الفلك

كيف تقيد وفرة الديوتيريوم المرصودة عملية التخليق النووي للانفجار العظيم؟

كيف تقيد وفرة الديوتيريوم المرصودة عملية التخليق النووي للانفجار العظيم؟

أعلم أنه يمكن استخدام الديوتيريوم كمتتبع جيد لتقييد التركيب النووي للانفجار العظيم. ولكن هل يمكن لأي شخص أن يخبرني بالتفصيل كيف يتم ذلك بالفعل؟


التركيب النووي Big Bang

في علم الكونيات الفيزيائي ، التركيب النووي Big Bang (مختصر BBN، المعروف أيضًا باسم التخليق النووي البدائي) يشير إلى إنتاج نوى غير تلك الخاصة بنظير الهيدروجين الأخف (هيدروجين -1 ، 1 ساعة ، له بروتون واحد كنواة) خلال المراحل المبكرة من الكون. يعتقد معظم علماء الكونيات أن التركيب النووي البدائي قد حدث من 10 ثوانٍ إلى 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم ، ويُحسب أنه مسؤول عن تكوين معظم الهيليوم في الكون مثل نظير الهيليوم -4 (4 He) ، جنبًا إلى جنب مع كميات صغيرة من نظير الهيدروجين الديوتيريوم (2 H أو D) ، ونظير الهليوم الهليوم 3 (3 He) ، وكمية صغيرة جدًا من نظير الليثيوم الليثيوم 7 (7 Li). بالإضافة إلى هذه النوى المستقرة ، تم أيضًا إنتاج اثنين من النظائر غير المستقرة أو المشعة: نظير الهيدروجين الثقيل التريتيوم (3 H أو T) ونظير البريليوم البريليوم -7 (7 Be) ولكن هذه النظائر غير المستقرة تتحلل لاحقًا إلى 3 He و 7 Li ، على النحو الوارد أعلاه.

بشكل أساسي ، تم إنشاء جميع العناصر الأثقل من الليثيوم والبريليوم في وقت لاحق ، عن طريق التخليق النووي النجمي في النجوم المتطورة والمتفجرة.


جميع رموز تصنيف Science Journal (ASJC)

  • APA
  • اساسي
  • هارفارد
  • فانكوفر
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • RIS

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - التركيب النووي ذو الانفجار الكبير مقارنةً بوفرة الهيليوم والديوتيريوم المرصودة

T2 - إمكانية النموذج غير القياسي

N2 - بمقارنة أحدث الوفرة المرصودة لـ He4 و D ، نجري تحليل χ2 لمعرفة ما إذا كان من الممكن التوفيق بين التخليق النووي البدائي باستخدام البيانات النووية المحدثة لـ NACRE II ومتوسط ​​عمر النيوترونات. إذا اعتمدنا بيانات المراقبة لـ He4 بواسطة Izotov et al. [أسترون. الفلك. 558، A57 (2013)] ، نجد أنه من المستحيل الحصول على اتفاق معقول مع التخليق النووي القياسي ذي الانفجار الكبير. ومع ذلك ، من خلال تضمين النيوترينوات المتدهورة ، نجحنا في الحصول على قيود متسقة بين انحلال النيوترينو ونسبة الباريون إلى الفوتون من مقارنة مفصلة للوفرة المحسوبة مع بيانات المراقبة الخاصة بـ He4 و D: نسبة الباريون إلى الفوتون في الوحدات تم العثور على 10-10 لتكون في النطاق 6.02-10 6.54 للمعلمات المحددة لانحلال النيوترينو.

AB - بمقارنة أحدث الوفرة المرصودة لـ He4 و D ، نجري تحليل χ2 لمعرفة ما إذا كان من الممكن التوفيق بين التخليق النووي البدائي باستخدام البيانات النووية المحدثة لـ NACRE II ومتوسط ​​عمر النيوترونات. إذا اعتمدنا بيانات المراقبة لـ He4 بواسطة Izotov et al. [أسترون. الفلك. 558، A57 (2013)] ، نجد أنه من المستحيل الحصول على اتفاق معقول مع التخليق النووي القياسي ذي الانفجار الكبير. ومع ذلك ، من خلال تضمين النيوترينوات المتدهورة ، نجحنا في الحصول على قيود متسقة بين انحلال النيوترينو ونسبة الباريون إلى الفوتون من مقارنة مفصلة للوفرة المحسوبة مع بيانات المراقبة الخاصة بـ He4 و D: نسبة الباريون إلى الفوتون في الوحدات تم العثور على 10-10 لتكون في النطاق 6.02-10 6.54 للمعلمات المحددة لانحلال النيوترينو.


تسلسل BBN

يبدأ التركيب النووي للانفجار العظيم بحوالي ثانية واحدة بعد الانفجار العظيم ، عندما يبرد الكون بدرجة كافية لتكوين بروتونات ونيوترونات مستقرة ، بعد التكوّن الباريوجيني. تأتي الوفرة النسبية لهذه الجسيمات من الحجج الديناميكية الحرارية البسيطة ، جنبًا إلى جنب مع الطريقة التي يتغير بها متوسط ​​درجة حرارة الكون بمرور الوقت (إذا كانت التفاعلات اللازمة للوصول إلى قيم التوازن الديناميكي الحراري المفضلة بطيئة جدًا مقارنةً بالتغير في درجة الحرارة الناتج عن التوسع ، ستبقى الوفرة عند بعض قيمة عدم التوازن المحددة). بدمج الديناميكا الحرارية والتغيرات التي أحدثها التوسع الكوني ، يمكن للمرء حساب جزء البروتونات والنيوترونات بناءً على درجة الحرارة في هذه المرحلة. هذا الجزء لصالح البروتونات ، لأن الكتلة العالية للنيوترون تؤدي إلى انحلال تلقائي للنيوترونات إلى بروتونات بعمر نصف يبلغ حوالي 15 دقيقة. تتمثل إحدى ميزات BBN في أن القوانين الفيزيائية والثوابت التي تحكم سلوك المادة في هذه الطاقات مفهومة جيدًا ، وبالتالي تفتقر BBN إلى بعض الشكوك التخمينية التي تميز الفترات السابقة من حياة الكون. ميزة أخرى هي أن عملية التخليق النووي تحددها الظروف في بداية هذه المرحلة من حياة الكون ، مما يجعل ما يحدث قبل ذلك غير ذي صلة.

عندما يتمدد الكون يبرد. النيوترونات والبروتونات الحرة أقل استقرارًا من نوى الهيليوم ، وتميل البروتونات والنيوترونات بشدة إلى تكوين الهيليوم -4. ومع ذلك ، فإن تكوين الهليوم -4 يتطلب خطوة وسيطة لتكوين الديوتيريوم. في الوقت الذي يحدث فيه التخليق النووي ، تكون درجة الحرارة مرتفعة بما يكفي ليكون متوسط ​​الطاقة لكل جسيم أكبر من طاقة الارتباط للديوتيريوم ، وبالتالي يتم تدمير أي ديوتيريوم يتشكل على الفور (حالة تعرف باسم عنق زجاجة الديوتيريوم). ومن ثم ، يتأخر تكوين الهليوم -4 حتى يصبح الكون باردًا بدرجة كافية لتكوين الديوتيريوم (عند حوالي T = 0.1 MeV) ، عندما يكون هناك انفجار مفاجئ في تكوين العنصر. بعد ذلك بوقت قصير ، بعد ثلاث دقائق من الانفجار العظيم ، يصبح الكون باردًا جدًا بحيث لا يمكن حدوث أي اندماج نووي. في هذه المرحلة ، يتم إصلاح وفرة العناصر ، وتتغير فقط مع تحلل بعض المنتجات المشعة من BBN (مثل التريتيوم). & # 912 & # 93 القالب: التركيب النووي

تاريخ التركيب النووي للانفجار العظيم

بدأ تاريخ التخليق النووي في Big Bang مع حسابات رالف ألفير وجورج جامو في الأربعينيات. جنبا إلى جنب مع Hans Bethe قاموا بنشر ورقة Alpher-Bethe-Gamow الأصلية التي تحدد نظرية إنتاج العناصر الخفيفة في الكون المبكر.

خلال سبعينيات القرن الماضي ، كان هناك لغز كبير يتمثل في أن كثافة الباريونات كما تم حسابها بواسطة التركيب النووي للانفجار العظيم كانت أقل بكثير من الكتلة المرصودة للكون بناءً على حسابات معدل التمدد. تم حل هذا اللغز في جزء كبير منه بافتراض وجود المادة المظلمة.

العناصر الثقيلة

لم ينتج التخليق النووي في Big Bang أي عناصر أثقل من البريليوم ، وذلك بفضل عنق الزجاجة بسبب عدم وجود نواة مستقرة مع 8 نيوكليونات. في النجوم ، يتم تمرير عنق الزجاجة من خلال الاصطدامات الثلاثية لنوى الهليوم -4 ، مما ينتج الكربون (عملية ثلاثية ألفا). ومع ذلك ، فإن هذه العملية بطيئة للغاية ، حيث تستغرق عشرات الآلاف من السنين لتحويل كمية كبيرة من الهيليوم إلى كربون في النجوم ، وبالتالي فقد قدمت مساهمة ضئيلة في الدقائق التي أعقبت الانفجار العظيم.

الهليوم -4

يتنبأ التخليق النووي في Big Bang عن وفرة بدائية تبلغ حوالي 25٪ من الهليوم -4 بالكتلة ، بغض النظر عن الظروف الأولية للكون. طالما كان الكون ساخنًا بدرجة كافية حتى تتحول البروتونات والنيوترونات إلى بعضهما البعض بسهولة ، فإن نسبتها ، التي تحددها كتلها النسبية فقط ، كانت حوالي 1 نيوترونًا إلى 7 بروتونات (مما يسمح ببعض اضمحلال النيوترونات إلى بروتونات). بمجرد أن يصبح الجو باردًا بدرجة كافية ، ارتبطت النيوترونات بسرعة بعدد متساوٍ من البروتونات لتكوين الهيليوم -4. الهليوم -4 مستقر للغاية ولا يتحلل ولا يتحد بسهولة لتكوين نوى أثقل. لذلك من بين كل 16 نواة (2 نيوترون و 14 بروتونًا) ، تم دمج 4 من هذه (25٪) في نواة واحدة هيليوم -4. أحد المقارنات هو التفكير في الهليوم 4 على أنه رماد ، وكمية الرماد التي يتكون منها المرء عندما يحترق قطعة من الخشب تمامًا لا تتأثر بكيفية حرقها.

تعد وفرة الهليوم -4 مهمة لأن هناك الكثير من الهيليوم -4 في الكون أكثر مما يمكن تفسيره بالتخليق النووي النجمي. بالإضافة إلى ذلك ، فإنه يوفر اختبارًا مهمًا لنظرية الانفجار العظيم. إذا كانت وفرة الهيليوم المرصودة مختلفة كثيرًا عن 25٪ ، فإن هذا سيشكل تحديًا خطيرًا للنظرية. سيكون هذا هو الحال بشكل خاص إذا كانت وفرة الهليوم 4 أقل بكثير من 25٪ لأنه من الصعب تدمير الهليوم -4. لبضع سنوات خلال منتصف التسعينيات ، اقترحت الملاحظات أن هذا قد يكون هو الحال ، مما جعل علماء الفيزياء الفلكية يتحدثون عن أزمة التركيب النووي للانفجار العظيم ، لكن الملاحظات الإضافية كانت متوافقة مع نظرية الانفجار العظيم. & # 913 & # 93

الديوتيريوم

الديوتيريوم هو من بعض النواحي عكس الهيليوم 4 في ذلك بينما الهليوم 4 مستقر للغاية ويصعب تدميره ، الديوتيريوم مستقر بشكل هامشي فقط ويسهل تدميره. نظرًا لأن الهليوم 4 مستقر جدًا ، فهناك ميل قوي من جانب نواتين من الديوتيريوم للاندماج لتكوين الهليوم -4. السبب الوحيد الذي يجعل BBN لا يحول كل الديوتيريوم الموجود في الكون إلى هيليوم -4 هو أن تمدد الكون أدى إلى تبريد الكون وقطع هذا التحويل قبل اكتماله. إحدى نتائج ذلك هي أنه على عكس الهليوم 4 ، فإن كمية الديوتيريوم حساسة جدًا للظروف الأولية. كلما كان الكون أكثر كثافة ، يتم تحويل المزيد من الديوتيريوم إلى هيليوم -4 قبل نفاد الوقت ، ويقل الدوتريوم.

لا توجد عمليات معروفة بعد الانفجار العظيم والتي من شأنها أن تنتج كميات كبيرة من الديوتيريوم. ومن ثم فإن الملاحظات حول وفرة الديوتيريوم تشير إلى أن الكون ليس قديمًا إلى الأبد ، وهو ما يتوافق مع نظرية الانفجار العظيم.

خلال السبعينيات ، كانت هناك جهود كبيرة لإيجاد عمليات يمكن أن تنتج الديوتيريوم ، والتي تبين أنها طريقة لإنتاج نظائر أخرى غير الديوتيريوم. كانت المشكلة أنه في حين أن تركيز الديوتيريوم في الكون يتوافق مع نموذج الانفجار العظيم ككل ، إلا أنه مرتفع جدًا بحيث لا يتوافق مع النموذج الذي يفترض أن معظم الكون يتكون من البروتونات والنيوترونات. إذا افترض المرء أن الكون كله يتكون من البروتونات والنيوترونات ، فإن كثافة الكون تصل إلى درجة أن الكثير من الديوتيريوم المرصود حاليًا قد يتحول إلى هيليوم -4.

أدى هذا التناقض بين ملاحظات الديوتيريوم ورصد معدل تمدد الكون إلى جهد كبير للعثور على العمليات التي يمكن أن تنتج الديوتيريوم. بعد عقد من الجهد ، كان الإجماع على أن هذه العمليات غير محتملة ، والتفسير القياسي المستخدم الآن لوفرة الديوتيريوم هو أن الكون لا يتكون في الغالب من الباريونات ، وأن المادة غير الباريونية (المعروفة أيضًا باسم المادة المظلمة) تشكل معظم المادة من كتلة الكون. يتوافق هذا التفسير أيضًا مع الحسابات التي تظهر أن الكون المكون في الغالب من البروتونات والنيوترونات سيكون أكثر من ذلك بكثير متكتل مما لوحظ.

من الصعب جدًا التوصل إلى عملية أخرى تنتج الديوتيريوم عن طريق الاندماج النووي. ما تتطلبه هذه العملية هو أن تكون درجة الحرارة ساخنة بدرجة كافية لإنتاج الديوتيريوم ، ولكن ليست ساخنة بدرجة كافية لإنتاج الهيليوم -4 ، وأن تبرد هذه العملية على الفور إلى درجات حرارة غير نووية بعد بضع دقائق فقط. أيضًا ، من الضروري إزالة الديوتيريوم قبل أن يتكرر حدوثه.

من الصعب أيضًا إنتاج الديوتيريوم عن طريق الانشطار. تكمن المشكلة هنا مرة أخرى في أن الديوتيريوم يخضع بشدة للعمليات النووية ، وأن الاصطدامات بين النوى الذرية من المحتمل أن تؤدي إما إلى امتصاص النوى ، أو إطلاق النيوترونات الحرة أو جسيمات ألفا. خلال السبعينيات ، جرت محاولات لاستخدام تشظي الأشعة الكونية لإنتاج الديوتيريوم. فشلت هذه المحاولات في إنتاج الديوتيريوم ، لكنها أدت بشكل غير متوقع إلى إنتاج عناصر ضوئية أخرى.


كيف تقيد وفرة الديوتيريوم المرصودة عملية التخليق النووي للانفجار العظيم؟ - الفلك

الديوتيريوم البدائي والانفجار العظيم
تم تعديله من مقال بقلم كريج جيه ​​هوغان (في Scientific American)

نموذج الانفجار الأعظم للكون المبكر بسيط للغاية: ليس له بنية من أي نوع بمقاييس أكبر من الجسيمات الأولية الفردية. على الرغم من أن السلوك الذي تتنبأ به تحكمه فقط النسبية العامة ، والنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات الأولية وقواعد توزيع الطاقة للديناميكا الحرارية الأساسية ، يبدو أنها تصف كرة النار البدائية بشكل مثالي تقريبًا.

توفر النوى الذرية التي تشكلت خلال الثواني والدقائق الأولى من الكون أدلة إضافية على أحداث الكون المبكر وتكوينه وبنيته اليوم. أنتج الانفجار العظيم كونًا مكونًا بالكامل تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم. الديوتيريوم ، النظير الثقيل للهيدروجين ، تم صنعه فقط في بداية الكون ، وبالتالي ، فهو بمثابة علامة مهمة بشكل خاص. تعتمد ذرة الديوتيريوم بشدة على كل من توحيد المادة والكمية الإجمالية للمادة المتكونة في الانفجار الأعظم. خلال السنوات القليلة الماضية ، بدأ علماء الفلك لأول مرة في إجراء قياسات موثوقة ومباشرة للديوتيريوم في سحب الغاز القديمة. تعد نتائجهم بتقديم اختبار دقيق لنشأة الكون العظيم.

يبدو أن تمدد الكون قد بدأ منذ ما بين 10 و 20 مليار سنة. كان كل شيء أقرب بكثير من بعضه البعض وأكثر كثافة وسخونة مما هو عليه الآن. عندما كان عمر الكون ثانية واحدة فقط ، كانت درجة حرارته أكثر من 10 مليارات درجة ، أي 1000 مرة أعلى من مركز الشمس. عند درجة الحرارة هذه ، لم تكن الفروق بين أنواع مختلفة من المادة والطاقة محددة كما هي في ظل الظروف الحالية: الجسيمات دون الذرية مثل النيوترونات والبروتونات تتغير باستمرار ذهابًا وإيابًا إلى بعضها البعض ، & quot ؛ مطبوخة & quot ؛ بالتفاعلات مع الإلكترونات الوفيرة والحيوية ، والبوزيترونات والنيوترينوات. تعتبر النيوترونات أثقل قليلاً من البروتونات ، ولكن مع تبريد الأشياء ، استقرت معظم المادة في الشكل الأكثر استقرارًا من البروتونات. نتيجة لذلك ، عندما انخفضت درجة الحرارة إلى أقل من 10 مليارات درجة وتوقف التحويل البيني ، كان هناك حوالي سبعة أضعاف عدد البروتونات مثل النيوترونات.

عندما كان عمر الكون بضع دقائق (عند درجة حرارة حوالي مليار درجة) ، بردت البروتونات والنيوترونات بما يكفي لتلتصق ببعضها البعض في النوى. وجد كل نيوترون شريكًا بروتونًا ، مكونًا زوجًا يسمى الديوترون ، وجميع الديوترونات تقريبًا بدورها تلتصق ببعضها البعض في نوى الهيليوم ، والتي تحتوي على بروتونين ونيوترونين. بحلول الوقت الذي تشكل فيه الهيليوم البدائي ، كانت كثافة الكون منخفضة جدًا للسماح بمزيد من الاندماج لتشكيل عناصر أثقل في الوقت المتاح ، وبالتالي تم دمج جميع النيوترونات تقريبًا في الهيليوم.

بدون النيوترونات لتجمعهم معًا ، لا يمكن للبروتونات أن ترتبط بالنواة بسبب تنافرها الكهربائي. بسبب الإمداد المحدود بالنيوترونات في كرة النار البدائية ، يجب أن تظل ستة من كل سبعة بروتونات كنواة هيدروجين معزولة. وبالتالي ، يتنبأ نموذج الانفجار الأعظم بأن حوالي ربع كتلة المادة العادية في الكون مكونة من الهيليوم والأرباع الثلاثة الأخرى من الهيدروجين. يتوافق هذا التنبؤ البسيط بشكل ملحوظ مع الملاحظات. لأن الهيدروجين هو الوقود الرئيسي لنجوم الكون ، فإن غلبة هي السبب الأساسي لضوء النجوم وضوء الشمس.

أثناء تكوين نوى الهليوم ، ربما بقي واحد فقط من كل 10000 ديوترون غير متزاوج. جزء أصغر من الاندماج في نوى أثقل من الهيليوم ، مثل الليثيوم. (تم إنتاج جميع العناصر المألوفة الأخرى ، مثل الكربون والأكسجين ، في وقت لاحق داخل النجوم.) تعتمد النسب المئوية الدقيقة للهيليوم والديوتيريوم والليثيوم على معامل واحد فقط: نسبة البروتونات والنيوترونات - الجسيمات المصنفة بشكل مشترك على أنها باريونات- - للفوتونات. قيمة هذه النسبة ، والمعروفة باسم ن (الحرف اليوناني eta) ، يظل ثابتًا بشكل أساسي مع توسع الكون لأننا نستطيع قياس عدد الفوتونات ، مع العلم ن يخبرنا عن مقدار المادة الموجودة. هذا الرقم مهم لفهم التطور اللاحق للكون ، لأنه يمكن مقارنته بالكمية الفعلية للمادة المرئية في النجوم والغاز في المجرات ، وكذلك الكمية الأكبر من المادة المظلمة غير المرئية.

لكي يصنع الانفجار العظيم المزيج الملحوظ من العناصر الخفيفة ن يجب أن تكون صغيرة جدًا. يحتوي الكون على أقل من باريون واحد لكل مليار فوتون. تخبرنا درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية مباشرة عدد الفوتونات المتبقية من الانفجار العظيم في الوقت الحاضر ، هناك حوالي 411 فوتونًا لكل سنتيمتر مكعب من الفضاء. ومن ثم ، يجب أن توجد الباريونات بكثافة أقل إلى حد ما من 0.4 لكل متر مكعب. على الرغم من أن علماء الكونيات يعرفون ذلك ن صغيرة ، تقديرات قيمتها الدقيقة تختلف حاليًا بمعامل يقارب 10. المؤشرات الأكثر دقة وموثوقية ن هي تركيزات العناصر الخفيفة البدائية ، ولا سيما الديوتيريوم. زيادة خمسة أضعاف في ن، على سبيل المثال ، قد يؤدي إلى انخفاض واضح بمقدار 13 ضعفًا في كمية الديوتيريوم المتكونة.

مجرد وجود الديوتيريوم يضع حداً أعلى ن لأن الانفجار الأعظم ربما يكون المصدر الأساسي للديوتيريوم في الكون ، والمعالجة اللاحقة في النجوم تدمره تدريجيًا. يمكن للمرء أن يفكر في الديوتيريوم على أنه نوع من الوقود المستهلك جزئيًا مثل الفحم ، المتخلف لأنه لم يكن هناك وقت في الأصل ليحترق بالكامل ويتحول إلى رماد قبل أن تبرد النار. استمر التخليق النووي في الانفجار العظيم بضع دقائق فقط ، لكن الاحتراق النووي في النجوم يستمر لملايين أو بلايين السنين نتيجة لذلك ، أي ديوتيريوم هناك يتحول إلى هيليوم أو عناصر أثقل. لذلك يجب أن يكون كل الديوتيريوم الذي نجده من بقايا الانفجار الأعظم - حتى الجزيء الوحيد في 10000 من مياه البحر الذي يحتوي على ذرة الديوتيريوم بدلاً من ذرة الهيدروجين.

يجب أن يكون تحديد النسبة الأولية للديوتيريوم إلى الهيدروجين العادي مفيدًا للغاية ، لكنه ليس بالأمر السهل ، لأن الكون ليس بالبساطة التي كانت عليه من قبل. يمكن لعلماء الفلك قياس الديوتيريوم في سحب غاز الهيدروجين الذري بين نجوم مجرتنا ، لكن هشاشة العنصر تجعل النتائج مشبوهة. نحن نعيش في مجرة ​​ملوثة ، مشتتة ، في منتصف العمر ، خضعت غازاتها لقدر كبير من المعالجة الكيميائية على مدار تاريخها البالغ 10 مليارات سنة. يتم تدمير الديوتيريوم بسهولة في النجوم ، حتى في طبقاتها الخارجية وتطورها المبكر قبل النجم. تقذف النجوم مظاريفها عندما تموت ، وكان الغاز في مجرتنا يدخل ويخرج من النجوم عدة مرات. ونتيجة لذلك ، فإن النظر إلى سحب الغاز القريبة يمكن أن يوحي فقط بحد أدنى لوفرة الديوتيريوم البدائي.

سيكون من الأفضل كثيرًا أن يتمكن المرء من الحصول على بعض المواد البدائية النقية حقًا التي لم تخضع أبدًا للتطور الكيميائي. على الرغم من أننا لا نستطيع إحضار مثل هذه المادة إلى المختبر ، إلا أنه يمكننا النظر إلى تكوينها من خلال تأثيرها على طيف الضوء من المصادر البعيدة. الكوازارات الساطعة ، أكثر الأجسام سطوعًا في الكون ، بعيدة جدًا لدرجة أن الضوء الذي نراه الآن تركها عندما كان الكون لا يتجاوز سدس إلى ربع حجمه الحالي وربما عُشر عمره الحالي فقط. في طريقه إلينا ، يمر الضوء من هذه النجوم الزائفة عبر سحب من الغاز لم تتكثف بعد لتصبح مجرات ناضجة ، ويعطي الضوء الذي تمتصه هذه الغيوم أدلة على تكوينها. تحتوي بعض الغيوم التي تم اكتشافها على أقل من واحد في الألف من نسبة الكربون والسيليكون (كلاهما من منتجات الاندماج النجمي) التي شوهدت في الفضاء القريب ، وهي علامة جيدة على أنها تحتفظ تقريبًا بالتركيب الذي كانت لديها فور الانفجار العظيم.

هناك ميزة أخرى للنظر بعيدًا. المكون الرئيسي لهذه السحب ، الهيدروجين الذري ، يمتص الضوء عند مجموعة محددة بدقة من الأطوال الموجية فوق البنفسجية المعروفة باسم سلسلة ليمان. يتوافق كل خط من خطوط الامتصاص هذه (يسمى ذلك بسبب الخط المظلم الذي يتركه في الطيف) مع الطول الموجي للفوتون النشط تمامًا بما يكفي لإثارة الإلكترون في ذرة الهيدروجين إلى مستوى طاقة معين. تحتوي هذه الخطوط على ألوان عميقة في الأشعة فوق البنفسجية ولا يمكن رؤيتها عادةً من الأرض بسبب امتصاص الغلاف الجوي حتى يظهر خط ليمان ألفا الأكثر احمرارًا (والأبرز) بطول موجة يبلغ 1215 أنجستروم. لحسن الحظ ، يتسبب توسع الكون في & quot؛ انزياح كوني أحمر & quot؛ يطيل الأطوال الموجية للفوتونات التي تصل إلى الأرض إلى النقطة التي تكون فيها خطوط امتصاص الهيدروجين من السحب الغازية البعيدة بشكل كافٍ تتواجد بشكل مريح ضمن النطاق المرئي.

يظهر ليمان ألفا في الضوء من كوازار نموذجي مئات المرات ، في كل مرة من سحابة مختلفة على طول خط البصر عند انزياح أحمر مختلف وبالتالي بطول موجة مختلف. الطيف الناتج هو جزء من التاريخ الكوني ، مثل عينة حلقة شجرة أو قلب جليدي في جرينلاند: تسجل أطياف امتصاص الكوازارات هذه تاريخ تحويل الغاز المنتظم من الانفجار العظيم المبكر إلى المجرات المنفصلة التي نراها اليوم على مدى هائل. حجم الفضاء. يقدم هذا التعدد في الأطياف طريقة أخرى لاختبار الطابع البدائي للمادة الممتصة: يتنبأ نموذج الانفجار العظيم بأن جميع السحب الغازية من الكون المبكر يجب أن يكون لها نفس التركيب إلى حد ما. قياس وفرة السحب المختلفة على مسافات شاسعة منا وعن بعضنا البعض في كل من الزمان والمكان سيختبر بشكل مباشر التوحيد الكوني.

في بعض هذه السحب ، يمكننا تحديد كمية الهيدروجين العادية وكمية الديوتيريوم من أطياف الكوازار. يمكننا فصل الإشارة عن الديوتيريوم لأن الكتلة المضافة في نواة الديوتيريوم تزيد الطاقة المطلوبة للتحولات الذرية بحوالي جزء واحد من 4000 (ضعف نسبة كتلة البروتون إلى كتلة الإلكترون). نتيجة لذلك ، فإن طيف امتصاص الديوتيريوم مشابه لطيف امتصاص الهيدروجين أحادي النوكليون ، ولكن جميع الخطوط تظهر تحولًا نحو الطرف الأزرق من الطيف مكافئًا لذلك الناتج عن حركة تبلغ 82 كيلومترًا في الثانية تجاه المراقب. في القياسات الطيفية لسحابة الهيدروجين ، يُسجل الديوتيريوم على شكل إزاحة زرقاء باهتة & quotecho & quot للهيدروجين.

تسجل هذه الأطياف أيضًا السرعة وتوزيع درجة حرارة الذرات. تمتص الذرات التي تتحرك بسرعات مختلفة الضوء بأطوال موجية مختلفة قليلاً بسبب تأثير دوبلر ، الذي يغير الطول الموجي الظاهري للضوء وفقًا للحركة النسبية للمرسل والمستقبل. تدفع الحركات الحرارية العشوائية ذرات الهيدروجين بسرعات تبلغ حوالي 10 كيلومترات في الثانية ، مما يتسبب في حدوث إزاحة في الطول الموجي بمقدار جزء واحد من 30000 لأن ذرات الديوتيريوم ثقيلة بمقدار الضعف ، عند نفس درجة الحرارة تتحرك بسرعة حوالي سبعة كيلومترات فقط في الثانية وبالتالي يكون لها توزيع السرعة مختلف قليلاً. يمكن لمطياف حديث أن يحل هذه الفروق في السرعة الحرارية ، وكذلك التدفقات الجماعية على نطاق واسع.

على الرغم من أن أجهزة الطيف يمكنها بسهولة حل اختلافات الطول الموجي بين الهيدروجين العادي والديوتيريوم ، إلا أن تقسيم ضوء الكوازار البعيد إلى 30000 لون يترك كثافة قليلة جدًا في كل لون. لأكثر من 20 عامًا ، ثبت أن هذه الملاحظات صعبة للغاية. لقد أمضى الكثير منا ليالي طويلة في انتظار أن تقطر الفوتونات واحدة تلو الأخرى على كاشفات أكبر التلسكوبات في العالم ، فقط ليجدوا أن الطقس ، ومشاكل الأجهزة ، وفي نهاية المطاف ، مجرد ضيق الوقت قد حال دون تراكم الضوء الكافي نتيجة مقنعة. هذه التقنية عملية الآن فقط بسبب الكواشف المحسنة والأكثر كفاءة ، تلسكوب Keck الذي يبلغ طوله 10 أمتار في هاواي وأجهزة الطيف المتقدمة عالية الدقة وعالية الإنتاجية مثل Keck HIRES.

بعد العديد من المحاولات الفاشلة على التلسكوبات الأصغر ، تم تخصيص أول ليلة علمية في جامعتهما على تلسكوب Keck لهذا المشروع في أنطوانيت سونجيلا ولينوكس إل. ، مشهورًا بين علماء الفلك بسبب سطوعه - في الواقع ، كان لعدة سنوات ألمع جسم منفرد معروف في الكون. من الدراسات السابقة التي أجراها راي جيه وايمان من مراصد معهد كارنيجي بواشنطن وفريدريك شافي وكريغ ب. فولتز وجيل بيكتولد من جامعة أريزونا والمتعاونين معهم ، كانوا يعلمون أن سحابة غاز نقية تكمن أمام هذا الكوازار.

تم الحصول على طيف Keck الأول في غضون ساعات قليلة ، وكان بالفعل عالي الجودة بما يكفي لإظهار علامات معقولة للديوتيريوم الكوني. أظهر هذا الطيف نمط الامتصاص لغاز الهيدروجين الذي يتحرك بسرعات مختلفة ، وأظهر صدى شبه مثالي لخط ألفا ليمان مع التحول الأزرق المميز للديوتيريوم. مقدار الامتصاص في هذه الإشارة الثانية ناتج عن ذرتين من الديوتيريوم لكل 10000 ذرة هيدروجين. تم تأكيد النتيجة منذ ذلك الحين بشكل مستقل من قبل روبرت إف كارسويل من جامعة كامبريدج وزملاؤه ، باستخدام بيانات من تلسكوب مايال الذي يبلغ ارتفاعه أربعة أمتار في مرصد كيت بيك الوطني في أريزونا. أظهر التحليل اللاحق أن امتصاص الديوتيريوم يُظهر بالفعل انتشارًا حراريًا ضيقًا غير عادي للسرعات ، كما هو متوقع.

إذا كانت هذه القيمة لكمية الديوتيريوم البدائي صحيحة ، فستتناسب جيدًا مع التوقعات القياسية لنموذج الانفجار العظيم لقيمة ن حوالي باريونين لكل 10 مليار فوتون (الباريون: فئة من الجسيمات الأولية تشمل البروتون والنيوترون وعدد كبير من الجسيمات الثقيلة غير المستقرة والمعروفة باسم hyperons). بهذه القيمة ن، تتفق تنبؤات الانفجار الأعظم أيضًا مع كميات الليثيوم في أقدم النجوم وتقديرات الهيليوم البدائي الذي شوهد في المجرات القريبة الفقيرة بالمعادن. تأكيد هذه النتيجة سيكون خبرا رائعا. سيثبت أن علماء الكونيات يفهمون ما حدث بعد ثانية واحدة فقط من بداية توسع الكون. بالإضافة إلى ذلك ، فإنه يشير إلى أن تاريخ المادة على مسافات بعيدة يشبه تاريخ المادة القريبة ، كما هو مفترض في أبسط نموذج ممكن للكون.

هذا التقدير ن يتناسب بشكل معقول مع عدد الباريونات التي نراها بالفعل في الكون اليوم. تتطلب الكثافة المرصودة للفوتونات حوالي ذرة واحدة لكل 10 أمتار مكعبة من الفضاء. هذا هو نفس عدد الذرات التي يتم عدها مباشرة عن طريق جمع كل المواد الموجودة في الغاز والنجوم والكواكب والغبار المعروفة ، بما في ذلك ماصات الكوازار نفسها ، ولا يوجد خزان ضخم من الباريونات غير المرئية. في الوقت نفسه ، تشير الملاحظات إلى أن كمية هائلة من المادة المظلمة ضرورية لتفسير سلوك الجاذبية للمجرات وهالاتها - على الأقل 10 أضعاف متوسط ​​كثافة الباريونات المرئية. وبالتالي ، تشير وفرة الديوتيريوم العالية لدينا إلى أن هذه الكتلة ليست مصنوعة من مادة ذرية عادية.

اقترح علماء الكونيات العديد من المرشحين لمثل هذه الأشكال غير الباريونية للمادة المظلمة. على سبيل المثال ، يتنبأ الانفجار الأعظم بأن عدد النيوترينوات المتبقية في الكون يساوي تقريبًا عدد الفوتونات. إذا كان لكل منها بضعة أجزاء من المليار من كتلة البروتون (ما يعادل بضعة إلكترونات فولت) ، فإن النيوترينوات ستساهم في الكون تقريبًا بقدر كتلة جميع الباريونات مجتمعة. من الممكن أيضًا أن يكون الكون المبكر قد خلق نوعًا من الجسيمات المتبقية التي لم نتمكن من إنتاجها في المختبر. في كلتا الحالتين ، يوفر نموذج الانفجار الأعظم ، الذي ترتكز عليه المراقبة ، إطارًا للتنبؤ بالعواقب الفيزيائية الفلكية لمثل هذه الأفكار الفيزيائية الجديدة. المؤلف


وفرة الهيدروجين والهيليوم

يمثل الهيدروجين والهيليوم جميع المواد النووية تقريبًا في عالم اليوم. وهذا يتفق مع النموذج القياسي أو نموذج "الانفجار الكبير". غالبًا ما تسمى عملية تكوين الهيدروجين والهيليوم والمكونات النزرة الأخرى "التركيب النووي للانفجار الكبير". تشير أرقام شرام للوفرة النسبية إلى أن الهيليوم حوالي 25٪ بالكتلة والهيدروجين حوالي 73٪ مع جميع العناصر الأخرى التي تشكل أقل من 2٪. كارول وأوستلي يعطيان 23 إلى 24٪ هيليوم. هناك نافذة من عدم اليقين ، لكن من الواضح أن الهيدروجين والهيليوم يشكلان 98٪ بالإضافة إلى المادة العادية في الكون. تدافع هذه النسبة العالية من الهيليوم بقوة عن نموذج الانفجار العظيم ، لأن النماذج الأخرى أعطت نسبًا صغيرة جدًا من الهيليوم. نظرًا لعدم وجود عملية معروفة تغير بشكل كبير نسبة H / He ، فإنها تعتبر النسبة التي كانت موجودة في الوقت الذي أصبح فيه الديوترون مستقرًا في تمدد الكون. هذه النسبة مهمة كاختبار للنماذج الكونية لأنها ستتأثر بالفترة الزمنية من الوقت الذي تنخفض فيه درجة الحرارة إلى ما دون المطلوب لإنتاج النيوترونات من البروتونات إلى الوقت الذي أصبح فيه الديوترون مستقرًا ، مما يوقف تحلل النيوترونات الحرة .

في الأساس ، تساعدنا وفرة الهيدروجين والهيليوم على نمذجة معدل تمدد الكون المبكر. لو كان أسرع ، لكان هناك المزيد من النيوترونات والهيليوم. إذا كان أبطأ ، فإن المزيد من النيوترونات الحرة كان سيتحلل قبل نقطة استقرار الديوتيريوم وسيكون هناك كمية أقل من الهيليوم.

كما أن نمذجة إنتاج الهليوم ونسبة الهيدروجين والهيليوم تؤدي أيضًا إلى تنبؤات حول الأنواع النووية الأخرى ، لا سيما 7 Li و 2 H (الديوتيريوم) و 3 He. تتوافق هذه الوفرة الملحوظة في نفس الوقت مع نموذج الانفجار الأعظم ضمن نطاق ضيق. تمثل المناطق المظللة قياسات من مناطق بها وفرة صغيرة جدًا من العناصر الثقيلة ، بحيث تبدو عينات جيدة للوفرة البدائية. إلى جانب كونه اختبارًا حساسًا لنموذج الانفجار العظيم ، فإن وفرة الهيليوم ترتبط أيضًا بشكل أفضل بثلاثة أنواع من النيوترينوات ، بدلاً من نوعين أو أربعة. إن وجود أنواع نيوترينو أخرى ، وبالتالي جولة أخرى من اللبتونات ستعطي وفرة أعلى من الهيليوم بحوالي نسبة مئوية.

كانت نسبة عدد الباريونات لكل فوتون أحد مساهمات اكتشاف إشعاع الخلفية 3K. سمحت هذه القياسات بحساب كثافة طاقة الفوتون في الكون ونطاق تقديرات كثافة الباريون أعطت نسبة الباريون / الفوتون حوالي 10-9.

بيانات من Boesgaard، A. M. and Steigman، G.، "Big Bang nucleasynthesis: Theories and Observations"، Ann. القس آسترون. والفيزياء الفلكية. 23 ، 319 (1985).


الكون الانفجار النووي.


التركيب النووي Big Bang في علم الكونيات الفيزيائي ، يشير إلى إنتاج نوى غير H-1 ، الهيدروجين الطبيعي الخفيف ، خلال المراحل الأولى من الكون ، بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم. يُعتقد أن التخليق النووي في Big Bang مسؤول عن تكوين الهيدروجين (H-1 أو ببساطة H) ، ونظائره الديوتيريوم (H-2 أو D) ، ونظائر الهيليوم He-3 و He-4 ، ونظائر الليثيوم Li- 7 (تظهر جميع هذه النويدات عادةً على أنها NX حيث X = الاسم القياسي لهذا العنصر و N = عدد النوكليونات في النواة ، ولكن بالنسبة لهذه الصفحة سيتم الإشارة إليها ببساطة باسم XN). يشار أيضًا إلى التركيب النووي Big Bang باسم التخليق النووي البدائي.

سمة من سمات التخليق النووي الانفجار الكبير.

هناك نوعان من الخصائص الهامة للتخليق النووي في Big Bang (تخليق النواة Big Bang):

  • استمرت لمدة ثلاث دقائق فقط (خلال الفترة من 100 إلى حوالي 300 ثانية من بداية تمدد الفضاء) بعد ذلك ، انخفضت درجة حرارة وكثافة الكون إلى أقل من المطلوب للاندماج النووي. The brevity of Big Bang nucleosynthesis is important because it prevented elements heavier than beryllium from forming while at the same time allowing unburned light elements, such as deuterium, to exist.
  • It was widespread, encompassing the entire universe.

The key parameter which allows one to calculate the effects of Big Bang nucleosynthesis is the number of photons per baryon. This parameter corresponds to the temperature and density of the early universe and allows one to determine the conditions under which nuclear fusion occurs. From this we can derive elemental abundances. Although the baryon per photon ratio is important in determining elemental abundances, the precise value makes little difference to the overall picture. Without major changes to the Big Bang theory itself, Big Bang nucleosynthesis will result in about 75% of H-1, about 25% helium-4, about 0.01% of deuterium, trace amounts of lithium and beryllium, and no other heavy elements. That the observed abundances in the universe are consistent with these numbers is considered strong evidence for the Big Bang theory.

In this field it is customary to quote percentages by mass, so that 25% helium-4 means 25% of the mass is tied up in helium-4. If you recalculate the numbers on an atom-by-atom or mole-by-mole basis, the percentage of helium-4 will be less.

Sequence of Big Bang nucleosynthesis.

Big Bang nucleosynthesis begins about one minute after the Big Bang, when the universe has cooled enough to form stable protons and Neutrons, after baryogenesis. From simple thermodynamical arguments, one can calculate the fraction of protons and neutrons based on the temperature at this point. This fraction is in favour of protons, because the higher mass of the neutron results in a spontaneous decay of neutrons to protons with a half-life of about 15 minutes. One feature of Big Bang nucleosynthesis is that the physical laws and constants that govern the behavior of matter at these energies are very well understood, and hence Big Bang nucleosynthesis lacks some of the speculative uncertainties that characterize earlier periods in the life of the universe. Another feature is that the process of nucleosynthesis is determined by conditions at the start of this phase of the life of the universe, making what happens before irrelevant.

As the universe expands it cools. Free neutrons and protons are less stable than helium nuclei, and the protons and neutrons have a strong tendency to form helium-4. However, forming helium-4 requires the intermediate step of forming deuterium. At the time at which nucleosynthesis occurs, the temperature is high enough for the mean energy per particle to be greater than the binding energy of deuterium therefore any deuterium that is formed is immediately destroyed (a situation known as the deuterium bottleneck). Hence, the formation of helium-4 is delayed until the universe becomes cool enough to form deuterium (at about T = 0.1 MeV), when there is a sudden burst of element formation. Shortly thereafter, at three minutes after the Big Bang, the universe becomes too cool for any nuclear fusion to occur. At this point, the elemental abundances are fixed, and only change as some of the radioactive products of Big Bang nucleosynthesis (such as tritium) decay.

History of Big Bang nucleosynthesis

The history of Big Bang nucleosynthesis began with the calculations of Ralph Alpher and George Gamow in the 1940s.

During the 1970s, there was a major puzzle in that the density of baryons as calculated by Big Bang nucleosynthesis was much less than the observed mass of the universe based on calculations of the expansion rate. This puzzle was resolved in large part by postulating the existence of Dark matter.

Heavy elements of the Big Bang nucleosynthesis.

Big Bang nucleosyntheis produces no elements heavier than beryllium. There is no stable nucleus with 8 nucleons, so there was a bottleneck in the nucleosynthesis that stopped the process there. In stars, the bottleneck is passed by triple collisions of helium-4 nuclei (the triple-alpha process). However, the triple alpha process takes tens of thousands of years to convert a significant amount of helium to carbon, and therefore was unable to convert any significant amount of helium in the minutes after the Big Bang.

Big Bang nucleosynthesis: Helium-4.

Big Bang nucleosynthesis predicts about 25% helium-4, and this number is extremely insensitive to the initial conditions of the universe. The reason for this is that helium-4 is very stable and so almost all of the neutrons will combine with protons to form helium-4. In addition, two helium-4 atoms cannot combine to form a stable atom, so once helium-4 is formed, it stays helium-4. One analogy is to think of helium-4 as ash, and the amount of ash that one forms when one completely burns a piece of wood is insensitive to how one burns it.

The helium-4 abundance is important because there is far more helium-4 in the universe than can be explained by stellar nucleosynthesis. In addition, it provides an important test for the Big Bang theory. If the observed helium abundance is much different from 25%, then this would pose a serious challenge to the theory. This would particularly be the case if the early helium-4 abundance was much smaller than 25% because it is hard to destroy helium-4. For a few years during the mid-1990s, observations suggested that this might be the case, causing astrophysicists to talk about a Big Bang nucleosynthetic crisis, but further observations were consistent with the Big Bang theory.

Big Bang nucleosynthesis: Deuterium.

Deuterium is in some ways the opposite of helium-4 in that while helium-4 is very stable and very difficult to destroy, deuterium is only marginally stable and easy to destroy. Because helium-4 is very stable, there is a strong tendency on the part of two deuterium nuclei to combine to form helium-4. The only reason Big Bang nucleosynthesis does not convert all of the deuterium in the universe to helium-4 is that the expansion of the universe cooled the universe and cut this conversion short before it could be completed. One consequence of this is that unlike helium-4, the amount of deuterium is very sensitive to initial conditions. The denser the universe is, the more deuterium gets converted to helium-4 before time runs out, and the less deuterium remains.

There are no known post-Big Bang processes which would produce significant amounts of deuterium. Hence observations about deuterium abundance suggest that the universe is not infinitely old, in accordance with the Big Bang theory.

During the 1970s, there were major efforts to find processes that could produce deuterium, which turned out to be a way of producing isotopes other than deuterium. The problem was that while the concentration of deuterium in the universe is consistent with the Big Bang model as a whole, it is too high to be consistent with a model that presumes that most of the universe consists of protons and Neutrons. If one assumes that all of the universe consists of protons and neutrons, the density of the universe is such that much of the currently observed deuterium would have been burned into helium-4.

This inconsistency between observations of deuterium and observations of the expansion rate of the universe led to a large effort to find processes that could produce deuterium. After a decade of effort, the consensus was that these processes are unlikely, and the standard explanation now used for the abundance of deuterium is that the universe does not consist mostly of baryons, and that non-baryonic matter (also known as Dark matter) makes up most of the matter mass of the universe. This explanation is also consistent with calculations that show that a universe made mostly of protons and neutrons would be far more clumpy than is observed.

It is very hard to come up with another process that would produce deuterium via nuclear fusion. What this process would require is that the temperature be hot enough to produce deuterium, but not hot enough to produce helium-4, and that this process immediately cools down to non-nuclear temperatures after no more than a few minutes. Also, it is necessary for the deuterium to be swept away before it reoccurs.

Producing deuterium by fission is also difficult. The problem here again is that deuterium is very subject to nuclear processes, and that collisions between atomic nuclei are likely to result either in the absorption of the nuclei, or in the release of free neutrons or alpha particles. During the 1970s, attempts were made to use Cosmic ray spallation to produce deuterium. These attempts failed to produce deuterium, but did unexpectedly produce other light elements.

Status and Implications of the Big Bang nucleosynthesis.

The theory of Big Bang nucleosynthesis gives a detailed mathematical description of the production of the light "elements" deuterium, helium-3, helium-4, and lithium-7. Specifically, the theory yields precise quantitative predictions for the mixture of these elements, that is, the primordial abundances.

As noted above, in the standard picture of Big Bang nucleosynthesis, all of the light element abundances depend on the amount of ordinary matter (baryons) relative to radiation (photons). Since the universe is homogeneous, it has one unique (but initially unknown to us) value of the baryon-to-photon ratio. To test Big Bang nucleosynthesis theory against observations thus is to ask: can الكل of the light element observations be explained with a single value of the baryon-to-photon ratio? Or more precisely, allowing for the finite precision of both the predictions and the observations, one asks: is there some range of baryon-to-photon values which can account for all of the observations?

The answer at present is a qualified yes: the Big Bang nucleosynthesis light element predictions can be reconciled with observations for a particular range of baryon-to-photon values, when theoretical and particularly observational uncertainties are taken into account. This agreement is by no means trivial or guaranteed, and represents an impressive success of modern cosmology: Big Bang nucleosynthesis extrapolates the contents and conditions of the present universe (about 14 billon years old) back to times of about one second, and the results are in agreement with observation.

Non-standard Big Bang nucleosynthesis.

In addition to the standard Big Bang nucleosynthesis scenario there are numerous non-standard Big Bang nucleosynthesis scenarios. These should not be confused with non-standard cosmology: a non-standard Big Bang nucleosynthesis scenario assumes that the Big Bang occurred, but inserts additional physics in order to see how this affects elemental abundances. These pieces of additional physics include relaxing or removing the assumption of homogeneity, or inserting new particles such as massive neutrinos.

There have been, and continue to be, various reasons for researching non-standard Big Bang nucleosynthesis. The first, which is largely of historical interest, is to resolve inconsistencies between Big Bang nucleosynthesis predictions and observations. This has proved to be of limited usefulness in that the inconsistencies were resolved by better observations, and in most cases trying to change Big Bang nucleosynthesis resulted in abundances that were more inconsistent with observations rather than less. The second, which is largely the focus of non-standard Big Bang nucleosynthesis in the early 21st century, is to use Big Bang nucleosynthesis to place limits on unknown or speculative physics. For example, standand Big Bang nucleosynthesis assumes that no exotic hypothetical particles were involved in Big Bang nucleosynthesis. One can insert a hypothetical particle (such as a massive neutrino) and see what has to happen before Big Bang nucleosynthesis predicts abundances which are very different from observations. This has been usefully done to put limits on the mass of a stable tau neutrino.

Big Bang Science Continued:

How to rewrite the Big Bang

Pages below are only theory and should not be viewed as scientific opinion


Measurements and status of theory

The theory of BBN gives a detailed mathematical description of the production of the light "elements" deuterium, helium-3, helium-4, and lithium-7. Specifically, the theory yields precise quantitative predictions for the mixture of these elements, that is, the primordial abundances.

In order to test these predictions, it is necessary to reconstruct the primordial abundances as faithfully as possible, for instance by observing astronomical objects in which very little stellar nucleosynthesis has taken place (such as certain dwarf galaxies) or by observing objects that are very far away, and thus can be seen in a very early stage of their evolution (such as distant quasars).

As noted above, in the standard picture of BBN, all of the light element abundances depend on the amount of ordinary matter (baryons) relative to radiation (photons). Since the universe is presumed to be homogeneous, it has one unique value of the baryon-to-photon ratio. For a long time, this meant that to test BBN theory against observations one had to ask: can الكل of the light element observations be explained with a single value of the baryon-to-photon ratio? Or more precisely, allowing for the finite precision of both the predictions and the observations, one asks: is there some range of baryon-to-photon values which can account for all of the observations?

More recently, the question has changed: Precision observations of the cosmic microwave background radiation [ 6 ] [ 7 ] with the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) give an independent value for the baryon-to-photon ratio. Using this value, are the BBN predictions for the abundances of light elements in agreement with the observations?

The present measurement of helium-4 indicates good agreement, and yet better agreement for helium-3. But for lithium-7, there is a significant discrepancy between BBN and WMAP, and the abundance derived from Population II stars. The discrepancy is a factor of 2.4―4.3 below the theoretically predicted value and is considered a problem for the original models, [ 8 ] that have resulted in revised calculations of the standard BBN based on new nuclear data, and to various reevaluation proposals for primordial proton-proton nuclear reactions, especially the intensities of 7 Be(n,p) 7 Li versus 7 Be(d,p) 8 Be. [ 9 ]


Physical Baryon Density, &Omegaبh 2

Values for the physical baryon density shown in the figure are dominated by determinations based on two separate methods: 1) CMB determinations, in which the derived baryon density depends primarily on the amplitudes of the first and second peaks of the temperature power spectrum (e.g., Page et al. 2003), and 2) primordial deuterium abundance (D/H) measurements coupled with Big Bang Nucleosynthesis (BBN) theory.

We quote four separate determinations of baryon density which use D/H+BBN to analyze independent observations of Ly&alpha clouds in QSO or damped Ly&alpha systems (Pettini & Bowen 2001, Kirkman et al. 2003, Pettini & Cooke 2012, Cooke et al. 2016). Error estimates depend both on observational and modeling uncertainties. Kirkman et al. (2003) note that some early determinations may have underestimated the errors see also e.g. Dvorkin et al. (2016) for further discussion. With continued improvements in data quality and reduction of observational systematics, Cooke et al. (2016) raise the near-term prospect of D/H+BBN determinations of &Omegaبh 2 with uncertainties rivaling those derived using CMB data. However, both Cooke et al. (2016) and Dvorkin et al. (2016) note the increasing importance of accurate nuclear cross section data in the BBN computations. We illustrate this in the figure by quoting two estimates for &Omegaبh 2 from Cooke et al. (2016), which are derived from the same D/H data but use two different estimates of a key nuclear cross section in the BBN computation.

We also include a determination using "present day" measurements. Steigman, Zeller & Zentner: (2002) employed SNIa data and the assumption of &LambdaCDM to obtain &Omegaم, and then computed the baryon density by combining &Omegaم with an estimate of the baryon fraction fب derived from X-ray observations of clusters of galaxies (e.g. &Omegaب = fب &Omegaم).

There is general good agreement between the recent CMB and D/H+BBN determinations shown in the figure. As noted above, reduction of baryon density uncertainties determined via D/H+BBN will require an increased accuracy in modeling inputs.


25.8 SUMMARY

Fusion of hydrogen->helium occurs in the hot early universe (temperature

The big bang theory predicts helium/hydrogen

0.001%, in agreement with observations.

For the first 500,000 years after the big bang, the temperature is higher than 3,000 degrees atoms are ionized, and the universe is opaque and filled with blackbody radiation.

The redshifted blackbody photons are observed today as the cosmic microwave background.

The cosmic microwave background and the success of big bang nucleosynthesis provide strong evidence that the universe has expanded from a hot, dense state. Go to Lecture list
Go to David Weinberg's Home Page Updated: 1997 February 23 [dhw]


شاهد الفيديو: سلسلة الاسرار والخلق الحلقة 3 (شهر اكتوبر 2021).