Nukleosyntéza (kozmológia)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Kozmológia
Ilc 9yr moll4096.png
Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru








z  d  u

Nukleosyntéza v kozmológii (alebo prvotná nukleosyntéza, skrátene BBN z Big Bang Nucleosynthesis) znamená vznik atómových jadier, okrem jadier najľahšieho izotopu vodíka, počas ranných fáz vesmíru. Mnoho vedcov verí, že nukleosyntéza sa odohrala len moment po Veľkom tresku a že je zodpovedná za vznik ťažšieho izotopu vodíka známeho ako deutérium (H-2 alebo D), izotopov hélia He-3 a He-4 a izotopov lítia Li-6 a Li-7. Okrem týchto stabilných jadier vznikli aj nestabilné, rádioaktívne izotopy, najmä trícium (H-3), berýlium-7 (Be-7) a berýlium-8 (Be-8). Tieto nestabilné izotopy sa buď rozpadli alebo splynuli s inými stabilnými jadrami.

Charakteristika[upraviť | upraviť zdroj]

Existujú dve dôležité charakteristiky nukleosyntézy:

  • Éra začala pri teplotách okolo 10 MeV (116 gigakelvin) a končila pri teplotách pod 100 keV (1,16 gigakelvin).[1] Zodpovedajúci časový interval bol od pár desatín sekundy po 103 sekúnd.[2] Rýchlosť ochladzovania počas tejto éry sa dá vyjadriť rovnicou:
tT^2=0.74(10.75/g_* )^2

Kde t je čas v sekundách, T je teplota v MeV a g* je počet typov častíc. (g* sa skladá z hodnôt 2 pre fotóny, 7/2 pre páry elektrón-pozitrón a 7/4 pre každý typ neutrína. V štandardnom modeli je hodnota g*=10,75) Tento výraz tiež ukazuje to, ako rozdielny počet neutrín ovplyvňuje rýchlosť ochladzovania ranného vesmíru.

  • Odohrala sa všade, v celom pozorovateľnom vesmíre.

Kľúčovým parametrom, vďaka ktorému sa dajú vypočítať účinky BBN, je počet fotónov na baryón. Tento parameter zodpovedá teplote a hustote ranného vesmíru a umožňuje zistiť podmienky, pri ktorých nastala jadrová fúzia. Z tohoto sa dajú odvodiť množstvá prvkov. Aj keď pomer baryónov na fotón je pre zistenie množstiev prvkov dôležitý, tak presná hodnota veľmi neovplyvní celkový obraz. Bez väčších zmien v teórii Veľkého tresku, Výsledkom BBN by boli veľké množstvá H-1 (75%), zhruba 25% hélia-4, 0,01% deutéria, stopové množstvá (rádovo 10-10) lítia a berýlia a žiadne ťažšie prvky (stopy bóru sa objavili v niektorých starších hviezdach, z toho pramení otázka, či nejaký bór, nepredpokladaný teóriou, mohol vzniknúť vo Veľkom tresku. Táto otázka stále nie je vyriešená.).[3] To, že pozorované množstvá prvkov vo vesmíre sa zhodujú s predpokladmi teórie, je považované sa za silný argument v prospech teórie Veľkého tresku.

V tejto oblasti zvyčajne percentá predstavujú hmotnosť, takže 25% hélia-4 znamená, že hélium-4 tvorí 25% hmotnosti, ale len zhruba 8% atómov je hélium-4.

Dôležité parametre[upraviť | upraviť zdroj]

Vznik ľahkých prvkov počas BBN závisí na množstve parametrov: medzi inými aj pomer neutrónov a protónov a pomer baryónov a fotónov.

Pomer Neutróny-Protóny[upraviť | upraviť zdroj]

Neutróny môžu reakciou s pozitrónmi alebo elektrónovými neutrínami vytvárať protóny a iné častice v niektorej z týchto reakcií:

n + e+ ↔ anti-νe + p
n + νe ↔ p + e

Tieto reakcie prebiehali až dovtedy, kým ich rozpínanie neznemožnilo, čo nastalo pri teplote zhruba T=0,7 MeV.[4] Táto teplota sa nazýva aj teplota vytlačenia. Pomer neutrónov a protónov v tom čase bol zhruba 1/7. Takmer všetky neutróny, ktoré existovali po tomto vytlačení, vytvorili hélium-4. To predpokladá, že hélium-4 by malo tvoriť zhruba 25% hmotnosti, čo sa zhoduje z pozorovaniami.

Pomer Baryóny-Fotóny[upraviť | upraviť zdroj]

Pomer baryónov a fotónov, η, je hlavným indikátorom výskytu ľahkých prvkov v rannom vesmíre. Baryóny reagujú s ľahkými prvkami v týchto reakciách:

(n,p) + 2H → (3He, 3H)
(3He, 3H) + (n,p) → 4He

Je zrejmé, že hélium-4 je konečným produktom reakcií baryónov počas BBN, a že výskyt prvotného deutéria nepriamo súvisí s hustotou baryónov. To znamená, že čím je hustota baryónov vyššia, tým viac reakcií a tým viac deutéria sa premení na hélium-4. Tento záver robí z deutéria veľmi užitočný nástroj na meranie zmien baryónov vo vesmíre.

Postupnosť[upraviť | upraviť zdroj]

BBN začala pár minút po Veľkom tresku, keď sa vesmír ochladil dostatočne na to, aby mohli jadrá deutéria prežiť zrážky s vysokoenergetickými fotónmi. V tomto období nezáležalo na obsahu tmavej hmoty, keďže vo vesmíre prevažovalo žiarenie a to regulovalo vzťah medzi časom a teplotou. Relatívna hojnosť protónov a neutrónov vyplýva z jednoduchých termodynamických argumentov v kombinácii s tým, ako sa časom menila teplota vesmíru. Kombináciou termodynamiky a zmien spôsobených rozpínaním je možné na základe teploty v tom bode vypočítať pomer protónov a neutrónov. Odpoveď je, že na začiatku nukleosyntézy na jeden neutrón pripadalo zhruba 7 protónov. Tento pomer je na začiatku v prospech protónov hlavne preto, že v porovnaní s neutrónmi sú ľahšie a preto vznikali ľahšie. Voľné neutróny sa rozpadajú na protóny s polčasom rozpadu zhruba 15 minút. Tento čas je ale dlhší ako prvé tri minúty nukleogenézy, počas ktorej ich značná časť vytvorila, kombináciou s protónmi, deutérium.

Jednou črtou BBN je, že fyzikálnym zákonom a konštantám, ktoré riadia správanie hmoty pri týchto energiách, veľmi dobre rozumieme. Preto BBN neobsahuje niektoré špekulatívne neistoty, ktoré chrakterizujú ranné fázy života vesmíru. Ďalšou črtou je, že proces nukleosyntézy je daný podmienkami na začiatku tejto fázy vývoja vesmíru, a preto je to, čo sa dialo predtým, nepodstatné.

Rozpínaním sa vesmír ochladzuje. Voľné neutróny a protóny sú nestabilnejšie ako jadro hélia a protóny a neutróny majú silnú tendenciu vytvárať hélium-4. Napriek tomu vznik hélia-4 vyžaduje medzikrok v podobe vzniku deutéria. Pred začiatkom nukleosyntézy bola teplota dosť vysoká a mnoho fotónov malo vyššiu energiu ako je väzbová energia deutéria, preto všetko vzniknuté deutérium okamžite zaniklo. To oddialilo vznik hélia-4 až dovtedy, kým sa vesmír neochladil dostatočne pre vznik stabilného deutéria ( zhruba T=0,1 MeV). Po tomto nasledoval náhly nárast vzniku prvkov. Napriek tomu krátko potom, 20 minút po Veľkom tresku, vychladol vesmír pod hranicu, umožňujúcu jadrovú fúziu a nukleosyntézu. V tomto čase boli množstvá prvkov takmer nemenné a jediné zmeny boli výsledkom rádioaktívneho rozpadu niektorých produktov BBN (napr. trícium).[5]

História teórie[upraviť | upraviť zdroj]

História nukleosyntézy Veľkého tresku začala výpočtami Ralpha Alphera a Georga Gamowa v 40.tych rokoch 20. storočia. Publikovali významnú Alpher-Bethe-Gamow štúdiu, ktorá stanovila základy teórie vzniku ľahkých prvkov v rannom vesmíre.

V 70.tych rokoch 20. storočia bolo najväčšou záhadou teórie, že hustota baryónov vypočítaná pomocou BBN bola omnoho nižšia ako pozorovaná hmotnosť vesmíru, ktorá bola založená na výpočtoch rýchlosti rozpínania. Riešením tohoto problému je predpoklad existencie tmavej hmoty.

Ťažké prvky[upraviť | upraviť zdroj]

Počas nukleosyntézy nevznikli, kvôli nedostatku stabilných jadier s 8 alebo 5 nukleónmi, prvky ťažšie ako berýlium. Nedostatok väčších atómov tiež obmedzil množstvá lítia-7 a berýlia-9 vyprodukovaného BBN. Vo hviezdach sa tento nedostatok prekonáva trojitými zrážkami jadier hélia-4 a ich fúziou na uhlík. (trojitý alfa proces) Tento proces je ale veľmi pomalý. Premena významnejšieho množstva hélia na uhlík trvá desaťtisíce rokov.

Hélium-4[upraviť | upraviť zdroj]

BBN predpokladá počiatočný obsah hélia-4 zhruba 25%, nezávisle na počiatočných podmienkach vo vesmíre. Pokiaľ bol vesmír dostatočne horúci na to, aby sa protóny a neutróny premieňali z jedného na druhý, tak ich pomer, ovplyvnený len ich relatívnymi hmotnosťami, bol zhruba 1 neutrón na 7 protónov (čo umožňovalo rozpad niektorých neutrónov na protóny). Akonáhle teplota dostatočne klesla, tak neutróny sa rýchlo naviazali na rovnaký počet protónov a vytvorili prvé deutérium a následne hélium-4. Keďže hélium-4 je veľmi stabilné a ďalej sa nerozpadá ani jednoducho netvorí ťažšie jadrá, tak pri krátkom trvaní tohoto obdobia tvorí koniec procesu. Pri tejto nízkej teplote 4 z každých 16 nukleónov rýchlo vytvorili jedno jadro hélia-4 a 12 jadier vodíka. Výsledkom čoho bol vesmír tvorený zhruba z 8% atómov hélia, čo predstavuje 25% hmotnosti.

Jedna analógia považuje hélium-4 za popol, množstvo tohoto popola, ktoré vznikne úplným spálením kusu dreva nezávisí od spôsobu, akým je spálené. Toto východisko je potrebné pre množstvo hélia-4 podľa teórie BBN, pretože vo vesmíre je omnoho viac hélia-4, ako sa dá vysvetliť hviezdnou nukleosyntézou. Navyše predstavuje dôležitý test teórie Veľkého tresku. Ak by sa pozorované množstvo bolo omnoho nižšie ako 25%, tak by táto teória mala vážny problém. Počas pár rokov v priebehu 90.tych rokov 20.storočia pozorovania naznačovali túto možnosť a astrofyzici hovorili o kríze BBN, ale ďalšie pozorovania súhlasili s teóriou Veľkého tresku.[6]

Deutérium[upraviť | upraviť zdroj]

Deutérium je určitom zmysle protiklad hélia-4, a to v tom, že hélium-4 je veľmi stabilné a ťažko zničiteľné, tak deutérium ja len okrajovo stabilné a ľahko zničiteľné. Teploty, čas a hustoty boli dostatočné na to, aby podstatná časť deutéria vytvorila hélium-4, ale nedostatočné na použitie hélia-4 v ďalšom kroku fúzie. Počas BBN sa kvôli rozpínaniu nepremenilo všetko deutérium na hélium-4, pretože vesmír ochladol a hustota sa zmenšila, a to ukončilo tento proces krátko predtým, ako mohol ďalej pokračovať. Jedným z dôsledkov je, že narozdiel od hélia-4, množstvo deutéria veľmi závislé na počiatočných podmienkach. Čím by bol vesmír na počiatku hustejší, tým viac deutéria by sa premenilo na hélium-4 a menej deutéria by zostalo vo vesmíre.

Nie sú známe žiadne procesy po Veľkom tresku, ktoré by umožnili vznik väčšieho množstva deutéria. Preto pozorovania množstva deutéria predpokladajú, že vesmír nie je nekonečne starý, čo zodpovedá teórii Veľkého tresku.

V 70.tých rokoch 20. storočia sa výskum sústredil na objavenie procesov, ktoré by umožnili vznik deutéria, ale pri týchto procesoch vznikali aj iné izotopy ako deutérium. Problémom bolo, že aj keď koncentrácia deutéria bola celkovo konzistentná s modelom Veľkého tresku, tak bola príliš vysoká na to aby zodpovedala modelu, ktorý hovorí, že väčšina vesmíru je tvorená protónmi a neutrónmi. Pri predpoklade, že vesmír tvoria protónmi a neutrónmi, tak hustota vesmíru zodpovedá súčasným pozorovaniam, že deutérium by sa premenilo na hélium-4. Štandardné vysvetlenie množstva deutéria je, že vesmír netvorí väčšina baryónov, ale že väčšinu hmotnosti tvorí nebaryónová hmota (tmavá hmota).

Je veľmi ťažké predstaviť si iný proces ako jadrová fúzia, ktorý by vyprodukoval deutérium. Taký proces vyžaduje teplotu dostatočnú na vznik deutéria, ale nedostatočnú pre vznik hélia-4 a ochladenie tohoto procesu na teplotu neumožňujúcu jadrové procesy za pár minút.

Produkcia deutéria štiepením je tiež zložitá. Problém opäť predstavuje nepravdepodobnosť vzniku deutéria pomocou jadrových procesov. Pri zrážkach atómových jadier je pravdepodobnejšia ich fúzia alebo vyžiarenie voľného neutrónu alebo alfa častíc. V 70.tých rokoch bolo ako zdroj deutéria navrhnuté kozmické žiarenie. Teória však nedokázala vysvetliť množstvo deutéria.

Merania a stav teórie[upraviť | upraviť zdroj]

Teória nukleosyntézy poskytuje podrobný matematický opis vzniku ľahkých prvkov, deutéria, hélia-3, hélia-4 a lítia-7. Teória špecificky obsahuje kvantitatívne predpoklady zmesi prvkov, tzn. počiatočné množstvá po Veľkom tresku.

Pre overenie týchto predpokladov je potrebné zistiť počiatočné množstvá týchto prvkov tak presne, ako je to možné. Napríklad pozorovaním astronomických objektov, v ktorých sa odohráva len veľmi málo nukleosyntézy vo hviezdach (niektoré trpaslíčie galaxie) alebo pozorovaním objektov veľmi ďaleko, ktoré vidíme vo veľmi skorej fáze vývoja (vzdialené kvazary).

Podľa štandardného pohľadu BBN závisia množstvá všetkých ľahkých prvkov na pomere normálnej hmoty (baryónov) a žiarenia (fotónov). Keďže sa predpokladá, že vesmír bol homogénny, tak tento pomer má jednu unikátnu hodnotu. Toto dlho znamenalo, že pre testovanie teórie pomocou pozorovaní, bolo potrebné položiť si otázku: dajú sa všetky pozorovania ľahkých prvkov vysvetliť jedinou hodnotou pomeru baryónov a fotónov?

Táto otázka sa v súčasnosti zmenila. Presné pozorovanie žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia sondou WMAP nezávisle stanovili hodnotu tohoto pomeru.[7][8] Takže otázka znie: zhodujú sa predpoklady BBN pri použití tejto hodnoty, s pozorovanými hodnotami?

Súčasné merania naznačujú zhodu pre hélium-4 a hélium-3. Ale pre lítium-7 je rozdiel hodnôt podľa BBN a WMAP značne rozdielny.

Neštandardné scenáre[upraviť | upraviť zdroj]

Popri štandardnom BBN modeli existuje viacero neštandardných scenárov BBN. Často sa nesprávne považujú za modely neštandardnej kozmológie, ale neštandardné scenáre BBN predpokladajú, že Veľký tresk sa stal, ale na ovplyvnenie množstva prvkov pridávajú ďalšiu fyziku. Tieto prídavné kúsky fyziky zahŕňajú zvoľnenie alebo odstránenie predpokladu homogenity ale pridávajú nové častice ako napríklad ťažké neutrína.

Pozri tiež[upraviť | upraviť zdroj]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Doglov, A. D. "Big Bang :Nucleosynthesis." Nucl.Phys.Proc.Suppl. (2002): 137-43. ArXiv. 17 Jan. 2002. Web. 14 Jan. 2013.
  2. Grupen, Claus: "Big Bang Nucleosynthesis." Astroparticle Physics. Berlin: Springer, 2005. 213-28. Print.
  3. "Hubble Observations Bring Some Surprises", 1992-01-14. z 2010-04-26.
  4. Gary Steigman (December 2007). "Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era". Annual Review of Nuclear and Particle Science: 463–491. DOI:10.1146/annurev.nucl.56.080805.140437.
  5. Weiss, Achim. Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis. Einstein Online. archivované na [http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_phys/index.html originál z 8 February 2007 prístup: 2007-02-24.
  6. Bludman, S. A. (December 1998). "Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos". Astrophysical Journal 508 (2): 535–38. DOI:10.1086/306412.
  7. David Toback(2009)"Chapter 12: Cosmic Background Radiation"
  8. David Toback(2009)"Unit 4: The Evolution Of The Universe"