkowitej gęstości energii promieniowania — w tym wszystkich relatywistycznych cząstek. Dodatkowe rodzaje neutrin (lub inne lekkie, słabo oddziałujące cząstki) przyspieszałyby ekspansję, prowadząc do wcześniejszego i wyższego stosunku n/p przy zamrożeniu, a więc do większej ilości helu-4. BBN ogranicza efektywną liczbę rodzajów neutrin do N_eff = 2,99 ± 0,17, co jest zgodne z dokładnie trzema rodzinami (elektronową, mionową, taonową), ustalonymi przez eksperymenty LEP w CERN.

Bardzo niewielka asymetria materia-antymateria — z grubsza jeden dodatkowy barion na miliard fotonów (stosunek barionów do fotonów η ≈ 6 × 10⁻¹⁰) — sprawiła, że niemal cała antymateria uległa anihilacji z materią, zanim BBN rozpoczęła się przy t ≈ 10 s. BBN wyprodukowała więc wyłącznie zwykłe (materialne) jądra. Pochodzenie tej asymetrii (bariogeneza) pozostaje jedną z nierozwiązanych zagadek kosmologii, wymagającą łamania symetrii CP wykraczającego poza to, co obserwuje się w Modelu Standardowym.