Первичный нуклеосинтез

Первичный нуклеосинтез — совокупность процессов, которые привели к образованию химического состава вещества во Вселенной до появления первых звёзд.

К началу первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после

, другие же элементы сформировались в незначительном количестве. Наблюдаемое содержание различных элементов достаточно хорошо сходится с теоретически предсказанным, за исключением содержания лития-7. Несмотря на это исключение, считается, что реальная распространённость химических элементов хорошо описывается существующей теорией и свидетельствует о правильности современных представлений о Большом взрыве.

Первичный нуклеосинтез — совокупность процессов, которые привели к образованию химического состава вещества во Вселенной до появления первых звёзд^[1].

В момент времени 0,1 с после Большого взрыва температура Вселенной составляла около 3⋅10¹⁰ K, а её вещество представляло собой электрон-позитрон-нейтринную плазму, в которой в небольшом количестве имелись нуклоны: протоны и нейтроны. В таких условиях происходили постоянные превращения протонов в нейтроны и обратно в следующих реакциях^{[2][3][комм. 1]}:

${\displaystyle {\ce {n~{+}~e^{+}<=>p~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

${\displaystyle {\ce {n + \nu_{e}<=> p + e^-}}}$

${\displaystyle {\ce {n<=>p~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

Первоначально прямые и обратные реакции уравновешивали друг друга, и равновесная доля нейтронов от всех нуклонов ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ зависела от температуры ${\displaystyle T}$^[3][4]:

${\displaystyle X_{\text{n}}={\frac {1}{1+\exp \left({\frac {Q}{kT}}\right)}},}$

где ${\displaystyle Q}$ — разность

, а ${\displaystyle k}$ — постоянная Больцмана. Когда температура снизилась до 3⋅10⁹ K, что соответствует возрасту Вселенной в 10 секунд, эти реакции практически прекратились, а равновесие перестало сохраняться — в этот момент значение ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ составило около 0,17. Превращение нейтронов в протоны стало идти посредством бета-распада нейтрона со временем жизни около 880 секунд, и ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ стало убывать экспоненциально: к моменту начала первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после Большого взрыва, ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ снизилось до приблизительно 0,125, то есть на 1 нейтрон приходилось 7 протонов^[2][5][6].

Когда с момента Большого взрыва прошло около 3 минут, температура Вселенной стала ниже 10⁹ K. После этого стало возможно образование стабильных ядер дейтерия (дейтронов) при столкновении протона и нейтрона, практически все из которых в цепочке реакций превращались в более стабильные ядра гелия. Таким образом, практически все нейтроны в результате нуклеосинтеза оказались в ядрах гелия путём следующих реакций^{[5][7][8][комм. 2]}:

${\displaystyle {\ce {p + n -> d + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {d + d -> ^3_1H + p}}}$

${\displaystyle {\ce {d + d -> ^3_2He + n}}}$

${\displaystyle {\ce {d + ^3_1 H -> ^4_2He + n}}}$

${\displaystyle {\ce {d + ^3_2 He -> ^4_2He + p}}}$

Образование дейтронов было возможно и при более высоких температурах, но в таких условиях они были нестабильны и быстро распадались, а из-за невысокой плотности вещества столкновение двух ядер дейтерия с образованием более стабильного ядра было маловероятно. Тем не менее, возможны реакции с участием одного ядра дейтерия и одного нуклона, хотя их характерные сечения малы^[7]:

${\displaystyle {\ce {d + n -> ^3_1H + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {d + p -> ^3_2He + \gamma}}}$

Некоторая часть ядер

:

${\displaystyle {\ce {^3_1 H + ^4_2 He -> ^7_3 Li + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {^3_2 He + ^4_2 He -> ^7_4 Be + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {{^{7}_{4}Be}+e^{-}->{^{7}_{3}Li}+\nu _{e}}}}$

Формирование этих химических элементов завершилось, когда после Большого взрыва прошло 20 минут. Кроме этих элементов, при первичном нуклеосинтезе образовались и более тяжёлые ядра, однако из-за отсутствия стабильных ядер с атомным весом 5 или 8[11] доля этих элементов оказалась ничтожной (см. ниже➤)^[6][12].

Когда первичный нуклеосинтез завершился, большая часть протонов — ядер водорода — осталась в свободном состоянии, составив 75 % барионной массы Вселенной. Ядра гелия-4 составили около 25 % барионной массы — эта величина зависит от доли нейтронов среди всех нуклонов и с хорошей точностью вдвое превышает её, поскольку ядро гелия содержит 2 протона и 2 нейтрона^[5][8][13].

Менее распространёнными изотопами оказались

:

${\displaystyle {\ce {^{3}_{1}H->_{2}^{3}He~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

${\displaystyle {\ce {^7_4 Be + e^- -> ^7_3 Li + \nu_{e}}}}$

Доли других элементов в веществе, которое образовалось при первичном нуклеосинтезе, оказались незначительными: например, относительное содержание

.

Проверка космологических параметров

Наблюдаемые результаты первичного нуклеосинтеза дают возможность проверить, насколько правильными являются соответствующие теоретические модели. Так, например, стандартная модель первичного нуклеосинтеза — сценарий, где физика элементарных частиц описывается

, имеет лишь один свободный параметр ${\displaystyle \eta }$: отношение числа барионов во Вселенной к числу фотонов. Поскольку число фотонов известно из наблюдений реликтового излучения, то ${\displaystyle \eta }$ зависит только от плотности барионов во Вселенной^[19].

От параметра ${\displaystyle \eta }$ зависит содержание элементов первичного нуклеосинтеза. С ростом ${\displaystyle \eta }$ понижается конечное содержание дейтерия и гелия-3: чем больше барионная плотность, тем быстрее и эффективнее идут реакции превращения этих ядер в ядра гелия-4, и тем меньше их остаётся к завершению первичного нуклеосинтеза. Наоборот, содержание гелия-4 возрастает при увеличении ${\displaystyle \eta }$, хотя и довольно медленно: чем выше барионная плотность, тем раньше начинается первичный нуклеосинтез и тем большую долю от всех нуклонов составляют нейтроны, практически все из которых связываются в ядра гелия. Зависимость конечного содержания лития-7 от ${\displaystyle \eta }$ немонотонна и имеет минимум при ${\displaystyle \eta }$ около 2—3⋅10⁻¹⁰ — это связано с тем, что литий образуется в двух цепочках реакций, одна из которых идёт при малых ${\displaystyle \eta }$, а другая — при больших, кроме того, вместе с образованием ядер лития шёл их распад^[9].

Таким образом, если стандартная модель первичного нуклеосинтеза верна, то содержание различных химических элементов должно соответствовать одному и тому же ${\displaystyle \eta }$. Эту величину возможно измерить и другими методами, например, по параметрам анизотропии реликтового излучения — такая оценка ${\displaystyle \eta }$ также должна согласовываться с распространённостью химических элементов. Оценка ${\displaystyle \eta }$, полученная по данным WMAP, равна 6,2⋅10⁻¹⁰ и соответствует данным о содержании дейтерия, гелия-3 и гелия-4; для лития-7 теоретическая оценка в 4 раза превышает наблюдаемое значение. Для решения этой проблемы предлагаются различные решения, но в целом считается, что реальная распространённость химических элементов хорошо описывается существующей теорией и свидетельствует о правильности современных представлений о Большом взрыве^[12][14].

• Вайнберг С. Космология. — М.: УРСС, 2013. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1
  .
• Сильченко О. К. Происхождение и эволюция галактик / под редакцией В. Г. Сурдина. — Фрязино: Век 2, 2017. — 224 с. — 1500 экз. — ISBN 978-5-85099-196-8. Архивная копия от 31 августа 2021 на Wayback Machine

Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии.