Первинний нуклеосинтез

Первинний нуклеосинтез — початкова стадія нуклеосинтезу. Він відбувся у перші три хвилини після Великого вибуху.

Впродовж цієї стадії утворилися легкі елементи — протій ≈77%, гелій-4 (≈23 %), гелій-3 (3×10^-4 %), дейтерій (5×10^-5 %) та літій-7 (5×10^-10 %).

Умови й розвиток. Основні реакції.

При температурах, що відповідають тепловій кінетичній енергії $T_f>1MeB$ ядра не могли існувати, тому що вони ефективно руйнувалися при зіткненнях із фотонами, електронами та позитронами. Речовина складалась із протонів та нейтронів. Впродовж розширення та охолодження Всесвіту ( $T_f\sim t^{-1/2}$), концентрація нейтронів спадала відповідно до розподілу Больцмана у рівноважному газі:

$N_n/N_p\sim exp(-\mathrm{\Delta }m{c}^2/kT)$,

де $\mathrm{\Delta }m{c}^2=(m_n-m_p)c^2=1.38MeB$ — різниця мас спокою нейтрона та протона.

Рівновага підтримувалася реакціями слабкої взаємодії. Якби термодинамічна рівновага підтримувалася по мірі охолодження й надалі, то очевидно, концентрація нейтронів експоненційно прямувала б до нуля, і ні про який нуклеосинтез не було б і мови. Однак охолодження призводить до порушення рівноваги так, що при температурі $T_f\approx 0.7MeB$ відношення концентрацій "зупиняється" на значенні 0,19. Це дає змогу для перебігу першої реакції нуклеосинтезу: $\mathrm{n}+\mathrm{p}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{1}}^{\phantom{2}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}1}^{\phantom{2}2}\mathrm{D}+\mathrm{\gamma }$, при цьому енергії та концентрації фотонів вже не достатньо для руйнування ядер дейтерію. Відбувається накопичення ядер, та перебіг подальших реакцій:

$$D+D\to T+p;$$$$D+D{\to }^{3}He+n;$$$$3^{}He+n⟷T+p;$$$$T+D{\to }^{4}He+n.$$

Далі реакції не йдуть, тому що в природі немає стійких хімічних елементів з атомною масою 5, а концентрація ядер гелію занадто низька, щоб могли ефективно перебігати реакції горіння гелію з утворенням берилію-7 та вуглецю-12. Ця обставина є принциповою у порівнянні первинного нуклеосинтезу з нуклеосинтезом у зорях. Епоха первинного нуклеосинтезу завершилася через $t\approx 200c$.

Відносний склад первинної речовини

Найважливіший параметр розрахунків відносного змісту первинних елементів -- питома ентропія на 1 баріон, яка не змінюється в ході розширення. Ця величина також може бути виражена в показниках щільності баріонів ${\rho }_b={\mathrm{\Omega }}_b{\rho }_{cr}\propto {\mathrm{\Omega }}_b{h}^2$(${\mathrm{\Omega }}_b{h}^2$-- фізична баріонна густина). Таким чином, теоретично визначається хімічний склад первинної (дозоряної) речовини за кількістю атомів. Числа, що зазначені на початку, добре співвідносяться з сучасними розрахунками за спектрами далеких квазарів.

Цікаво, що спостереження первинного хімічного складу накладають незалежні обмеження на частку баріонної речовини у Всесвіті:

$$0.01<{\mathrm{\Omega }}_b<0.15;$$

Спостереження речовини, що світиться в галактиках, дає оцінку ${\mathrm{\Omega }}_b\approx 0.005$. Звідси випливає важливий висновок: у Всесвіті має існувати невидима баріонна речовина, маса якої в десятки разів перевищує масу тієї речовини, що світиться (тобто, випромінює електромагнітні хвилі). Із незалежних міркувань (зростання збурень, формування великомасштабної структури Всесвіту) роблять висновок про необхідність існування ще й небаріонної прихованої маси. Незалежні свідоцтва існування значної частки небаріонної прихованої маси ( ${\mathrm{\Omega }}_{DM}\sim 0.3$) випливають зі спостереження кривих обертання спіральних галактик, рентгенівського випромінювання газу в скупченнях галактик, гравітаційного лінзування на скупченнях галактик, з аналізу динаміки галактик у групах і скупченнях та ін.

Розрахунок хімічного складу легких елементів в епоху первинного нуклеосинтезу (число атомів по відношенню до атомів водню) як функція питомої ентропії на 1 баріон $1/\eta$ або густини баріонів речовини ${\mathrm{\Omega }}_b{h}^2$ (верхня шкала). Вертикальна смуга відповідає спостереженнями вмісту легких елементів за спектрами далеких квазарів.

Первинний нуклеосинтез і нейтрино

На пост-інфляційній стадії розширення Всесвіту зв'язок температури первинної речовини з часом від початку розширення ( $t$) випливає з формули залежності загальної густини матерії від часу :

$${\rho }_{\mathrm{\Sigma }}=\xi \frac{a_r{T}_4}{c^2}=\frac{3}{32\pi G{t}^2}$$

де, $\xi$ — безрозмірна величина, що характеризує співвідношення концентрації частинок до концентрації фотонів (так, для рівноважних $\gamma ,e^{+},e^{-},{\nu }_e,\widetilde{{\nu }_e},{\nu }_{\mu },\widetilde{{\nu }_{\mu }}$відповідає $\xi =9/2$). Тобто, з аналізу первинного хімічного складу можна вивести обмеження на число сортів слабо взаємодіючих частинок. Цей метод вперше був запропонований радянським астрофізиком В.Ф.Шварцманом в 1969 р. У 1999 р. з експериментально знайденого значення частки первинного гелію $Y=0.244\pm 0.002$ було знайдено обмеження на число сортів легких нейтрино ${\xi }_{\nu }=2.84\pm 0.3$, верхня межа 3-$\sigma$: ${\xi }_{\nu }<3.2$, що цілком Шаблон:Джерело?: ${\xi }_{\nu }=3.07\pm 0.24$.

Згідно сучасної теорії елементарних частинок, нейтрино можуть мати масу спокою. Дані з нейтринного детектору Супер-Камиоканде свідчать про осциляції різних сортів нейтрино, що може відбуватися лише за ненульової маси спокою. Виміряне значення квадрату різниці мас ${\nu }_{\mu }⟷{\nu }_{\tau }:\mathrm{\Delta }{m}^2\sim 2.2\cdot 10^{-3}e{B}^2$. Цікаво, що при масі спокою принаймні $m_{\nu }\sim 0.1eB$ внесок нейтрино в загальну густину у Всесвіті є порівняним із внеском баріонів видимої речовини в зорях та туманностях.