Vikipedija

Didžiojo sprogimo branduolių sintezė: Skirtumas tarp puslapio versijų

Naršyti istoriją interaktyviai
← Prieš tai darytas keitimasKitas pakeitimas →
Ištrintas turinys Pridėtas turinys
VizualusVikitekstas
Addbot (aptarimas | indėlis)
47 103 keitimai
S Perkeliamos 22 tarpkalbinės nuorodos, dabar pasiekiamos Wikidata puslapyje d:q837317.
Zygimantus (aptarimas | indėlis)
29 148 keitimai
atnaujinti šaltiniai
Eilutė 14:
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.
 
Visatai plečiantis ji vėsta. Laisvi neutronai (ir galbūt protonai) yra mažiau stabilesni, nei helio branduolys, todėl jiems energetiškai naudingiau susijungti į helio branduolį. Tačiau <sup>4</sup>He formavimuisi reikia tarpinio žingsnio - deuterio susidarymo. Tuoj po Didžiojo sprogimo temperatūros buvo pakankami aukštos, todėl 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 <sup>4</sup>He susidarymas nevyko tol, kol Visata neatvėso (kad susiformuotų pakankamas 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, neatsižvelgiant į tokių elementų kaip [[tritis]] radioaktyvųjį skilimą.<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 = Einstein Online | accessdate = 2007-02-24 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070208212219/http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_phys/index.html | archivedate = 2007-02-08 | deadurl = no}}</ref>
<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>
 
=== Tyrinėjimų istorija ===
eilutė 61 ⟶ 60:
 
Ji puikiai paaiškina helis-4, o helis-3 ir deuterį 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 = [Einstein Online | accessdate = 2007-02-24 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070208212728/http://www.einstein-online.info Einstein Online]/en/spotlights/BBN_obs/index.html | accessdatearchivedate = 2007-02-2408 | deadurl = no}} 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>
 
== Neklasikinės Didžiojo sprogimo branduolių sintezės teorijos ==
Rodomas puslapis "https://lt.wikipedia.org/wiki/Didžiojo_sprogimo_branduolių_sintezė"