Космолошки проблем литијума
У астрономији, проблем литијума или неслагање литијума односи се на неслагање између првобитне количине литијума како се закључује из посматрања хало звезда сиромашних металом (популација II) у нашој галаксији и количине која би теоретски требало да постоји због нуклеосинтезе Великог праска + ВМАП предвиђања космичке барионске густине ЦМБ. Наиме, најшире прихваћени модели Великог праска сугеришу да би требало да постоји три пута више примордијалног литијума, посебно литијума-7. Ово је у супротности са уоченим обиљем изотопа водоника (1Х и 2Х) и хелијума (3Хе и 4Хе) који су у складу са предвиђањима.[1] Неподударност је наглашена на такозваном „Шрамовом графикону“, названом у част астрофизичара Дејвида Шрама, која приказује ово примордијалну заступљеност као функцију космичког садржаја бариона из стандардних ББН предвиђања.
Порекло литијума
[уреди | уреди извор]Неколико минута након Великог праска, свемир је скоро у потпуности био сачиње од водоника и хелијума, са количинама литијума и берилијума у траговима, и занемарљиво малим количинама свих тежих елемената.[3]
Синтеза литијума у Великом праску
[уреди | уреди извор]Нуклеосинтеза Великог праска произвела је литијум-7 и берилијум-7, и заиста, овај потоњи доминира примордијалном синтезом нуклида масе 7. С друге стране, Велики прасак је произвео литијум-6 на нивоима више од 1000 пута мањим. 74Бе се касније распада путем хватања електрона (време полураспада 53,22 дана) у 73Ли, тако да видљива примордијална количина литијума у суштини збраја примордијални 73Ли и радиогени литијум из распада 74Бе.
Ови изотопи се производе реакцијама
и бивају уништени путем
Количина литијума произведеног у Великом праску може се израчунати.[4] Водоник-1 је најзаступљенији нуклид, који се састоји од отприлике 92% атома у Универзуму, са хелијумом-4 другим са 8%. Други изотопи укључујући 2Х, 3Х, 3Хе, 6Ли, 7Ли, и 7Бе су много ређи; процењена количина примордијалног литијума је 10−10 у односу на водоник.[5] Израчуната заступљеност и однос 1Х и 4Хе је у сагласности са подацима из посматрања младих звезда.[3]
Огранак П-П II
[уреди | уреди извор]У звездама, литијум-7 настаје у [[протон-протон цхаин реацтион]|ланчаној реакцији протон-протон]].
Грана П-П II је доминантна на температурама од 14 до 23 МК.
Референце
[уреди | уреди извор]- ^ Хоу, С. Q.; Хе, Ј.Ј.; Парикх, А.; Кахл, D.; Бертулани, C.А.; Кајино, Т.; Матхеwс, Г.Ј.; Зхао, Г. (2017). „Нон-еxтенсиве статистицс то тхе цосмологицал литхиум проблем”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 834 (2): 165. Бибцоде:2017АпЈ...834..165Х. С2ЦИД 568182. арXив:1701.04149
. дои:10.3847/1538-4357/834/2/165 .
- ^ Танабасхи, M.; Хагиwара, К.; Хикаса, К.; Накамура, К.; Сумино, Y.; et al. (Партицле Дата Гроуп) (2018-08-17). „Ревиеw оф Партицле Пхyсицс”. Пхyсицал Ревиеw D. Америцан Пхyсицал Социетy (АПС). 98 (3): 030001. Бибцоде:2018ПхРвД..98ц0001Т. ИССН 2470-0010. дои:10.1103/пхyсревд.98.030001 . хдл:10044/1/68623 . анд 2019 упдате.
- ^ а б Лангмуир, C. Х.; Броецкер, W. С. (2012). Хоw то Буилд а Хабитабле Планет: Тхе Сторy оф Еартх фром тхе Биг Банг то Хуманкинд. Принцетон Университy Пресс. ИСБН 978-0691140063.
- ^ Боесгаард, А. M.; Стеигман, Г. (1985). „Биг банг нуцлеосyнтхесис – Тхеориес анд обсерватионс”. Аннуал Ревиеw оф Астрономy анд Астропхyсицс. Пало Алто, ЦА. 23: 319—378. Бибцоде:1985АРА&А..23..319Б. дои:10.1146/аннурев.аа.23.090185.001535. А86-14507 04–90.
- ^ Танабасхи, M.; et al. (2018). „Биг-банг нуцлеосyнтхесис”. Ур.: Фиелдс, Б. D.; Моларо, П.; Саркар, С. Тхе Ревиеw (ПДФ). Пхyсицал Ревиеw D. 98. стр. 377—382. Бибцоде:2018ПхРвД..98ц0001Т. дои:10.1103/ПхyсРевД.98.030001.
