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]] [[deuteris]], [[Helis|helio]] izotopai ³He, ⁴He ir [[Litis|ličio]] izotopas ⁷Li (užrašymas ^NX reiškia: X – elemento pavadinimas, N – [[nukleonas|nukleonų]] skaičius branduolyje).

 

Yra du svarbūs Didžiojo sprogimo branduolių sintezės aspektai:

* Ji truko apie tris minutes (tarp 1 ir 100 sekundžių nuo [[Metrinės erdvės plėtimasis|erdvės plėtimosi]] pradžios. Po to Visatos tankiai ir temperatūros nukrito žemiau tų, kurios reikalingos vykti [[Branduolių sąlaja|branduolių sąlajos]] reakcijoms. Didžiojo sprogimo branduolių sintezės neilga trukmė yra svarbus momentas teoretikams, kadangi nespėjo susidaryti sunkesnių elementų, nei [[berilis]].

Reikia pažymėti, kad 25% helio reiškia, jog 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 bei 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]]. Svarbu yra tai, kad Didžiojo sprogimo branduolių sintezę apsprendžiantys dėsniai ir fizikinės konstantos yra gerai žinomi. Todėl 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.

 

<ref>{{cite web | last = Weiss | first = Achim | title = Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis | url = http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_phys/index.html | work = [http://www.einstein-online.info Einstein Online] | accessdate = 2007-02-24}}</ref>

 

Didžiojo sprogimo branduolių sintezės tyrinėjimai prasidėjo 1940 metais [[Ralph Alpher]] ir [[George Gamow]] darbais. Kartu su [[Hans Bethe]] jie išspausdino straipsnius apie lengvųjų elementų gamybą ankstyvosiose Visatos vystymosi stadijose.

 

Per visą aštuntą dešimtmetį pagrindine mįsle buvo tai, kad paskaičiuotas barionų tankis buvo daug mažesnis, negu stebimos Visatos masė, gaunama iš jos plėtimos greičio. Šis neatitikimas didžiąja dalimi buvo išspręstas įvedus [[Nematomoji medžiaga|nematomosios medžiagos]] (tamsiosios medžiagos) sąvoką.

 

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė nesukūrė elementų, sunkesnių nei [[berilis]], kadangi nėra stabilių branduolių su 8 nukleonais. Žvaigždžių branduolių sintezėje šis "butelio kaklelis" įveikiamas [[trijų alfa dalelių reakcija|trijų alfa dalelių reakcijos]], kai susidūrę trys helio branduoliai sukuria stabilų [[Anglis|anglies]] izotopą. Tačiau šis procesas yra labai lėtas, trunkantis tūkstančius metų žvaigždėse, taigi jo įtaka per tris branduolių sintezės minutes po Didžiojo sprogimo juo labiau bus nereikšminga.

 

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 susiformuotų stabilūs branduoliai duotomis sąlygomis, todėl visas helis-4 taip ir liks heliu. (Galima įsivaizduoti, kad helis tai pelenai ir visai nesvarbu, kaip vandenilis - medis bus sudegintas).

 

| accessdate = 2007-04-05}}</ref>

 

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 reakcijos nutrūko. Mokslininkams tai reiškia, kad deuterio kiekis labai jautriai priklauso nuo pradinių sąlygų. Kuo tankesnė Visata, tuo daugiau deuterio virs heliu.

 

Pagaminti daug deuterio branduolių skilimo metu irgi yra sunku. Problema ta, kad dėl deuterio susidūrimų su kitais branduoliais vyks branduolių sąlajos arba skilimai, kurių metu išlėks neutronai arba [[alfa dalelė]]s. Aštuntame dešimtmetyje buvo tyrinėjama, ar branduolių skaldymas veikiant kosminiams spinduliams gali pagaminti pakankamai deuterio. Nors buvo atrasta, kad šis procesas nepakankamai efektyvus deuterio gamyboje, tačiau pasirodė, jog jis sugeba sukurti kitus lengvuosius elementus.

 

[[Vaizdas:Baby_Universe.jpg|thumb|275px|[[reliktinis spinduliavimas|Reliktinio spinduliavimo]] [[anizotropija|anizotropijos]] paveikslas.]]

Didžiojo sprogimo branduolių sintezės modeliai duoda kiekybinius deuterio, helio ir ličio gausumų įvertinimus Visatoje.

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}} Naujausius skaičiavimus galima rasti {{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]]).

 

 

 

*{{cite web | last = Weiss | first = Achim | title = Big Bang Nucleosynthesis: Cooking up the first light elements | url = http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN/index.html | work = [http://www.einstein-online.info Einstein Online] | accessdate = 2007-02-24}}

*White, Martin: [http://astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/bbn.html Overview of BBN]

*Wright, Ned: [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html BBN (cosmology tutorial)]

 

* {{cite journal

| author=Burles, Scott, and Kenneth M. Nollett, Michael S. Turner

* [http://www.astro.washington.edu/research/bbn/ Java Big Bang element abundance calculator]

 

<references/>