Нуклеосинтез в ранней Вселенной

Физические условия ранней Вселенной

Нуклеосинтез в ранней Вселенной (космологический нуклеосинтез) происходил на первом этапе эволюции Вселенной, когда её возраст составлял от нескольких секунд до нескольких минут. Основные параметры, определяющие процессы образования ядер, включают:

  • Температура: от ~10^10 K (≈1 МэВ) до ~10^8 K (≈10 кэВ).
  • Плотность вещества: около 10-5–10-6 г/см³ на момент образования легких ядер.
  • Состав вещества: преимущественно фотоны, нейтрино, электроны, позитроны, протоны и нейтроны.

В этих условиях происходило равновесие между превращениями нуклонов, которое определялось слабым взаимодействием:

n + νe ↔︎ p + e−

p + ν̄e ↔︎ n + e+

Равновесие сохранялось до температуры примерно 0,8 МэВ, после чего слабое взаимодействие “замерзло”, фиксируя отношение нейтронов к протонам примерно 1:6.

Процесс формирования ядер

1. Образование дейтрона

Ключевым моментом начала нуклеосинтеза было формирование дейтрона (²H):

p + n → 2H + γ

  • Этот процесс был замедлен из-за фотодиссоциации дейтрона γ-лучами, поэтому фактическое начало нуклеосинтеза произошло при температуре около 0,1 МэВ (~10^9 K).
  • В этот момент число нейтронов уже снизилось из-за радиоактивного распада (τ_n ≈ 880 с), что напрямую влияло на последующие образования гелия.

2. Формирование гелия-3 и трития

После образования дейтрона происходило быстрое захватывание нейтронов и протонов:

2H + p → 3He + γ

2H + n → 3H + γ

  • ³He и ³H являются промежуточными ядрами для синтеза ⁴He.
  • Тритий (³H) впоследствии β-распадает в ³He с периодом полураспада ~12,3 года, что практически мгновенно для космологических масштабов.

3. Образование гелия-4

Основной продукцией космологического нуклеосинтеза является гелиум-4 (⁴He):

3He + n → 4He + γ

3H + p → 4He + γ

  • Благодаря высокой связующей энергии ⁴He (~28,3 МэВ), дальнейшее превращение его в более тяжелые элементы при температуре ранней Вселенной было практически невозможно.
  • Количество ⁴He зависит от отношения нейтронов к протонам, что предопределило массовую долю ~25% от всей барионной массы Вселенной.

4. Литий и бериллий

В меньших количествах формировались ⁷Li и ⁷Be, которые позднее распадаются или захватывают электроны:

3H + 4He → 7Li + γ

3He + 4He → 7Be + γ

  • Дальнейшее образование элементов с Z > 7 невозможно из-за резкого падения плотности и температуры Вселенной.
  • Именно поэтому тяжёлые элементы образуются только позднее в звездах.

Ключевые результаты космологического нуклеосинтеза

  1. Протоны (¹H): ~75% барионной массы.
  2. Гелий-4 (⁴He): ~25% барионной массы.
  3. Дейтерий (²H): ~10-5–10-4 по отношению к водороду.
  4. Гелий-3 (³He): ~10^-5 по отношению к водороду.
  5. Литий-7 (⁷Li): ~10^-10 по отношению к водороду.

Эти предсказания хорошо согласуются с наблюдаемыми изотопными соотношениями в старых звёздах и газовых облаках, что является сильным доказательством теории Большого Взрыва.

Влияние расширения Вселенной

  • Расширение Вселенной привело к охлаждению и разрежению вещества, что остановило цепочку ядерных реакций через 20–30 минут после начала нуклеосинтеза.
  • Таким образом, состав легких элементов закрепился практически окончательно.

Значение нуклеосинтеза в ранней Вселенной

  • Установление барионного состава Вселенной.
  • Формирование исходного материала для звёзд и галактик.
  • Определение отношения нейтронов к протонам, что в дальнейшем влияло на скорость звездных реакций.
  • Космологический нуклеосинтез служит критическим тестом для моделей Вселенной, проверяя плотность барионов и влияние нейтрино.
Оглавление