Ранний Вселенная и нуклеосинтез Большого Взрыва

Введение

Процесс в ранней Вселенной

В физической космологии нуклеосинтез Большого взрыва (также известный как первобытный нуклеосинтез и сокращенно BBN) считается ответственным за формирование большей части гелия во Вселенной (в виде изотопа гелия-4 (4He)), а также небольших долей изотопа водорода дейтерия (2H или D), изотопа гелия-3 (3He) и очень небольшой доли изотопа лития-7 (7Li). Помимо этих стабильных ядер, были образованы два нестабильных или радиоактивных изотопа: тяжелый изотоп водорода тритий (3H или T) и изотоп бериллия-7 (7Be). Эти нестабильные изотопы впоследствии распадались в 3He и 7Li соответственно, как указано выше. Считается, что элементы тяжелее лития образовались позже в жизни Вселенной в результате звёздного нуклеосинтеза, в процессе формирования, эволюции и смерти звёзд.

Важные параметры

Создание легких элементов во время ББН зависело от ряда параметров, включая отношение нейтронов к протонам (определяемое на основе физики Стандартной модели) и отношение плотности барионов к плотности фотонов.

Последовательность

Нуклеосинтез Большого взрыва начался примерно через 20 секунд после Большого взрыва, когда Вселенная достаточно охладилась, чтобы ядра дейтерия могли существовать, не разрушаясь под воздействием высокоэнергетических фотонов. (Следует отметить, что момент прекращения распада нейтронов и протонов наступил раньше). Это время по существу не зависит от содержания темной материи, поскольку Вселенная до этого момента оставалась преимущественно излучающей, и именно этот доминирующий компонент определяет зависимость температуры от времени. В этот момент на каждый нейтрон приходилось около шести протонов, но небольшая часть нейтронов успевает распасться до того, как вступит в реакцию в течение следующих нескольких сотен секунд, поэтому к концу нуклеосинтеза на каждый нейтрон приходится уже около семи протонов, и почти все нейтроны оказываются в ядрах гелия-4. Особенность нуклеосинтеза Большого взрыва заключается в том, что физические законы и константы, управляющие поведением материи при этих энергиях, хорошо изучены, и поэтому BBN лишен некоторых спекулятивных неопределенностей, характерных для более ранних этапов эволюции Вселенной. Другая особенность состоит в том, что процесс нуклеосинтеза определяется условиями в начале этой фазы жизни Вселенной и протекает независимо от того, что происходило ранее. По мере расширения Вселенная остывает. Свободные нейтроны менее стабильны, чем ядра гелия, и протоны с нейтронами имеют тенденцию к образованию гелия-4. Однако образование гелия-4 требует промежуточного этапа – образования дейтерия. До начала нуклеосинтеза температура была достаточно высокой, чтобы энергия многих фотонов превышала энергию связи дейтерия; следовательно, любой образовавшийся дейтерий немедленно разрушался (это явление известно как “дейтериевый барьер”). Таким образом, образование гелия-4 было отложено до тех пор, пока Вселенная не охладилась до температуры, при которой дейтерий мог существовать (приблизительно T = 0,1 МэВ); после чего произошел резкий всплеск образования элементов. Однако, вскоре после этого, примерно через двадцать минут после Большого взрыва, температура и плотность стали слишком низкими для каких-либо значительных реакций синтеза. На этом этапе элементный состав был практически зафиксирован, и единственные изменения были вызваны радиоактивным распадом двух основных нестабильных продуктов BBN – трития и бериллия-7.

Big Bang nucleosynthesis began roughly about 20 seconds after the big bang, when the universe had cooled sufficiently to allow deuterium nuclei to survive disruption by high energy photons. (Note that the neutron–proton freeze out time was earlier). This time is essentially independent of dark matter content, since the universe was highly radiation dominated until much later, and this dominant component controls the temperature/time relation. At this time there were about six protons for every neutron, but a small fraction of the neutrons decay before fusing in the next few hundred seconds, so at the end of nucleosynthesis there are about seven protons to every neutron, and almost all the neutrons are in Helium 4 nuclei. One feature of BBN is that the physical laws and constants that govern the behavior of matter at these energies are very well understood, and hence BBN lacks some of the speculative uncertainties that characterize earlier periods in the life of the universe. Another feature is that the process of nucleosynthesis is determined by conditions at the start of this phase of the life of the universe, and proceeds independently of what happened before. As the universe expands, it cools. Free neutrons are less stable than helium nuclei, and the protons and neutrons have a strong tendency to form helium 4. However, forming helium 4 requires the intermediate step of forming deuterium. Before nucleosynthesis began, the temperature was high enough for many photons to have energy greater than the binding energy of deuterium; therefore any deuterium that was formed was immediately destroyed (a situation known as the "deuterium bottleneck"). Hence, the formation of helium 4 was delayed until the universe became cool enough for deuterium to survive (at about T = 0.1 MeV); after which there was a sudden burst of element formation. However, very shortly thereafter, around twenty minutes after the Big Bang, the temperature and density became too low for any significant fusion to occur. At this point, the elemental abundances were nearly fixed, and the only changes were the result of the radioactive decay of the two major unstable products of BBN, tritium and beryllium 7.

История теории

История нуклеосинтеза Большого взрыва началась с расчетов Ральфа Альфера в 1940-х годах. Альфер опубликовал работу Альфера — Бете — Гамова, в которой была изложена теория образования легких элементов в ранней Вселенной.

Тяжелые элементы

Нуклеосинтез Большого взрыва произвел очень мало ядер элементов тяжелее лития из-за "узкого места": отсутствия стабильного ядра с 8 или 5 нуклонами. Этот дефицит более тяжелых атомов также ограничил количество лития-7, образовавшегося в ходе BBN. В звездах это "узкое место" преодолевается в результате тройных столкновений ядер гелия-4, приводящих к образованию углерода (тройной альфа-процесс). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо большей плотности, занимая десятки тысяч лет для преобразования значительного количества гелия в углерод в звездах, и, следовательно, его вклад в первые минуты после Большого взрыва был пренебрежимо мал. Прогнозируемая распространенность изотопов CNO, образовавшихся в ходе нуклеосинтеза Большого взрыва, ожидается на уровне 10−15 от распространенности водорода, что делает их практически необнаружимыми и несущественными. Действительно, ни один из этих первичных изотопов элементов от бериллия до кислорода пока не был обнаружен, хотя в будущем возможно обнаружение изотопов бериллия и бора. На данный момент единственными стабильными нуклидами, экспериментально подтверждено, что они образовались до или во время нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7.

Гелий-4

Нуклеосинтез Большого взрыва предсказывает первоначальное обилие около 25% гелия-4 по массе, независимо от начальных условий Вселенной. До тех пор, пока Вселенная была достаточно горячей для лёгкого превращения протонов и нейтронов друг в друга, их соотношение, определяемое исключительно относительными массами, составляло примерно 1 нейтрон на 7 протонов (с учётом некоторого распада нейтронов в протоны). Как только температура снизилась, нейтроны быстро связывались с равным количеством протонов, образуя сначала дейтерий, а затем гелий-4. Гелий-4 очень стабилен и практически завершает эту цепочку, если она длится недолго, поскольку гелий не распадается и не соединяется легко в более тяжёлые ядра (из-за отсутствия стабильных ядер с массовыми числами 5 или 8, гелий не соединяется легко ни с протонами, ни с самим собой). После снижения температуры из каждых 16 нуклонов (2 нейтрона и 14 протонов) 4 из них (25% от общего числа частиц и общей массы) быстро объединяются в одно ядро гелия-4. Это приводит к образованию одного атома гелия на каждые 12 атомов водорода, в результате чего Вселенная содержит чуть более 8% гелия по числу атомов и 25% гелия по массе. Удобно представить гелий-4 как пепел, а количество пепла, образующегося при полном сгорании куска дерева, не зависит от способа сжигания. Обращение к теории BBN для объяснения обилия гелия-4 необходимо, поскольку во Вселенной содержится гораздо больше гелия-4, чем можно объяснить звёздным нуклеосинтезом. Кроме того, это важный тест для теории Большого взрыва. Если наблюдаемое обилие гелия существенно отличается от 25%, это станет серьёзным вызовом для теории. Особенно это было бы справедливо, если бы первоначальное обилие гелия-4 было значительно меньше 25%, поскольку гелий-4 трудно уничтожить. В течение нескольких лет в середине 1990-х годов наблюдения указывали на такую возможность, что вызвало обсуждение среди астрофизиков о кризисе Больше-взрывного нуклеосинтеза, но последующие наблюдения подтвердили теорию Большого взрыва.

Big Bang nucleosynthesis predicts a primordial abundance of about 25% helium 4 by mass, irrespective of the initial conditions of the universe. As long as the universe was hot enough for protons and neutrons to transform into each other easily, their ratio, determined solely by their relative masses, was about 1 neutron to 7 protons (allowing for some decay of neutrons into protons). Once it was cool enough, the neutrons quickly bound with an equal number of protons to form first deuterium, then helium 4. Helium 4 is very stable and is nearly the end of this chain if it runs for only a short time, since helium neither decays nor combines easily to form heavier nuclei (since there are no stable nuclei with mass numbers of 5 or 8, helium does not combine easily with either protons, or with itself). Once temperatures are lowered, out of every 16 nucleons (2 neutrons and 14 protons), 4 of these (25% of the total particles and total mass) combine quickly into one helium 4 nucleus. This produces one helium for every 12 hydrogens, resulting in a universe that is a little over 8% helium by number of atoms, and 25% helium by mass. One analogy is to think of helium 4 as ash, and the amount of ash that one forms when one completely burns a piece of wood is insensitive to how one burns it. The resort to the BBN theory of the helium 4 abundance is necessary as there is far more helium 4 in the universe than can be explained by stellar nucleosynthesis. In addition, it provides an important test for the Big Bang theory. If the observed helium abundance is significantly different from 25%, then this would pose a serious challenge to the theory. This would particularly be the case if the early helium 4 abundance was much smaller than 25% because it is hard to destroy helium 4. For a few years during the mid 1990s, observations suggested that this might be the case, causing astrophysicists to talk about a Big Bang nucleosynthetic crisis, but further observations were consistent with the Big Bang theory.

Деутерий

Дейтерий в некотором роде противоположен гелию-4: если гелий-4 очень стабилен и его трудно разрушить, то дейтерий лишь незначительно стабилен и легко разрушается. Температуры, времени и плотности было достаточно для объединения существенной части ядер дейтерия в гелий-4, но недостаточно для продолжения процесса с использованием гелия-4 на следующем этапе термоядерного синтеза. BBN не преобразовал весь дейтерий во Вселенной в гелий-4 из-за расширения, которое охладило Вселенную и уменьшило её плотность, прервав это преобразование до того, как оно могло бы продвинуться дальше. Следствием этого является то, что, в отличие от гелия-4, количество дейтерия очень чувствительно к начальным условиям. Чем плотнее была ранняя Вселенная, тем больше дейтерия превратилось бы в гелий-4 до истечения времени, и тем меньше дейтерия сохранилось бы. Не существует известных процессов после Большого взрыва, способных производить значительное количество дейтерия. Следовательно, наблюдения за обилием дейтерия указывают на то, что Вселенная не бесконечно стара, что согласуется с теорией Большого взрыва. В 1970-х годах были предприняты значительные усилия по поиску процессов, способных производить дейтерий, но они выявили способы получения других изотопов, отличных от дейтерия. Проблема заключалась в том, что, хотя концентрация дейтерия во Вселенной согласуется с моделью Большого взрыва в целом, она слишком высока для модели, предполагающей, что большая часть Вселенной состоит из протонов и нейтронов. Если предположить, что вся Вселенная состоит из протонов и нейтронов, то её плотность была бы такой, что большая часть наблюдаемого в настоящее время дейтерия превратилась бы в гелий-4. Современное стандартное объяснение обилия дейтерия заключается в том, что Вселенная состоит не в основном из барионов, а из небарионной материи (также известной как тёмная материя), составляющей большую часть массы Вселенной. Это объяснение также согласуется с расчётами, показывающими, что Вселенная, состоящая в основном из протонов и нейтронов, была бы гораздо более неоднородной, чем наблюдается. Очень сложно предложить другой процесс, который производил бы дейтерий иным способом, чем ядерный синтез. Такой процесс потребовал бы температуры, достаточной для образования дейтерия, но недостаточной для образования гелия-4, и немедленного охлаждения до ненаучных температур в течение не более нескольких минут. Также необходимо было бы удалять дейтерий, прежде чем он снова появится. Производство дейтерия путём деления также затруднено. Проблема в том, что дейтерий маловероятен в результате ядерных процессов, и столкновения атомных ядер, скорее всего, приведут либо к слиянию ядер, либо к высвобождению свободных нейтронов или альфа-частиц. В 1970-х годах космическое расщепление было предложено в качестве источника дейтерия. Эта теория не смогла объяснить обилие дейтерия, но привела к объяснениям происхождения других лёгких элементов.

Deuterium is in some ways the opposite of helium 4, in that while helium 4 is very stable and difficult to destroy, deuterium is only marginally stable and easy to destroy. The temperatures, time, and densities were sufficient to combine a substantial fraction of the deuterium nuclei to form helium 4 but insufficient to carry the process further using helium 4 in the next fusion step. BBN did not convert all of the deuterium in the universe to helium 4 due to the expansion that cooled the universe and reduced the density, and so cut that conversion short before it could proceed any further. One consequence of this is that, unlike helium 4, the amount of deuterium is very sensitive to initial conditions. The denser the initial universe was, the more deuterium would be converted to helium 4 before time ran out, and the less deuterium would remain. There are no known post Big Bang processes which can produce significant amounts of deuterium. Hence observations about deuterium abundance suggest that the universe is not infinitely old, which is in accordance with the Big Bang theory. During the 1970s, there were major efforts to find processes that could produce deuterium, but those revealed ways of producing isotopes other than deuterium. The problem was that while the concentration of deuterium in the universe is consistent with the Big Bang model as a whole, it is too high to be consistent with a model that presumes that most of the universe is composed of protons and neutrons. If one assumes that all of the universe consists of protons and neutrons, the density of the universe is such that much of the currently observed deuterium would have been burned into helium 4. The standard explanation now used for the abundance of deuterium is that the universe does not consist mostly of baryons, but that non baryonic matter (also known as dark matter) makes up most of the mass of the universe. This explanation is also consistent with calculations that show that a universe made mostly of protons and neutrons would be far more clumpy than is observed. It is very hard to come up with another process that would produce deuterium other than by nuclear fusion. Such a process would require that the temperature be hot enough to produce deuterium, but not hot enough to produce helium 4, and that this process should immediately cool to non nuclear temperatures after no more than a few minutes. It would also be necessary for the deuterium to be swept away before it reoccurs. Producing deuterium by fission is also difficult. The problem here again is that deuterium is very unlikely due to nuclear processes, and that collisions between atomic nuclei are likely to result either in the fusion of the nuclei, or in the release of free neutrons or alpha particles. During the 1970s, cosmic ray spallation was proposed as a source of deuterium. That theory failed to account for the abundance of deuterium, but led to explanations of the source of other light elements.

Литий

Литий-7 и литий-6, образовавшиеся в Большом взрыве, составляют примерно: литий-7 – 10⁻⁹ от общего числа первичных нуклидов, а литий-6 – около 10⁻¹³.

Измерения и состояние теории

Теория ББН дает подробное математическое описание образования легких "элементов" – дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. В частности, теория предоставляет точные количественные предсказания для соотношения этих элементов, то есть первичных концентраций в конце Большого взрыва. Для проверки этих предсказаний необходимо максимально точно реконструировать первичные концентрации, например, наблюдая астрономические объекты, в которых произошло незначительное звездное нуклеосинтез (такие как некоторые карликовые галактики), или наблюдая объекты, находящиеся на большом расстоянии, и, следовательно, видимые на ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары). Как отмечалось выше, в стандартной модели ББН все концентрации легких элементов зависят от количества обычной материи (барионов) по отношению к излучению (фотонов). Поскольку Вселенная считается однородной, она имеет единственное значение отношения барионов к фотонам. Долгое время это означало, что для проверки теории ББН с помощью наблюдений необходимо было выяснить: можно ли объяснить все наблюдения за легкими элементами одним значением отношения барионов к фотонам? Или, точнее, учитывая конечную точность как предсказаний, так и наблюдений, существует ли диапазон значений отношения барионов к фотонам, который согласуется со всеми наблюдениями? В последнее время вопрос изменился: прецизионные наблюдения космического микроволнового фонового излучения, выполненные с помощью микроволнового анизотропного зонда Уилкинсона (WMAP) и Planck, дают независимое значение отношения барионов к фотонам. Используя это значение, согласуются ли предсказания ББН относительно концентраций легких элементов с наблюдениями? Современные измерения гелия-4 указывают на хорошее согласие, а для гелия-3 – еще лучшее. Однако для лития-7 наблюдается значительное расхождение между результатами ББН и WMAP/Planck, а также с концентрацией, полученной из наблюдений звезд Популяции II. Это расхождение составляет от 2,4 до 4,3 раз меньше теоретически предсказанного значения. Это несоответствие, известное как "космологическая проблема лития", считается проблемой для первоначальных моделей, что привело к пересмотру расчетов стандартного ББН на основе новых ядерных данных и к различным предложениям по переоценке первобытных протон-протонных ядерных реакций, в частности, соотношения концентраций , по отношению к .

The theory of BBN gives a detailed mathematical description of the production of the light "elements" deuterium, helium 3, helium 4, and lithium 7. Specifically, the theory yields precise quantitative predictions for the mixture of these elements, that is, the primordial abundances at the end of the big bang. In order to test these predictions, it is necessary to reconstruct the primordial abundances as faithfully as possible, for instance by observing astronomical objects in which very little stellar nucleosynthesis has taken place (such as certain dwarf galaxies) or by observing objects that are very far away, and thus can be seen in a very early stage of their evolution (such as distant quasars). As noted above, in the standard picture of BBN, all of the light element abundances depend on the amount of ordinary matter (baryons) relative to radiation (photons). Since the universe is presumed to be homogeneous, it has one unique value of the baryon to photon ratio. For a long time, this meant that to test BBN theory against observations one had to ask: can all of the light element observations be explained with a single value of the baryon to photon ratio? Or more precisely, allowing for the finite precision of both the predictions and the observations, one asks: is there some range of baryon to photon values which can account for all of the observations? More recently, the question has changed: Precision observations of the cosmic microwave background radiation with the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and Planck give an independent value for the baryon to photon ratio. Using this value, are the BBN predictions for the abundances of light elements in agreement with the observations? The present measurement of helium 4 indicates good agreement, and yet better agreement for helium 3. But for lithium 7, there is a significant discrepancy between BBN and WMAP/Planck, and the abundance derived from Population II stars. The discrepancy is a factor of 2.4―4.3 below the theoretically predicted value. This discrepancy, called the "cosmological lithium problem", is considered a problem for the original models, that have resulted in revised calculations of the standard BBN based on new nuclear data, and to various reevaluation proposals for primordial proton–proton nuclear reactions, especially the abundances of , versus .

Нестандартные сценарии

В дополнение к стандартному сценарию BBN существует множество нестандартных сценариев BBN. Их не следует путать с нестандартной космологией: нестандартный сценарий BBN предполагает, что Большой взрыв имел место, но включает в себя дополнительную физику, чтобы оценить, как это влияет на первичный нуклеосинтез. Эта дополнительная физика может включать ослабление или отказ от предположения о однородности, или введение новых частиц, таких как массивные нейтрино. Существуют и продолжают существовать различные причины для изучения нестандартных сценариев BBN. Первая, представляющая в основном исторический интерес, заключалась в разрешении несоответствий между предсказаниями BBN и наблюдениями. Однако это оказалось малоэффективным, поскольку несоответствия были устранены благодаря более точным наблюдениям, а в большинстве случаев попытки изменить BBN приводили к предсказаниям, еще более противоречащим наблюдениям. Вторая причина изучения нестандартных сценариев BBN, и основное направление исследований в начале XXI века, – использование BBN для установления ограничений на неизвестную или спекулятивную физику. Например, стандартный BBN предполагает, что в процессе BBN не участвовали экзотические гипотетические частицы. Можно ввести гипотетическую частицу (например, массивное нейтрино) и выяснить, какие условия должны быть выполнены, чтобы предсказания BBN значительно отличались от наблюдаемых значений. Это было сделано для установления ограничений на массу стабильного тау-нейтрино.