Nucleosinteza primordială

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă căutați în special nucleosinteza supernovelor, consultați Nucleosinteza supernovelor .
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea nucleosintezei în stele după Big Bang, consultați Nucleosinteza stelară .
Compoziția cosmologică a Universului

În cosmologie , cu nucleosinteza primordială (în engleză Big Bang nucleosynthesis , din care acronimul BBN) se numește, conform teoriei Big Bang , procesul de producție a elementelor chimice în primele faze ale universului .

Se crede că această nucleosinteză a fost responsabilă pentru formarea hidrogenului (H-1 sau H), a izotopului său deuteriu (H-2 sau D), a izotopilor de heliu He-3 și He-4 și a izotopului de litiu Li-7 .

Caracteristici

Nucleosinteza primordială are două caracteristici specifice:

  • Durata sa a fost de aproximativ trei minute, după care temperatura și densitatea universului au scăzut sub valorile necesare pentru fuziunea nucleară . Concizia procesului este importantă, deoarece a însemnat că elementele mai grele decât beriliul nu s-au format, în timp ce a păstrat elemente ușoare, cum ar fi deuteriul.
  • A fost omniprezent în tot universul

Parametrul cheie pentru calcularea efectelor nucleosintezei este numărul de fotoni pe barion . Acest parametru corespunde temperaturii și densității universului inițial și ne permite să determinăm condițiile în care a avut loc fuziunea nucleară. Din aceasta putem obține abundența cosmică a elementelor.

Deși raportul foton / barion este important în determinarea acestei abundențe, valoarea precisă este ușor diferită. Conform teoriei actuale a Big Bang-ului, nucleosinteza are ca rezultat 25% heliu -4, aproximativ 1% deuteriu , urme de litiu și beriliu și fără alte elemente grele. Măsura abundenței observate este considerată o dovadă a teoriei.

Secvenţă

Nucleosinteza primordială începe la aproximativ un minut după Big Bang, când universul s-a răcit suficient pentru bariogeneza - formarea de protoni și neutroni stabili. Pe baza unor considerații termodinamice simple, este posibil să se calculeze abundența de protoni și neutroni: fracția vede un număr mai mare de protoni, deoarece masa mai mare de neutroni provoacă decaderea lor spontană în protoni numiți decadere beta , cu un timp de înjumătățire de aproximativ 15 minute.

Una dintre caracteristicile nucleosintezei este că sunt cunoscute legile și constantele fizice care reglează comportamentul materiei la aceste energii : din acest motiv sunt eliminate incertitudinile tipice ale studiilor cosmologice asupra primelor minute de viață ale universului. O altă caracteristică este că procesul de nucleosinteză este determinat de condițiile prezente de la începutul acestei faze a vieții universului, determinând tot ceea ce s-a întâmplat înainte să devină irelevant pentru cosmologia însăși. [ neclar ]

Pe măsură ce se extinde, universul se răcește. Neutronii și protonii liberi sunt mai puțin stabili decât nucleii de heliu și, prin urmare, sunt determinați să creeze heliu-4 . Cu toate acestea, formarea heliului-4 necesită formarea deuteriului ca etapă intermediară. În timpul nucleosintezei temperatura este mai ridicată decât energia nucleară a deuteriului și din acest motiv orice atom de deuteriu care se formează este imediat distrus (situație cunoscută sub numele de blocajul deuteriu ). Prin urmare, formarea heliului-4 este întârziată până la momentul în care universul este suficient de rece pentru formarea deuteriului (aproximativ T = 0,1 MeV). Curând după aceea, la trei minute după Big Bang, universul devine prea rece pentru ca fuziunea nucleară să aibă loc. În acest moment, abundența elementelor este fixă ​​și se schimbă numai atunci când produsii radioactivi ai nucleosintezei se descompun.

Istorie

Istoria nucleosintezei primordiale începe cu calculele făcute de Ralph Alpher și George Gamow în anii 1940 .

În anii 1970 , densitatea barionilor calculată în funcție de nucleosinteză a condus la multe discuții, deoarece a fost mult mai mică decât masa universului observată pe baza calculelor ratei de expansiune. Aceste discuții au fost rezolvate în mare măsură prin postularea existenței materiei întunecate .

Elemente

Elemente grele

Nucleosinteza primordială nu produce elemente mai grele decât beriliul. Nu există un nucleu stabil cu 8 nucleoni , deci a existat o încetinire a nucleosintezei care a oprit procesul. În stele, blocajul este trecut cu coliziuni triple de nuclee de heliu-4 ( proces cu trei alfa ). Cu toate acestea, acest proces durează zeci de sute de ani pentru a converti o masă semnificativă de heliu în carbon și, prin urmare, nu a fost posibil să se convertească cantități mari de heliu în minutele care au urmat Big Bang-ului.

Heliu-4

Nucleosinteza a creat aproximativ 25% heliu-4 și acest număr este insensibil la condițiile universului. Motivul pentru care se întâmplă acest lucru este că heliul-4 este atât de stabil încât nu se descompune și este foarte puțin probabil să se combine cu alte nuclee pentru a forma atomi mai grei. Atâta timp cât universul a fost extrem de fierbinte, permițând neutronii și protonilor să se transforme unul în celălalt, raportul lor a fost de 1 (N) la 7 (P). Pe măsură ce universul s-a răcit, neutronii s-au fuzionat cu protonii pentru a forma nucleele noului element: pentru fiecare 16 nucleoni (2 neutroni și 14 protoni), 4 dintre aceștia (sau 25%) s-au combinat în heliu-4. O analogie este să ne gândim la heliu-4 ca la cenușă , iar cantitatea de cenușă care se formează atunci când o bucată de lemn este arsă complet este independentă de modul în care o ardem.

Abundența heliului-4 este importantă, deoarece există mult mai mult heliu- 4 în univers decât s-ar fi putut forma cu nucleosinteza stelară . În plus, oferă un test important pentru teoria Big Bang-ului . Dacă cantitatea de heliu observată este foarte diferită de 25%, această teorie este contestată. Acesta ar fi cazul dacă prima cantitate de heliu-4 ar fi mult mai mică de 25%, deoarece este dificil să distrugi astfel de atomi. Câțiva ani, în jurul anului 1995 , observațiile au sugerat că acesta era cazul, iar astrofizicienii au vorbit despre o criză de nucleosinteză primordială, dar observațiile ulterioare au confirmat teoria.

Deuteriu

Deuteriul este oarecum opusul heliului-4, deoarece acesta din urmă este foarte stabil și greu de distrus, în timp ce deuteriul este instabil și ușor de separat. Deoarece heliul-4 este foarte stabil, există o puternică tendință de a se combina două nuclee de deuteriu pentru a forma atomul de heliu-4. Singurul motiv pentru care nucleosinteza nu transformă toți atomii de deuteriu din univers în heliu este că expansiunea universului l-a răcit și a oprit imediat această conversie. În consecință, cantitatea de deuteriu este foarte condiționată de condițiile inițiale. Cu cât universul este mai dens , cu atât mai mult deuteriu are timp să se transforme în heliu-4 și cu atât mai puțin deuteriu rămâne.

Nu există procese post- Big Bang care ar produce acea cantitate de deuteriu. Din acest motiv, observațiile abundenței deuteriu sugerează că universul nu este infinit de vechi, așa cum se susține și în teoria Big Bang.

S-au făcut mari eforturi în anii 1970 pentru a găsi procese care să poată produce deuteriu. Problema a fost că, deși concentrația de deuteriu în univers este mare în raport cu modelul Big Bang ca total, este prea mare pentru a se încadra în modelul care presupune că cea mai mare parte a universului constă din protoni și neutroni .

Această divergență, între observațiile deuteriului și expansiunea universului, a necesitat eforturi mari pentru a găsi procese care ar putea produce acest izotop . După decenii de testare, s-a ajuns la un consens spunând că aceste procese erau improbabile și explicația standard utilizată acum pentru a explica abundența deuteriului este că universul nu constă în principal din barioni și că materia întunecată reprezintă cea mai mare parte a masei deuteriului. univers .

Este foarte dificil să găsești un alt proces care poate produce deuteriu prin fuziune nucleară . Acest proces ar necesita o temperatură suficient de ridicată pentru a produce izotopul , dar nu atât de mare încât să producă heliu -4 și ar necesita, de asemenea, o răcire imediată la temperaturi non-nucleare după câteva minute. De asemenea, deuteriul trebuie șters înainte de a se transforma înapoi.

Producerea deuteriului prin fisiune este, de asemenea, foarte dificilă. Problema în acest proces este, din nou, instabilitatea izotopului și că coliziunile cu alți nuclei atomici îi determină probabil să fuzioneze sau să elibereze neutroni liberi sau particule alfa . În anii 1970, s-au încercat folosirea razelor cosmice pentru a produce deuteriu . Aceste teste s-au dovedit inutile pentru crearea izotopului, dar au creat în mod neașteptat alte elemente ușoare.

Nucleosinteza nestandardizată

În plus față de scenariul normal de nucleosinteză, există multe scenarii nestandardizate. Cu toate acestea, acestea nu trebuie confundate cu cosmologia non-standard : un scenariu de nucleosinteză non-standard dorește ca Big Bang să se fi întâmplat, dar adaugă mai multă fizică pentru a vedea cum aceasta schimbă abundența elementelor. Printre aceste "piese de fizică" adăugate se numără relaxarea sau îndepărtarea omogenității sau inserarea de particule noi , cum ar fi neutrinii .

Au existat motive pentru cercetarea nucleosintezei non-standard. Primul este de interes istoric: rezolvarea problemelor care decurg din predicțiile și observațiile nucleosintezei. Acest lucru s-a dovedit a fi puțin util, deoarece inconsecvențele au fost rezolvate prin observații mai bune și, în multe cazuri, schimbarea nucleosintezei a însemnat că au existat mai multe divergențe. Al doilea motiv, centrul nucleosintezei non-standard la începutul secolului 21 , vede utilizarea nucleosintezei pentru a limita fizica necunoscută sau speculativă. De exemplu, nucleosinteza standard dictează că nu există particule ipotetice ciudate implicate în proces. Ați putea adăuga o particulă ipotetică (un neutrin de exemplu) și a vedea ce se întâmplă înainte ca nucleosinteza să prezică cantități foarte diferite de observații. Acest lucru a fost realizat cu succes pentru a limita masa unui neutrino tau stabil.

Bibliografie

Elemente conexe

Alte proiecte

Controlul autorității GND ( DE ) 4815341-2