Хронология событий и температурные шкалы
Процесс первичного нуклеосинтеза происходил в ранней Вселенной, в интервале времени от приблизительно 1 секунды до 1000 секунд после Большого взрыва. Этот период характеризуется температурами в диапазоне от ∼10⁹ К до ∼10⁷ К. На столь высоких температурах материя существовала в виде плазмы, состоящей из фотонов, электронов, нейтрино и нуклонов (протонов и нейтронов), а взаимодействия между частицами были регулируемы слабыми и электромагнитными силами, при существенной роли гравитационного расширения.
На момент времени около 1 с температура составляла ∼10¹⁰ К, при этом нейтроны и протоны находились в тепловом равновесии благодаря реакциям слабого взаимодействия:
Когда температура упала ниже 0,8 МэВ (T ≈ 9×10⁹ K), скорости слабых взаимодействий стали ниже скорости расширения Вселенной (параметра Хаббла H), и соотношение между нейтронами и протонами «заморозилось», зафиксировавшись примерно на уровне n/p ≈ 1/6, с последующим уменьшением доли нейтронов из-за их бета-распада (период полураспада τ ≈ 880 с).
Формирование дейтерия — «бутылочное горлышко» первичного синтеза
Ключевым этапом запуска первичного нуклеосинтеза стало образование устойчивых ядер дейтерия (²H), происходившее при температуре T ≈ 0.1 МэВ (∼10⁹ К), на временах порядка 150–200 секунд после начала расширения. До этого момента свободные протоны и нейтроны не могли эффективно соединяться в дейтроны из-за высокой плотности фотонов, способных их моментально разрушать. Это явление известно как фотонное торможение синтеза.
Когда температура снизилась достаточно, чтобы фотонная деструкция стала неэффективной, начался лавинообразный процесс синтеза более тяжелых элементов.
Основная реакция:
После образования дейтерия запустился каскад термоядерных реакций с участием дейтериев:
Синтез гелия-4 и его господство
Абсолютно доминирующим продуктом первичного нуклеосинтеза стал гелий-4 (⁴He), благодаря его исключительной ядерной устойчивости и высокой энергии связи на нуклон. Почти все нейтроны, выжившие к моменту формирования дейтерия, были в итоге захвачены в ядра ⁴He. Простая оценка показывает, что при начальном отношении n/p ≈ 1/7 и учёте, что каждый атом ⁴He требует два нейтрона, массовая доля гелия составила около 25%.
Это приводит к фундаментальному предсказанию теории: массовая доля ⁴He в барионной материи ранней Вселенной составляет около 24–25%, что превосходно согласуется с наблюдаемыми значениями в самых примитивных астрономических объектах — например, в галактиках с низким металличеством.
Следы других лёгких элементов
Хотя основной выход пришёлся на гелий-4, также были синтезированы в малых количествах и другие лёгкие элементы:
Дейтерий (²H): Образовался в относительно значительном количестве, но не полностью переработался в гелий. Он является очень чувствительным индикатором барионной плотности Вселенной, поскольку его разрушение происходит в звёздах, а первичное количество сохраняется.
Гелий-3 (³He): Стабильный изотоп, возникший в промежуточных реакциях. Его дальнейшая судьба осложнена как звёздной переработкой, так и космологическими разрушениями, делая его менее надёжным индикатором.
Тритий (³H): Радиоактивный изотоп водорода, с периодом полураспада около 12 лет, быстро распадается в ³He. Его вклад в состав Вселенной минимален, но важен в схемах реакций.
Литий-7 (⁷Li): Образуется двумя путями — через слияние ³H и ⁴He или через захват протона ⁷Be с последующим электронным захватом (⁷Be → ⁷Li). Его предсказанное количество оказывается выше, чем наблюдаемое, что остаётся одной из нерешённых проблем нуклеосинтеза — так называемая «литиевая проблема».
Барионная плотность и космологические параметры
Одним из ключевых аспектов теории первичного нуклеосинтеза является её зависимость от барионного числа на фотон η = n_b/n_γ. Эта величина влияет на все соотношения образования элементов:
Современные измерения η, основанные на наблюдениях реликтового излучения (планковские данные), дают:
Подстановка этого значения в модели нуклеосинтеза даёт замечательное согласие с наблюдаемыми пропорциями ⁴He, ²H и ³He, за исключением ⁷Li.
Методы наблюдения и подтверждения
Проверка предсказаний первичного нуклеосинтеза основывается на наблюдениях состава веществ в самых древних и слабоэволюционировавших астрономических объектах. Основные источники данных:
Совокупность этих данных демонстрирует высокую точность модели нуклеосинтеза и подтверждает базовые принципы горячей Большого взрыва.
Ограничения синтеза и отсутствие тяжёлых элементов
Первичный нуклеосинтез прекращается с падением температуры ниже ∼10⁷ К, при этом плотности становятся слишком малыми для продолжения термоядерных реакций. По этой причине элементы тяжелее лития не образуются в сколь-либо значимых количествах: отсутствуют стабильные ядра с массами A = 5 и A = 8, что создаёт “барьер” синтеза, преодолеваемый лишь в условиях звёздных недр (через реакции типа 3α).
Таким образом, вся таблица Менделеева, за исключением самых лёгких элементов, является результатом постзвёздного нуклеосинтеза, происходящего в звёздах, при взрывах сверхновых, в нейтронных звёздах и в процессе слияний компактных объектов.
Физика верификации и роль слабых взаимодействий
Успех модели первичного нуклеосинтеза стал важным подтверждением как общекосмологических принципов, так и стандартной модели физики частиц. Особенно чувствительными являются параметры слабого взаимодействия, включая число типов нейтрино.
Наблюдаемые пропорции лёгких элементов позволяют установить:
Таким образом, первичный нуклеосинтез играет фундаментальную роль не только в космологии, но и в физике элементарных частиц, соединяя теорию и наблюдение в единую картину ранней Вселенной.