Didžiojo sprogimo branduolių sintezė: Skirtumas tarp puslapio versijų

'''[[Didysis sprogimas|Didžiojo sprogimo]] branduolių sintezė''' (kartais galima rasti pavadinimą '''pirmykštė branduolių sintezė''' arba '''Didžiojo sprogimo nukleosintezė''') reiškia [[Atomo branduolys|branduolių]], sunkesnių nei [[Vandenilis|vandenilio]], susidarymą ankstyvosiose [[Visata|Visatos]] vystymosi stadijose. Manoma, kad po Didžiojo sprogimo formavosi vandenilio [[Izotopas|izotopaiizotopas]] [[deuteris]], [[Helis|helio]] izotopai ³He, ⁴He ir [[Litis|ličio]] izotopas ⁷Li (užrašymas ^NX reiškia: X – elemento pavadinimas, N – [[nukleonas|nukleonų]] skaičius branduolyje).

* Ji truko apie tris minutes (tarpe nuotarp 1 ikiir 100 sekundžių nuo [[Metrinės erdvės plėtimasis|erdvės plėtimosi]] pradžios. Po šio laikotarpioto Visatos tankiai ir temperatūros nukrito žemiau tų, kuriekurios reikalingireikalingos vykti [[Branduolių sąlaja|branduolių sąlajos]] reakcijoms vykti. Didžiojo sprogimo branduolių sintezės neilga trukmė yra svarbisvarbus momentas teoretikams, kadangi nesusidarėnespėjo susidaryti sunkesnių elementų, nei [[berilis]].

Pagrindinis parametras, kuris naudojamas modeliuotimodeliuojant Didžiojo sprogimo branduolių sintezę yra [[Fotonas|fotonų]] skaičius, tenkantis vienam [[Barionas|barionui]]. Šis parametras proporcingas ankstyvosios Visatos [[Tankis|tankiui]] ir [[temperatūra]]i (t.y. sąlygoms, kuriomis gali vykti branduolių sąlaja). Nors šis santykis svarbus, apsprendžiantnusakant elementų paplitimus, tiksli vertė mažai keičia bendrą paveikslą. Bet kokiu atveju Didžiojo sprogimo branduolių sintezė pagamins 75% ¹H, 25% ⁴He, 0.01% deuterio (²H), ir 10^-10% eilės ⁷Li ir [[Berilis|berilio]] ir jokių kitų sunkiųjų elementų! Cheminių elementų paplitimas Visatoje yra visiškai suderinamas su šiais skaičiais, todėl tai patvirtina Didžiojo sprogimo hipotezę.

Reikia pažymėti, kad 25% helio reiškia, kadjog 25% Visatos cheminių elementų masės yra sukaupta helio pavidalu. Jei perskaičiuotume paplitimus (gausas) pagal tam tikrų atomų skaičius, helio procentas būtų mažesnis.

Branduolių sintezė prasidėjo maždaug po 1 sekundės nuo Didžiojo sprogimo pradžios, kai Visata pakankamai ataušo, ir po [[bariogenezė]]s etapo susiformavo stabilūs protonai irbei neutronai. Jų ([[nukleonas|nukleonų]]) santykiai išplaukia iš paprastų [[Termodinaminė pusiausvyra|termodinaminės pusiausvyros]] prielaidų, atsižvelgiant į tai, kad vidutinė Visatos temperatūra keičiasi laikui bėgant (jei termodinaminės pusiausvyros nėra (plėtimasis greitesnis nei reakcijų greičiai), protonų ir neutronų santykis nusistovės ties kita, nepusiausvira verte). Tuo būdu galime suskaičiuoti neutronų ir protonų santykius, priklausomai nuo temperatūros atitinkamu laiko momentu. Žinoma, šis santykis yra palankesnis protonams, nes laisvi neutronai dėl šiek tiek didesnės masės skils į protonus su 15 minučių [[Pusėjimo trukmė|pusėjimo trukme]] 15 minučių. Svarbu yra tai, kad Didžiojo sprogimo branduolių sintezę apsprendžiantys dėsniai ir fizikinės konstantos yra gerai žinomi. irTodėl čia nepasireiškia neapibrėžtumai, būdingi aprašant ankstyvąsias Visatos vystymosi stadijas. Kitas dalykas yra tai, jog branduolių sintezę nulemia fizikinės sąlygos šio proceso pradžioje ir nebėra visai svarbu, kas buvo iki tol.

Visatai plečiantis ji vėsta. Laisvi neutronai (ir gal būt protonai) yra mažiau stabilesni, nei helio branduolys, todėl jiems energetiškai naudingiau susijungti į helio branduolį. Tačiau ⁴He formavimuisi reikia tarpinio žingsnio - deuterio formavimosisusidarymo. BranduoliųTuoj sintezėspo Didžiojo sprogimo metu temperatūros buvo pakankami aukštos, irtodėl vidutinė dalelės energija buvo didesnė nei deuterio ryšio energija. Tai reiškia, kad susidaręs deuteris tuoj pat buvo suardomas (angl. situacija vadinama ''deuterium bottleneck'' - deuterio butelio kakliukas). Tuo būdu ⁴He susidarymas nevyko tol, kol Visata pakankamai neatvėso (kad susiformuotų pakankamaipakankamas kiekis, maždaug ties T = 0,1 MeV) ir neįvyko šuoliškas elementų formavimosi žybsnis. Tuoj po to, maždaug po trijų minučių, Visata pasidarė per šalta branduolių sąlajos reakcijoms vykti. Tuo momentu elementų gausos (paplitimai) ir buvo užfiksuoti, neskaitantneatsižvelgiant į tokių elementų kaip [[tritis]] radioaktyvausradioaktyvųjį skilimoskilimą.

Didžiojo sprogimo branduolių sintezės tyrinėjimai prasidėjo nuo1940 metais [[Ralph Alpher]] andir [[George Gamow]] darbų 1940 metaisdarbais. Kartu su [[Hans Bethe]] jie išspausdino darbusstraipsnius apie lengvųjų elementų gamybą ankstyvosiose Visatos vystymosi stadijose.

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė prognozuoja 25% ⁴He, ir jis yra beveik nepriklauso nuo pradinių sąlygų Visatoje. Kol Visata buvo labai karšta, o protonai ir neutronai galėjo laisvai virsti vienas kitu, 2 neutronams teko 14 protonų. Kai Visata ataušo, visi neutronai turėjo susijungti su protonais ir suformuoti helis-4 (kadangi jis stabilus). Taigi 2 neutronai ir 2 protonai (25% nuo 16=14+2) virto heliu. Be to helis-4 atomai negali jungtis tarpusavy, kad suformuotųsusiformuotų stabilųstabilūs branduolįbranduoliai duotomis sąlygomis, todėl visas helis-4 taip ir liks heliu. (Galima įsivaizduoti, kad helis tai pelenai ir visai nesvarbu, kaip vandenilis - medis bus sudegintas).

Deuteris tam tikra prasme yra priešingybė heliui-4: jei helis yra labai stabilus, tai deuteris tik iš dalies stabilus ir lengvai suardomas. Vienintelė priežastis, kodėl visas deuteris nepavirto heliu yra tik ta, kad dėl plėtimosi Visata atvėso ir deuterio sąlajos rekcijosreakcijos nutrūko. VienaMokslininkams ištai to pasekmių yra taireiškia, kad deuterio kiekis yra labai jautriai priklauso nuo pradinių sąlygų. Kuo tankesnė Visata, tuo daugiau deuterio virs heliu.

Dabar nėra žinoma kokių nors procesų po Didžiojo sprogimo, kuriokurie pagamintų žymesnius deuterio kiekius. Taigi, deuterio gausos rodo, kad Visata nėra be galo sena, o tai yra pilnai suderinama su Didžiojo sprogimo hipoteze.

Aštuntame dešimtmetyje buvo intensyviai ieškoma processų, kurie dar galėtų gaminti deuterį, o vėliau ir kitus sunkesnius elementus (izotopus). Ši problema atsirado dėl to, kad nors deuterio koncentracija Visatoje yra suderinama su Didžiojo sprogimo teorija, jis yra per didelis, kad būtų suderintas su modeliu, kuriame Visata susideda iš protonų ir neutronų. Jei padarytume prielaidą, kad Visata susideda vien tik iš jų, tai dabartinis Visatos tankis yra toks, kad dauguma dabar stebimo deuterio turėtų būti sudegintassudeginta (jis būtų virtęs heliu).

Šis prieštaravimas tarp stebėjimų ir teorijos ir iššaukėprivertė paieškasieškoti, kas galėtų pagaminti dar papildomus deuterio kiekius. Po kiek laiko prieita išvados, kad tokių procesų tikimybės yra per mažos. Dabartinis deuterio kiekis aiškinamas tuo, kad Visata nesusideda vien iš barionų, o yra ir nebarioninės medžiagos (taip vadinama [[nematomoji medžiaga]]), kuri sudaro dižiąjądidžiąją medžiagos masės dalį Visatoje. Tai taip pat pilnai suderinama su skaičiavimais, kurie teigia, kad Visata, sudaryta vien iš protonų ir neutronų, turėtų būti daug netolygesnė (angl. ''clumpy''), nei kad yra stebima dabar.

Pagaminti daug deuterio branduolių skilimo metu irgi yra sunku. Problema ta, kad dėl deuterio susidūrimų su kitais, arbabranduoliais vyks branduolių sąlajos arba vyks skilimasskilimai, kurių metu išlėks neutronai arba [[alfa dalelė]]s. Aštuntame dešimtmetyje buvo tyrinėjama, ar branduolių skaldymas veikiant kosminiams spinduliams gali pagaminti pakankamai deuterio. Nors šisbuvo procesasatrasta, pasirodėkad esąsšis procesas nepakankamai efektyvus deuterio gamybaigamyboje, tačiau jis pasirodė, jog jis sugebantissugeba sukurti kitus lengvousiuslengvuosius elementus.

Ji puikiai paaiškina Helishelis-4, o Helishelis-3 ir deuterisdeuterį dar geriau. Ličiui-7, stebėjimai ir modeliai duoda tos pačios eilės gausas, tačiau jos skiriasi maždaug 2 kartus. Atsižvelgiant į tai, kad mums reikia rekonstruoti ličio gausas po pat Didžiojo sprogimo, šis neatitikimas daugiau rodo, kad mes nepakankamai gerai žinome žvaigždžių fiziką (ir ličio gamybą žvaigždėse), o ne Didžiojo sprogimo branduolių sintezę. Toks stebėjimų ir teorijos atitikimo lygis yra nuostabus. Mes ekstrapoliuojame

dabartinės Visatos būseną beveik 14 milijardų metų atgal, iki laikų apie vieną sekundę po sprogimo, o rezultatai puikiai sutampa su stebėjimais.<ref>{{cite web | last = Weiss | first = Achim | title = Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation | url = http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_obs/index.html | work = [http://www.einstein-online.info Einstein Online] | accessdate = 2007-02-24}} ForNaujausius askaičiavimus recent calculation of BBN predictions,galima seerasti {{cite journal | author=A. Coc et al. | title=Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the Abundance of Light Elements | journal=Astrophysical Journal | volume=600 | year= 2004 | pages=544 | url= http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0309480}} Išmatuotoms vertėms žiūrėkite: Helis-4: {{cite journal | author=K. A. Olive & E. A. Skillman|title=A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance|journal= Astrophysical Journal | volume=617| year=2004| pages= 29 | url= http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0405588}} Helium-3: {{cite journal | author=T. M. Bania, R. T. Rood & D. S. Balser | title= The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way| journal= Nature |volume= 415 | year=2002 | pages= 54}} Deuteris: {{cite journal | author=J. M. O'Meara, et al.| title=The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards a Fourth QSO: HS0105+1619|journal=Astrophysical Journal| volume= 552 |year=2001|pages= 718 | url=http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0011179}} Litis-7: {{cite journal | author=C. Charbonnel & F. Primas|title=The Lithium Content of the Galactic Halo Stars | journal= Astronomy & Astrophysics | volume=442 | year=2005| pages= 961| url=http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0505247}}</ref>

Jų nereikia painioti su neklasikinėmis [[Kosmologija|kosmologinėmis]] teorijomis: net neklasikinės Didžiojo sprogimo branduolių sintezės teorijos teigia, kad Didysis sprogimas įvyko. Tačiau jos naudoja papildomus fizikinius reiškinius ar prielaidas ir stebi, kaip jie paveiks cheminių elementų gausas. Taip, pavyzdžiui, galima atsisakyti homogeniškumo prielaidų arba naudoti papildomas daleles (tarkim masyvius [[Neutrinas|neutrinus]]).

Tokių teorijų kūrimas turi savo istorines šaknis - norima pašalinti kai kuriuos anksčiau minėtus nesutapimus tarp teorijos ir stebėjimų. Tačiau dauguma prieštaravimų yra jau išspręsti padidinus stebėjimų tikslumus ar pakeitus metodikas. Antra vertus, tikimasi, kad neklasikinės teorijos turėtų uždėti apribojimus didelių energijų ir tankių fizikai. Tarkim klasikinėKlasikinė Didžiojo sprogimo teorija teigia, kad nėra jokių egzotinių hipotetinių dalelių. (Tarkimtaip, pavyzdžiui, masyvių neutrinų įvedimas duoda elementų gausas labai skirtingasbesiskiriančias nuo stebimų). Taipogi tokios teorijos turėtų uždėti kažkokias ''[[tau neutrinas|tau neutrinų'']] masės ribas.