Branduoliniai procesaiRadioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimasBranduolio dalijimasisBranduolių sąlaja Protonų ciklas C

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė (kartais galima rasti pavadinimą pirmykštė branduolių sintezė arba Didžiojo sprogimo nukleosintezė) reiškia branduolių, sunkesnių nei vandenilio, susidarymą ankstyvosiose Visatos vystymosi stadijose. Manoma, kad po Didžiojo sprogimo formavosi vandenilio izotopas deuteris, helio izotopai ³He, ⁴He ir ličio izotopas ⁷Li (užrašymas ^NX reiškia: X – elemento pavadinimas, N – nukleonų skaičius branduolyje).

Pagrindiniai Didžiojo sprogimo branduolių sintezės požymiai

Yra du svarbūs Didžiojo sprogimo branduolių sintezės aspektai:

Ji truko apie tris minutes (tarp 1 ir 100 sekundžių nuo pradžios. Po to Visatos tankiai ir temperatūros nukrito žemiau tų, kurios reikalingos vykti branduolių sąlajos reakcijoms. Didžiojo sprogimo branduolių sintezės neilga trukmė yra svarbus momentas teoretikams, kadangi nespėjo susidaryti sunkesnių elementų, nei berilis.
Ji vyko visame tuometinės Visatos tūryje.

Pagrindinis parametras, kuris naudojamas modeliuojant Didžiojo sprogimo branduolių sintezę yra fotonų skaičius, tenkantis vienam barionui. Šis parametras proporcingas ankstyvosios Visatos tankiui ir temperatūrai (t. y. sąlygoms, kuriomis gali vykti branduolių sąlaja). Nors šis santykis svarbus nusakant elementų paplitimus, tiksli vertė mažai keičia bendrą paveikslą. Bet kokiu atveju Didžiojo sprogimo branduolių sintezė pagamins 75 % ¹H, 25 % ⁴He, 0.01 % deuterio (²H), ir 10^-10% eilės ⁷Li ir berilio ir jokių kitų sunkiųjų elementų! Cheminių elementų paplitimas Visatoje yra visiškai suderinamas su šiais skaičiais, todėl tai patvirtina Didžiojo sprogimo hipotezę.

Reikia pažymėti, kad 25 % helio reiškia, jog 25 % Visatos cheminių elementų masės yra sukaupta helio pavidalu. Jei perskaičiuotume paplitimus (gausas) pagal tam tikrų atomų skaičius, helio procentas būtų mažesnis.

Branduolių sintezės seka

Branduolių sintezė prasidėjo maždaug po 1 sekundės nuo Didžiojo sprogimo pradžios, kai Visata pakankamai ataušo ir po etapo susiformavo stabilūs protonai bei neutronai. Jų (nukleonų) santykiai išplaukia iš paprastų prielaidų, atsižvelgiant į tai, kad vidutinė Visatos temperatūra keičiasi laikui bėgant (jei termodinaminės pusiausvyros nėra (plėtimasis greitesnis nei reakcijų greičiai), protonų ir neutronų santykis nusistovės ties kita, nepusiausvira verte). Tuo būdu galime suskaičiuoti neutronų ir protonų santykius, priklausomai nuo temperatūros atitinkamu laiko momentu. Žinoma, šis santykis yra palankesnis protonams, nes laisvi neutronai dėl šiek tiek didesnės masės skils į protonus su 15 minučių pusėjimo trukme. Svarbu yra tai, kad Didžiojo sprogimo branduolių sintezę apsprendžiantys dėsniai ir fizikinės konstantos yra gerai žinomi. Todėl čia nepasireiškia neapibrėžtumai, būdingi aprašant ankstyvąsias Visatos vystymosi stadijas. Kitas dalykas yra tai, jog branduolių sintezę nulemia fizikinės sąlygos šio proceso pradžioje ir nebėra visai svarbu, kas buvo iki tol.

Visatai plečiantis ji vėsta. Laisvi neutronai (ir galbūt protonai) yra mažiau stabilesni, nei helio branduolys, todėl jiems energetiškai naudingiau susijungti į helio branduolį. Tačiau ⁴He formavimuisi reikia tarpinio žingsnio - deuterio susidarymo. Tuoj po Didžiojo sprogimo temperatūros buvo pakankami aukštos, todėl vidutinė dalelės energija buvo didesnė nei deuterio ryšio energija. Tai reiškia, kad susidaręs deuteris tuoj pat buvo suardomas (angl. situacija vadinama deuterium bottleneck - deuterio butelio kakliukas). Tuo būdu ⁴He susidarymas nevyko tol, kol Visata neatvėso (kad susiformuotų pakankamas kiekis, maždaug ties T = 0,1 MeV) ir neįvyko šuoliškas elementų formavimosi žybsnis. Tuoj po to, maždaug po trijų minučių, Visata pasidarė per šalta branduolių sąlajos reakcijoms vykti. Tuo momentu elementų gausos (paplitimai) ir buvo užfiksuoti, neatsižvelgiant į tokių elementų kaip tritis radioaktyvųjį skilimą.

Tyrinėjimų istorija

Didžiojo sprogimo branduolių sintezės tyrinėjimai prasidėjo 1940 metais ir George Gamow darbais. Kartu su Hans Bethe jie išspausdino straipsnius apie lengvųjų elementų gamybą ankstyvosiose Visatos vystymosi stadijose.

Per visą aštuntą dešimtmetį pagrindine mįsle buvo tai, kad paskaičiuotas barionų tankis buvo daug mažesnis, negu stebimos Visatos masė, gaunama iš jos plėtimos greičio. Šis neatitikimas didžiąja dalimi buvo išspręstas įvedus nematomosios medžiagos (tamsiosios medžiagos) sąvoką.

Sunkieji elementai

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė nesukūrė elementų, sunkesnių nei berilis, kadangi nėra stabilių branduolių su 8 nukleonais. Žvaigždžių branduolių sintezėje šis "butelio kaklelis" įveikiamas trijų alfa dalelių reakcijos, kai susidūrę trys helio branduoliai sukuria stabilų anglies izotopą. Tačiau šis procesas yra labai lėtas, trunkantis tūkstančius metų žvaigždėse, taigi jo įtaka per tris branduolių sintezės minutes po Didžiojo sprogimo juo labiau bus nereikšminga.

Helis-4

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė prognozuoja 25 % ⁴He, ir jis yra beveik nepriklauso nuo pradinių sąlygų Visatoje. Kol Visata buvo labai karšta, o protonai ir neutronai galėjo laisvai virsti vienas kitu, 2 neutronams teko 14 protonų. Kai Visata ataušo, visi neutronai turėjo susijungti su protonais ir suformuoti helis-4 (kadangi jis stabilus). Taigi 2 neutronai ir 2 protonai (25 % nuo 16=14+2) virto heliu. Be to helis-4 atomai negali jungtis tarpusavy, kad susiformuotų stabilūs branduoliai duotomis sąlygomis, todėl visas helis-4 taip ir liks heliu. (Galima įsivaizduoti, kad helis tai pelenai ir visai nesvarbu, kaip vandenilis - medis bus sudegintas).

⁴He paplitimas yra svarbus, kadangi Visatoje yra daug daugiau helio, nei kad tai galėtų paaiškinti branduolių sintezė žvaigždėse. Kita vertus jo stebimas kiekis yra laikomas Didžiojo sprogimo hipotezės patvirtinimu (jei jo būtų stebima ne 25 %, tai būtų rimtas iššūkis teorijai - jei, pvz., jo būtų gerokai mažiau, reikėtų ieškoti mechanizmų, kurie turėtų ardyti helį).

Deuteris

Deuteris tam tikra prasme yra priešingybė heliui-4: jei helis yra labai stabilus, tai deuteris tik iš dalies stabilus ir lengvai suardomas. Vienintelė priežastis, kodėl visas deuteris nepavirto heliu yra tik ta, kad dėl plėtimosi Visata atvėso ir deuterio sąlajos reakcijos nutrūko. Mokslininkams tai reiškia, kad deuterio kiekis labai jautriai priklauso nuo pradinių sąlygų. Kuo tankesnė Visata, tuo daugiau deuterio virs heliu.

Dabar nėra žinoma kokių nors procesų po Didžiojo sprogimo, kurie pagamintų žymesnius deuterio kiekius. Taigi, deuterio gausos rodo, kad Visata nėra be galo sena, o tai yra pilnai suderinama su Didžiojo sprogimo hipoteze.

Aštuntame dešimtmetyje buvo intensyviai ieškoma processų, kurie dar galėtų gaminti deuterį, o vėliau ir kitus sunkesnius elementus (izotopus). Ši problema atsirado dėl to, kad nors deuterio koncentracija Visatoje yra suderinama su Didžiojo sprogimo teorija, jis yra per didelis, kad būtų suderintas su modeliu, kuriame Visata susideda iš protonų ir neutronų. Jei padarytume prielaidą, kad Visata susideda vien tik iš jų, tai dabartinis Visatos tankis yra toks, kad dauguma dabar stebimo deuterio turėtų būti sudeginta (jis būtų virtęs heliu).

Šis prieštaravimas tarp stebėjimų ir teorijos privertė ieškoti, kas galėtų pagaminti dar papildomus deuterio kiekius. Po kiek laiko prieita išvados, kad tokių procesų tikimybės yra per mažos. Dabartinis deuterio kiekis aiškinamas tuo, kad Visata nesusideda vien iš barionų, o yra ir nebarioninės medžiagos (taip vadinama nematomoji medžiaga), kuri sudaro didžiąją medžiagos masės dalį Visatoje. Tai taip pat pilnai suderinama su skaičiavimais, kurie teigia, kad Visata, sudaryta vien iš protonų ir neutronų, turėtų būti daug netolygesnė (angl. clumpy), nei kad yra stebima dabar.

Pagaminti daug deuterio branduolių skilimo metu irgi yra sunku. Problema ta, kad dėl deuterio susidūrimų su kitais branduoliais vyks branduolių sąlajos arba skilimai, kurių metu išlėks neutronai arba alfa dalelės. Aštuntame dešimtmetyje buvo tyrinėjama, ar branduolių skaldymas veikiant kosminiams spinduliams gali pagaminti pakankamai deuterio. Nors buvo atrasta, kad šis procesas nepakankamai efektyvus deuterio gamyboje, tačiau pasirodė, jog jis sugeba sukurti kitus lengvuosius elementus.

Stebėjimų duomenys

Didžiojo sprogimo branduolių sintezės modeliai duoda kiekybinius deuterio, helio ir ličio gausumų įvertinimus Visatoje.

Norint juos palyginti su stebėjimais, būtina tyrinėti tokius astronominius objektus, kurie būtų mažai paveikti branduolių sintezės žvaigždėse (pavyzdžiui, ). Arba reikia stebėti objektus, kurie yra toli nuo mūsų ir yra stebimi ankstyvosiose savo evoliucijos stadijose (tarkim kvazarai).

Kaip jau minėta anksčiau, lengvųjų elementų gausos priklauso nuo barionų ir fotonų santykio. Kadangi Visata yra homogeniška (tolydi, pvz., tai seka iš reliktinio spinduliavimo), ji turi vieną barionų ir fotonų santykio charakteringą vertę, paaiškinančią stebėjimus.

Reliktinio spinduliavimo tyrinėjimai su WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) nepriklausomai davė barionų ir fotonų santykio vertę.

Ji puikiai paaiškina helis-4, o helis-3 ir deuterį dar geriau. Ličiui-7, stebėjimai ir modeliai duoda tos pačios eilės gausas, tačiau jos skiriasi maždaug 2 kartus. Atsižvelgiant į tai, kad mums reikia rekonstruoti ličio gausas po pat Didžiojo sprogimo, šis neatitikimas daugiau rodo, kad mes nepakankamai gerai žinome žvaigždžių fiziką (ir ličio gamybą žvaigždėse), o ne Didžiojo sprogimo branduolių sintezę. Toks stebėjimų ir teorijos atitikimo lygis yra nuostabus. Mes ekstrapoliuojame dabartinės Visatos būseną beveik 14 milijardų metų atgal, iki laikų apie vieną sekundę po sprogimo, o rezultatai puikiai sutampa su stebėjimais.

Neklasikinės Didžiojo sprogimo branduolių sintezės teorijos

Jų nereikia painioti su neklasikinėmis kosmologinėmis teorijomis: net neklasikinės Didžiojo sprogimo branduolių sintezės teorijos teigia, kad Didysis sprogimas įvyko. Tačiau jos naudoja papildomus fizikinius reiškinius ar prielaidas ir stebi, kaip jie paveiks cheminių elementų gausas. Taip, pavyzdžiui, galima atsisakyti homogeniškumo prielaidų arba naudoti papildomas daleles (tarkim masyvius neutrinus).

Tokių teorijų kūrimas turi savo istorines šaknis - norima pašalinti kai kuriuos anksčiau minėtus nesutapimus tarp teorijos ir stebėjimų. Tačiau dauguma prieštaravimų yra jau išspręsti padidinus stebėjimų tikslumus ar pakeitus metodikas. Antra vertus, tikimasi, kad neklasikinės teorijos turėtų uždėti apribojimus didelių energijų ir tankių fizikai. Klasikinė Didžiojo sprogimo teorija teigia, kad nėra jokių egzotinių hipotetinių dalelių (taip, pavyzdžiui, masyvių neutrinų įvedimas duoda elementų gausas labai besiskiriančias nuo stebimų). Taip pat tokios teorijos turėtų uždėti kažkokias tau neutrinų masės ribas.

Nuorodos

Populiarios

Weiss, Achim. „Big Bang Nucleosynthesis: Cooking up the first light elements“. Einstein Online. Suarchyvuotas originalas 2007-02-08. Nuoroda tikrinta 2007-02-24.
White, Martin: Overview of BBN Archyvuota kopija 2007-02-17 iš Wayback Machine projekto.
Wright, Ned: BBN (cosmology tutorial)

Moksliniai straipsniai

Burles, Scott, and Kenneth M. Nollett, Michael S. Turner (2001). „What Is The BBN Prediction for the Baryon Density and How Reliable Is It?“. Phys. Rev. D. 63: 063512.{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link) Report-no: FERMILAB-Pub-00-239-A
Jedamzik, Karsten, "A Brief Summary of Non-Standard Big Bang Nucleosynthesis Scenarios Archyvuota kopija 2005-03-09 iš Wayback Machine projekto.". , Garching.
Steigman, Gary, Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges; Forensic Cosmology: Probing Baryons and Neutrinos With BBN and the CBR; and Big Bang Nucleosynthesis: Probing the First 20 Minutes
R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, The Origin of Chemical Elements Archyvuota kopija 2013-02-07 iš Wayback Machine projekto., Physical Review 73 (1948), 803.
G. Gamow, The Origin of Elements and the Separation of Galaxies Archyvuota kopija 2012-01-25 iš Wayback Machine projekto., Physical Review 74 (1948), 505.
G. Gamow, Nature 162 (1948), 680
R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements, " Physical Review 74 (1948), 1737
R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements, " Physical Review 74 (1948), 1577.
R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774
Java Big Bang element abundance calculator Archyvuota kopija 2008-01-13 iš Wikiwix

Šaltiniai

Weiss, Achim. „Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis“. Einstein Online. Suarchyvuota iš originalo 2007-02-08. Nuoroda tikrinta 2007-02-24.
Bludman, S. A. (December 1998). „Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos“. Astrophysical Journal. 508 (2): 535–538. :astro-ph/9706047. Bibcode:1998ApJ...508..535B. doi:10.1086/306412. S2CID 16714636.
Weiss, Achim. „Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis“. Einstein Online. Suarchyvuotas originalas 8 February 2007. Nuoroda tikrinta 2007-02-24. Naujausius skaičiavimus galima rasti A. Coc; et al. (2004). „Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the Abundance of Light Elements“. Astrophysical Journal. 600: 544. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= () Išmatuotoms vertėms žiūrėkite: Helis-4: K. A. Olive & E. A. Skillman (2004). „A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance“. Astrophysical Journal. 617: 29. Helium-3: T. M. Bania, R. T. Rood & D. S. Balser (2002). „The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way“. Nature. 415: 54. Deuteris: J. M. O'Meara; et al. (2001). „The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards a Fourth QSO: HS0105+1619“. Astrophysical Journal. 552: 718. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= () Litis-7: C. Charbonnel & F. Primas (2005). „The Lithium Content of the Galactic Halo Stars“. Astronomy & Astrophysics. 442: 961.

[1] Weiss, Achim. „Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis“. Einstein Online. Suarchyvuota iš originalo 2007-02-08. Nuoroda tikrinta 2007-02-24.

[2] Bludman, S. A. (December 1998). „Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos“. Astrophysical Journal. 508 (2): 535–538. :astro-ph/9706047. Bibcode:1998ApJ...508..535B. doi:10.1086/306412. S2CID 16714636.

[3] Weiss, Achim. „Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis“. Einstein Online. Suarchyvuotas originalas 8 February 2007. Nuoroda tikrinta 2007-02-24. Naujausius skaičiavimus galima rasti A. Coc; et al. (2004). „Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the Abundance of Light Elements“. Astrophysical Journal. 600: 544. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= () Išmatuotoms vertėms žiūrėkite: Helis-4: K. A. Olive & E. A. Skillman (2004). „A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance“. Astrophysical Journal. 617: 29. Helium-3: T. M. Bania, R. T. Rood & D. S. Balser (2002). „The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way“. Nature. 415: 54. Deuteris: J. M. O'Meara; et al. (2001). „The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards a Fourth QSO: HS0105+1619“. Astrophysical Journal. 552: 718. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= () Litis-7: C. Charbonnel & F. Primas (2005). „The Lithium Content of the Galactic Halo Stars“. Astronomy & Astrophysics. 442: 961.