Нуклеосинтез Великого вибуху (ВВН) описує утворення найлегших атомних ядер у перші кілька хвилин після Великого вибуху, коли Всесвіт являв собою гарячу, щільну плазму протонів, нейтронів, електронів і фотонів. У цю епоху — між приблизно 10 секундами і 20 хвилинами після t = 0 — температура впала з ~10 МеВ до нижче 0,1 МеВ, що дозволило протонам і нейтронам злитися в дейтерій, гелій-3, гелій-4 і слідові кількості літію-7. Передбачена первинна масова частка He-4 ~25% і мале відношення D/H ~2,5 × 10−5 є одними з найточніших перевірок Гарячої моделі Великого вибуху.
Симулятор простежує ключові фази: відношення n/p замерзає при T ≈ 0,8 МеВ, коли слабкі взаємодії вже не підтримують рівновагу; дейтерій утворюється, але одразу фотодисоціює, поки T ≈ 0,07 МеВ (дейтерієвий пляшковий горлечок); потім швидкий синтез замикає майже всі нейтрони в He-4 протягом кількох хвилин. Можна змінювати баріонну густину Ωbh² і спостерігати, як це зміщує передбачені рясноти водню, дейтерію, гелію і літію.
Чому гелій-4 становить близько 25% усієї звичайної матерії?
Коли відношення n/p замерзло на значенні ~1/7, на кожен сім протонів припадав один нейтрон. He-4 має два нейтрони і два протони, тому практично всі доступні нейтрони увійшли до ядер He-4. Масова частка Yp ≈ 2·(n/p)/(1+n/p) ≈ 0,25. Ці 25% підтверджені спектроскопічними спостереженнями старих, бідних металами зір і областей HII з точністю до 1%.
Що таке «дейтерієвий пляшковий горлечок»?
Дейтерій (D = p + n) може вижити лише коли Всесвіт охолоне нижче ~0,07 МеВ (~80 000 МК), і фотони вже не зможуть його фотодисоціювати. До цього моменту будь-який дейтерій негайно руйнується, відтягуючи синтез He-4. Цей пляшковий горлечок чутливий до баріонної густини: більша густина зсуває синтез на ранніший час і знижує D/H.
Як баріонна густина впливає на первинні рясноти?
Вища Ωbh² означає більше протонів і нейтронів на фотон, тому реакції злиття йдуть швидше. Це знижує кінцеві D/H і He-3/H (більше проміжних продуктів перетворюється на He-4) і злегка підвищує Yp та Li-7/H. Спостережуване D/H ≈ 2,5 × 10−5 у квазарних спектрах поглинання фіксує Ωbh² = 0,0224 ± 0,0001.
Стандартний ВВН передбачає Li-7/H ≈ 5 × 10−10 для спостережуваної баріонної густини, але спектроскопічні виміри старих зір гало (плато Спайта) дають Li-7/H ≈ 1,6 × 10−10 — приблизно втричі менше. Цю невідповідність, відому як «космологічна проблема літію», ще не вирішено. Пропоновані пояснення: дифузія літію в надра зір, нова фізика поза Стандартною моделлю або невідомі ядерні перерізи реакцій.
Активне вікно ВВН тривало приблизно від t ≈ 10 с (T ≈ 3 МеВ, замерзання n/p) до t ≈ 20 хвилин (T ≈ 0,03 МеВ), коли Всесвіт охолов занадто, щоб ядерні реакції тривали. До кінця ВВН ядерний склад був практично встановлений: ~75% водню, ~25% гелію-4, ~0,003% дейтерію, сліди He-3 і Li-7. Всі важчі елементи утворилися пізніше в зорях.
Стабільні ядра з масовими числами 5 і 8 не існують, що створює розрив, який не дозволяє утворюватись вуглецю (маса 12) і важчим ядрам. Реакція потрійної альфи, яка подолала б цей розрив, потребує густини і температур, досяжних лише в ядрах зір, а не в швидко охолоджуваній плазмі раннього Всесвіту. Вуглець, кисень і всі елементи важчі за літій — продукти зоряного нуклеосинтезу і вибухів наднових.
Три основних стовпи: (1) масова частка He-4, Yp ≈ 0,245, виміряна у бідних металами позагалактичних областях HII; (2) D/H ≈ 2,5 × 10−5 в квазарних системах поглинання при великих червоних зміщеннях; (3) баріонна густина з анізотропій КМВ (Planck 2018: Ωbh² = 0,02237) збігається з D/H-оцінкою з точністю 0,2%.
Джордж Гамов запропонував у 1946 році, що синтез елементів відбувся у гарячому ранньому Всесвіті (стаття «Альфер-Бете-Гамов», 1948). Ральф Альфер і Роберт Херман зробили кількісні передбачення і в 1948 році передбачили існування реліктового теплового випромінювання при температурі ~5 К — підтвердженого відкриттям Пензіаса і Вілсона у 1965 році.
Нижче T ≈ 0,8 МеВ (~9 млрд K, t ≈ 2,6 с) темп слабких взаємодій, що підтримують рівновагу між протонами і нейтронами, падає нижче темпу розширення Хаббла. Після замерзання n/p визначається за чинником Больцмана exp(−Δm/Tзам), де Δm = 1,293 МеВ — різниця мас нейтрона і протона. Відношення на момент замерзання ~1/6 знижується до ~1/7 до початку синтезу через розпад нейтронів (τn = 880 с).
Температура замерзання n/p залежить від швидкості розширення Хаббла, яка визначається повною густиною радіаційної енергії — включаючи всі релятивістські частинки. Додаткові аромати нейтрино прискорили б розширення, збільшили n/p при замерзанні і призвели до більшого вмісту He-4. ВВН обмежує ефективне число сімей нейтрино до Neff = 2,99 ± 0,17, що відповідає рівно трьом (електронне, мюонне, тауонне).
Ця модель відтворює фізику нуклеосинтезу Великого вибуху (BBN) — процесу, у якому протони й нейтрони зливалися в перші атомні ядра впродовж перших двадцяти хвилин існування Всесвіту. Вона показує заморозку відношення нейтрон/протон, дейтерієвий пляшковий горлечок і кінцеві первинні рясноти водню, дейтерію, гелію-3, гелію-4 та літію-7, отримані зі спрощеного аналітичного опису температурно-часової залежності радіаційної епохи та рівноважних рівнянь реакцій. Усе оновлюється в реальному часі залежно від відношення баріонів до фотонів, вираженого тут через параметр баріонної густини Ωbh².
Поле часток показує протони, нейтрони й легкі ядра, що утворюються під час охолодження плазми, поруч із графіком рясностей у логарифмічній шкалі (H, He-4, D/H, He-3/H, Li-7/H та відношення n/p) і хронологічною шкалою фаз, що позначає заморозку n/p, дейтерієвий пляшковий горлечок і синтез гелію-4.
Перетягуйте повзунок баріонної густини Ωbh², щоб побачити, як вона змінює кінцеві рясноти, повзунок Час — щоб перейти до будь-якого моменту між приблизно 0,01 с і 17 хвилинами, повзунок Швидкість — щоб сповільнити чи прискорити анімацію, і кнопки Пауза/Скинути — щоб керувати відтворенням.
У 1948 році Ральф Альфер і Роберт Херман, спираючись на розрахунки BBN, передбачили температуру реліктового випромінювання близько 5 К — за сімнадцять років до того, як це випромінювання справді виявили.
Ωbh² задає густину звичайної матерії відносно випромінювання. Її збільшення пришвидшує реакції злиття, знижуючи кінцеві рясноти дейтерію й гелію-3, водночас трохи підвищуючи частки гелію-4 і літію-7 — саме так, як передбачає стандартна теорія BBN.
Коли температура падає нижче ~0,8 МеВ, слабкі взаємодії стають надто повільними, щоб підтримувати рівновагу між протонами й нейтронами, тому відношення «заморожується» біля 1/6 і далі повільно спадає лише через розпад вільних нейтронів — саме це показано на панелі хронології.
Ядра дейтерію утворюються постійно, але руйнуються енергійними фотонами, доки Всесвіт не охолоне приблизно до 0,07 МеВ. Ця затримка, показана окремою фазовою смугою, стримує синтез гелію-4, навіть коли температура вже дозволила б йому початися раніше.
Майже кожен вільний нейтрон зрештою опиняється в ядрі гелію-4, тож кінцева масова частка залежить майже виключно від замороженого відношення n/p, яке показник «He-4 Yp» відстежує в реальному часі під час руху повзунка Час.
Вона відтворює стандартну передбачену рясноту Li-7/H, але не включає розбіжність зі спостереженнями старих зір гало — це окрема, досі не розв'язана загадка реальних досліджень BBN, яка виходить за межі цієї спрощеної моделі.