Співвідношення нейтронів до протонів у Всесвіті

Співвідношення кількості протонів і нейтронів у Всесвіті є наріжним каменем нашого розуміння космічної еволюції та процесів, які керують формуванням матерії. Це співвідношення в основному було визначено в перші кілька хвилин після Великого вибуху протягом періоду, відомого як первинний нуклеосинтез. Розуміння цього співвідношення проливає світло на умови раннього Всесвіту та подальше формування елементів.

Ранній всесвіт

Теплова рівновага і слабкі ядерні сили

У перші частки секунди після Великого вибуху Всесвіт перебував у надзвичайно гарячому і щільному стані, з температурами, що перевищували $10^{10}$ K (приблизно 1 МеВ в енергетичних одиницях). У цю епоху протони ($p$) і нейтрони ($n$) перебували в тепловій рівновазі завдяки частим взаємоперетворенням, опосередкованим слабкими ядерними силами.

 $n+{\nu }_e\leftrightarrow p+e^{-}$

 $n+e^{+}\leftrightarrow p+{\bar{\nu }}_e$

Ці реакції відбувалися за час, набагато менший за швидкість розширення Всесвіту, завдяки чому густини протонів і нейтронів підтримувалися в рівновазі у співвідношенні 1:1.

Заморожування слабких взаємодій

Конкуренція між швидкістю слабкої взаємодії (Γ∼nσv) і швидкістю розширення Габбла (H) визначає заморожування (freeze-out). Коли Γ≪H, слабкі взаємодії ефективно припиняються, і відношення нейтронів до протонів (n/p) «застигає» на значенні, яке визначається фактором Больцмана при температурі вмороження:

  $\frac{n}{p}\propto e^{-\mathrm{\Delta }m{c}^2/k_{B}T}$

де $\mathrm{\Delta }m{c}^2=1.293$ MeB - різниця мас нейтрона і протона, $k_{B}T=0.7$ MeB

При вморожуванні це дає відношення приблизно:

  $\frac{n}{p}\approx \frac{1}{6}$

Після заморожування нейтрони більше не поповнюються через слабкі взаємодії, а починають розпадатися на протони через бета-розпад:

 $n\to p+e^{-}+{\bar{\nu }}_e$

Швидкість розпаду регулюється періодом напіврозпаду нейтрона, приблизно 880 секунд. На той час, коли Всесвіт досягнув умов, необхідних для нуклеосинтезу (приблизно $T\sim 0,1$ МеВ, або через 3 хвилини після Великого вибуху), значна частина нейтронів розпалася. Це зменшило відношення нейтронів до протонів приблизно до:

  $\frac{n}{p}\approx \frac{1}{7}$

Коефіцієнт вимерзання закладає основу для утворення легких елементів під час нуклеосинтезу Великого вибуху.

Охолоджений до T∼0.1 МеВ Всесвіт всесвіт забезпечив умови для зв’язування нуклонів (протонів і нейтронів) у легкі ядра. Основні ядерні реакції під час первинного нуклеосинтезу включали:

   Утворення дейтерію:  $p+n{\to }^2\text{H}+\gamma$
   Утворення гелію-3:  $2^{}\text{H}+p{\to }^4\text{He}+\gamma$ 
   Утворення гелію-4:  $2^{}\text{H}{+}^2\text{H}\to {+}^4\text{He}+n$

Майже всі нейтрони були включені в $4^{}He$, оскільки це найбільш стабільне легке ядро, тоді як протони здебільшого залишилися у вигляді ядер водню.

Відносна кількість легких елементів, синтезованих під час первинного нуклеосинтезу, була безпосередньо пов’язана з n/p співвідношення:

   водень ($1^{}$H) : Приблизно 75% за масою, представляючи вільні протони, які не були включені до складу важчих ядер.
   Гелій-4 ($4^{}$He) : Приблизно 25% за масою, оскільки майже всі доступні нейтрони поєднуються з протонами, утворюючи гелій.
   Дейтерій ($2^{}$H) : незначні кількості (за чисельною щільністю, ∼2.5×10^−5 ), що представляє залишкові нейтрони та протони, які не утворили гелій.
   Гелій-3 ($3^{}$He) і Літій-7 ( $7^{}$Li) : Ще менша кількість слідів, що відображає рідкість шляхів їх синтезу. 

Отриману масову частку гелію-4 можна оцінити за допомогою n/p співвідношення:

  $Y_{He}=\frac{2(n/p)}{1+(n/p)}\approx 0.25$

Спостережні підтвердження і проблеми

Спостереження над вмістом легких елементів пропонують суворі випробування стандартної космологічної моделі. Сучасні телескопи та спектроскопічні методи значно підвищили точність цих вимірювань:

• Дейтерій: спостерігається в системах поглинання квазарів із високим червоним зміщенням, кількість дейтерію дуже чутлива до щільності баріонів у Всесвіті. Поточні вимірювання тісно збігаються з прогнозами моделей первинного нуклеосинтезу, надаючи вагомі докази узгодженості n/p співвідношення із спостережуваним співвідношенням баріон-фотон.
• Гелій-4: Вимірювання гелію-4 в регіонах Всесвіту з низьким вмістом металу використовуються для висновку про первинний вміст гелію. Ці спостереження узгоджуються з прогнозами, але мають більшу невизначеність порівняно з вимірюваннями дейтерію.
• Проблема літію-7: спостережувана кількість літію-7 у стародавніх зірках значно нижча (у 2–3 рази), ніж передбачення моделей первинного нуклеоситезу, ця розбіжність відома як «космологічна проблема літію». Це питання залишається невирішеним і може вказувати на прогалини в нашому розумінні ядерних реакцій, зоряних процесів або нової фізики за межами Стандартної моделі.