Первичный нуклеосинтез: физика ранней Вселенной
Температурно-временная шкала первичного нуклеосинтеза
Процесс первичного нуклеосинтеза разворачивается в первые минуты существования Вселенной, когда температура и плотность вещества были чрезвычайно высоки. Временные рамки этого этапа охватывают интервал от приблизительно 0,1 до 1000 секунд после Большого взрыва. При этом температурный диапазон охватывает значения от порядка 10¹⁰ К до 10⁸ К.
На ранних стадиях, когда температура превышала 10¹⁰ К (энергии ~1 МэВ), вещество находилось в виде плазмы нуклонов, электронов, позитронов, фотонов и нейтрино. Нейтроны и протоны находились в термодинамическом равновесии за счёт слабого взаимодействия:
n + νe ↔︎ p + e−, n + e+ ↔︎ p + ν̄e, n ↔︎ p + e− + ν̄e
С уменьшением температуры равновесие этих реакций нарушается. При температуре около T ≈ 0, 8 МэВ (примерно через 1 секунду) скорость обратных реакций становится ниже темпа расширения Вселенной, определяемого параметром Хаббла. Это приводит к «замораживанию» отношения числа нейтронов к числу протонов:
$$ \frac{n_n}{n_p} \approx e^{-\Delta m / T} \approx \frac{1}{6} \quad \text{при} \quad T \sim 0{,}8 \, \text{МэВ} $$
где Δm ≈ 1, 29 МэВ — разность масс нейтрона и протона.
Однако после выхода из равновесия свободные нейтроны продолжают распадаться с периодом полураспада ~886 секунд, поэтому к моменту начала синтеза ядер (~180 секунд) отношение nn/np снижается до примерно 1/7.
Формирование дейтрона и «бутылочное горлышко» нуклеосинтеза
Ключевой момент — это формирование стабильного дейтрона:
p + n → D + γ
Однако даже после снижения температуры до порядка 0,1 МэВ (T ~ 10⁹ К), фотонный фон всё ещё содержит значительное число фотонов с энергией, превышающей связующую энергию дейтрона (BD = 2, 22 МэВ). Эти высокоэнергичные фотоны эффективно разрушали бы вновь образующиеся дейтроны:
γ + D → p + n
Лишь когда плотность фотонов с энергией выше 2,2 МэВ стала существенно меньше, началось эффективное накопление дейтрона. Это происходит при температуре около 0,07 МэВ. Это узкое окно, когда возможна быстрая сборка дейтронов, определяет начало каскада ядерных реакций.
Реакции синтеза лёгких ядер
После образования дейтрона начинают последовательно формироваться более тяжёлые лёгкие ядра. Основные реакции:
$$ D + D \rightarrow T + p \\ D + D \rightarrow {}^3\text{He} + n \\ D + T \rightarrow {}^4\text{He} + n \\ D + {}^3\text{He} \rightarrow {}^4\text{He} + p $$
Происходит также образование следов лёгких изотопов:
$$ T + D \rightarrow {}^5\text{He} + \gamma \quad (\text{нестабильно}) \\ {}^3\text{He} + D \rightarrow {}^5\text{Li} + \gamma \quad (\text{нестабильно}) $$
Так как ядра с A = 5 и A = 8 нестабильны, процесс первичного нуклеосинтеза заканчивается на лёгких ядрах. Это так называемый «A=5 и A=8 барьер», препятствующий синтезу более тяжёлых элементов в рамках ранней Вселенной.
Основной продукт: гелий-4
Наиболее устойчивым и массово формируемым ядром становится гелий-4. Почти все нейтроны к моменту завершения синтеза оказываются связанными в ядрах 4He, состоящих из 2 нейтронов и 2 протонов. Если обозначить массовую долю 4He как Yp, то её величина оценивается как:
$$ Y_p \approx \frac{2n_n}{n_p + n_n} \approx \frac{2 \cdot (1/7)}{1 + (1/7)} \approx 0{,}25 $$
Таким образом, около 25% всей барионной массы переходит в 4He, остальное остаётся в виде протонов (т.е. ядер водорода), а также в виде малых количеств дейтерия (2H), трития (3H, далее распадающегося в 3He), 3He и 7Li.
Зависимость результатов нуклеосинтеза от физических параметров
Процесс и результаты первичного нуклеосинтеза чувствительны к нескольким ключевым параметрам:
Плотность барионов Величина плотности барионов (обычно выражаемая через отношение η = nb/nγ) напрямую влияет на скорость ядерных реакций. При больших η — синтез протекает быстрее и эффективнее, наблюдается меньше остаточного дейтерия. Стандартное значение:
η ∼ (6, 1 ± 0, 1) ⋅ 10−10
Число нейтрино-подобных видов Расширение Вселенной в первые минуты определяется числом релятивистских степеней свободы. Увеличение числа нейтрино-подобных частиц ускоряет расширение, и, следовательно, сокращает время, в течение которого возможен синтез ядер. Это ведёт к большему числу нейтронов, а значит — к большему количеству 4He.
Временная шкала распада нейтрона Период полураспада свободного нейтрона влияет на конечное число нейтронов, доживших до момента образования гелия. Даже небольшое изменение в величине времени жизни нейтрона существенно отражается на массовой доле гелия.
Темп расширения Вселенной Описывается параметром Хаббла H(t), зависящим от плотности энергии. При наличии экзотических форм материи или дополнительной энергии (например, темной радиации), темп расширения увеличивается, сокращая время на реакции нуклеосинтеза.
Современные наблюдения и проверка модели
Результаты первичного нуклеосинтеза можно проверять с помощью спектроскопических измерений содержания лёгких элементов в далёких, малометалличных астрофизических объектах, сохранивших первичную химическую подпись. Основные наблюдаемые величины:
Эти данные согласуются с предсказаниями стандартной модели космологии при принятом значении плотности барионов, которое также подтверждается независимыми измерениями космического микроволнового фона.
Космологическая значимость первичного нуклеосинтеза
Первичный нуклеосинтез — один из трёх главных столпов современной космологии (наряду с расширением Вселенной и космическим микроволновым фоном). Он предоставляет важнейшие ограничения на параметры ранней Вселенной и позволяет:
Таким образом, первичный нуклеосинтез — мощный инструмент для тестирования физики высоких энергий и гравитационной динамики в ранней Вселенной.