Primordijalna nukleosinteza

Primordijalna nukleosinteza je astrofizička teorija kojom se objašnjava prisustvo nekih atoma koji nisu predviđeni modelom zvezdane nukleosinteze kao što su deuterijum, helijum-4 i litijum-7.

Po ovom modelu, već od prvog momenta univerzuma, zahvaljujući temperaturi od milijardu stepeni, laki atomi su formirani interakcijom elementarnih čestica.

Standardni model primordijalne nukleosinteze

Zašto uvesti ovaj model?

Ovog trenutka, odnos je jedan atom deuterijuma (težak vodonik ²H) prema 100000 atoma vodonika. Mada je njegova količina mala, on je međutim sedmi element po brojnosti u svemiru.

Deuterijum je jedan od manje stabilnih atoma (energija od 2,2 MeV je dovoljna da odvoji proton od neutrona koji ga gradi) i ne opstaje pri temperaturi tipičnoj za zvezde, gde je razoren nuklearnim reakcijama (već od 1 milion kelvina). Njegovo poreklo može biti objašnjeno jedino kroz Veliki prasak: visoka temperatura u trenutku nastanka univerzuma je omogućila njegov nastanak, a brzo hlađenje zbog širenja je omogućilo njegovo očuvanje. Ali, ta tvrdnja može biti pod sumnjom. Model primordijalne nukleosinteze kaže da je jezgro deuterijuma bilo momentalno razoreno fotonima. Jezgro deuterijuma moglo bi biti mlađe od jezgra vodonika ili helijuma, stabilnije, imajući potrebu za druge reakcije nuklearne fuzije, dve druge sile, kao što su elektromagnetizam i gravitacija (koje su prisutne pri stvaranju zvezda, planeta i u oblacima čestica). Dužina života jezgra deuterijuma u trenutku Velikog praska je veoma kratka, u poređenju sa onom vodonika i helijuma. Tren u kome je temperatura reda veličine milijardu stepeni da bi dospela do takvog pada od čak nekoliko milijardi stepeni. Verovatno je trebalo čekati dugih milion godina, vreme kad je temperatura omogućavala elektromagnetnim reakcijama koje su evidentinije znači bilo bi verovatnije da je taj izotop plod zakasnele fuzione reakcije kao što je teorija lanca proton-proton, teorija koja objašnjava prisustvo velike količine sledeća tri elementa: Li, Be i B, i njihov opstanak i prisustvo su rezultat oslobađanja energije vezane za pojavu prvih zvezda, neke za formiranje galaktičkih klastera, druge vezane za kvazare, ali ništa nije sigurno. Nalazimo određene količine deuterijuma u univerzumu (veoma malu u odnosu na vodonik). On je verovatno sačuvan zahvaljujući silama termodinamike koji su bili sposobni da ne dozvole elektromagnetizmu i gravitaciji da deluju. Uslovi u Velikom prasku ne dozvoljavaju deuterijumu da dugo postoji u tako velikoj količini čak iako je pojava deuterijuma rezultat fuzione reakcije u uslovima od nekoliko miliona stepeni. On je neočekivana reakcija zakasnele fuzije. Uslovi termodinamike vezani za narastanje možda potvrđuju tu pretpostavku.

Količina helijuma 4 (u svemiru) je u ovom trenutku reda veličine od 23 do 30%.
Zvezde stvaraju helijum zahvaljujući fuziji vodonika. Taj proces se naziva zvezdana nukleosinteza. Stvoreni helijum koji je otpušten u međuzvezdani prostor je suviše mali.
Ovde treba reći da na kraju života zvezda male ili velike mase stvoreni helijum ne bude oslobođen u međuzvezdani prostor.

• Zvezde male mase oslobađaju samo spoljni sloj koji je malo izmenjen u fuzionoj reakciji. Jezgro sačinjeno od helijuma se transformiše u belog patuljka.
• Masivne zvezde kod kojih je vodonik iz centra jezgra istrošen (potpuno fuzijom preveden u helijum), helijum nastavlja proces fuzije pa daje teže elemente kao što su ugljenik, kiseonik i neon... A kod masivnijih zvezda (> 8 Mo) fuzija ide do stvaranja gvožđa. Kod tih zvezda helijum koji je otpušten je iz srednje zone, izeđu spoljnog omotača i jezgra.

To znači da globalno gledano količina stvorenog helijuma je beznačajna. Iz toga proizilazi da galaksije u svom nastanku već imaju veliki deo helijuma.

Ta količina je više-manje jednaka (23 do 30%) za sve tipove galaksija. Jedino Veliki prasak može da objasni prisustvo tolike količine helijuma.

Postoji još jedan fenomen - spalacija. Kosmički zraci sa velikom energijom lome atome ugljenika, azota i kiseonika u lakše atome ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B, ¹¹B, He, H...), ali te količine su male i nisu značajne za nastanak helijuma, vodonika i deuterijuma, no, veoma je važan za nastanak litijuma, berilijuma i bora ; zvezde ih ne stvaraju jer su momentalno razoreni u procesu fuzije.

Zahvaljujući kombinaciji tri modela, zvezdana nukleosinteza, primordijalna nukleosinteza i spalacija objašnjavaju stvaranjem elemenata.

Proces odvijanja

Primordijalna nukleosinteza se odvija kad je temperatura 10⁹ K (u prvih hiljadu godina posle Velikog praska).

Pre 10¹⁰ K (t<<1s), fotoni, neutroni, antineutroni, barioni (neutron i proton) elektroni i pozitoni su u ravnoteži prema formuli:

• ${\text{n}}+\nu _{\text{e}}\leftrightarrow {\text{p}}+{\text{e}}^{-}$
• ${\text{n}}+{\text{e}}^{+}\leftrightarrow {\text{p}}+{\overline {\nu _{\text{e}}}}$
• ${\text{n}}\leftrightarrow {\text{p}}+{\text{e}}^{-}+{\overline {\nu _{\text{e}}}}$

Odnos broja neutrona i protona je određen zakonom statistike Maksvela-Boltzmana :

• ${\frac {n_{\text{p}}}{n_{\text{n}}}}={\text{e}}^{-{\frac {E_{\text{p}}-E_{\text{n}}}{kT}}}={\text{e}}^{-{\frac {{\Delta }mc^{2}}{kT}}}$

Na 10¹⁰ K, oslobađa se i počinje da curi neutrino. Antineutrino nestaje i ravnoteža je razrušena. U trenutku narušavanja ravnoteže, odnos je n_p/n_n reda veličine 6 (jedan neutron na šest protona). Izmenjen β- dezintegracijom neutrona (${\text{n}}\rightarrow {\text{p}}+{\text{e}}^{-}+{\overline {\nu _{\text{e}}}}$ : dužina života : 880,3 ± 1,1 s), taj odnos je uvećan.

Dok temperatura ostaje viša od 10⁹ K, jezgro deuterijuma (deuterona) stvoreno (${\text{n}}+{\text{p}}\rightarrow {\text{D}}+\gamma$) je razoreno od strane fotona koji na toj temperaturi imaju dovoljnu energiju.

Ta jezgra postaju stabilna na temperaturi od 10⁹ K. Tada je odnos n_p/n_n ≈ 7 i primordijalna nukleosinteza kreće sa formiranjem lakih elemenata :

(γ : foton)

${\begin{matrix}{\text{p}}+{\text{n}}&\rightarrow &{\text{D}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{He}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}\\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}\\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}\\^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{H}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+{\text{n}}\\^{3}\,{\text{He}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+{\text{p}}\\^{3}\,{\text{He}}+^{3}{\text{He}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+2{\text{p}}\\^{4}\,{\text{He}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{6}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{4}\,{\text{He}}+^{3}{\text{H}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{4}\,{\text{He}}+^{3}{\text{He}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Be}}+\gamma \\^{6}\,{\text{Li}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{6}\,{\text{Li}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Be}}+\gamma \\^{7}\,{\text{Li}}+{\text{p}}&\rightarrow &2^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{7}\,{\text{Be}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+{\text{p}}\\^{7}\,{\text{Be}}+{\text{e}}^{-}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\\end{matrix}}$

Na temperaturi t≈2.10²s, zbog širenja, temperatura i gustina postaju slabe za stvaranje fuzijom težih jezgra i neukleosinteza se zaustavlja.

Rezultati

U vreme ere radijacije (do razdvajanja materija-energija) nekoliko stotina miliona godina, jonska plazma je sačinjena od jezgara nastalih u procesu nukleosinteze :

• Vodonik :

Slobodni vodonik koji zauzima (još uvek) glavno mesto ~75%.

Njegov stabilni izotop, deuterijum : ²H.

Tricijum ³H, što se njega tiče, on se progresivno transformisao u ³He već na početku te ere zbog radioaktivnosti-β, sa polu-životom od 12 godina i 1/3 (u uslovima Zemaljskog ambijenta koji nije isti kao u toj eri; plazma u razgradnji).

• Helijum :

Helijum 3 nastao tokom te nukleosinteze je glavni izvor prirodnog helijuma 3, koji je pomešan sa helijumom 3 nastao od radioaktivnosti početnog tricijuma (cf. paragraphe ci-dessus).

Helijum 4 predstavlja gotovo svu ostalu materiju koja je tamo nastala, približno 25%. Gotovo svi neutroni su tu ugrađeni.

Karakteristike

Ključni parametar za brojnost bitnih elemenata je broj bariona koji najbolje pokazuje odnos bariona i fotona:

• η = broj bariona / broj fotona

Jedino broj bariona omogućava određivanje količine primordijalnih lakih elemenata stvorenih tokom nukleosinteze.

Bogatstvo elemenata

Mera brojnosti značajnih elemenata je dokaz tačnosti teorije Velikog praska.

Predviđanja

Standardni model predviđa količine od 25% za helijum i 1% za deuterijum.

Mere brojnosti

Količine lakih elemenata su računate pomoćiu tri tipa merenja:

• Odmah posle nukleosinteze, posmatrajući kvazare koji su veoma udaljeni, (oni se nalaze na udaljenosti od 10 do 13 milijardi svetlosnih godina). Danas ih vidimo onakve kakvi su bili pre 10 do 13 milijardi godina kada je zvezdana aktivnost koja menja količine elemenata tek počinjala. Nađena vrednost za količine deuterijuma je veoma blizu primordijalnim količinama.
• Vršeći merenje u Sunčevom sistemu (planete ili sateliti koji imaju atmosferu kao što su na primer Jupiter, Titan, meteori, molekuli deuterijuma HD, HDO (na Zemlji, na primer)…) : Količine su takve da pre 4,5 milijardi godina zbog odsustva aktivnosti.
• Aktuelna epoha, vršenjem merenja (mlade i stare zvezde, gasne nebuloze koje sadrže gasni deuterijum ili molekularni deuterijum).

Ta merenja su izvršena prosmatranjem spektra količine i emisije elemenata i njihove jačine (primer sa vodonikom i deuterijumom: serija posmatranja Limana i Balmera).

Rezultati

Posle nedavnih ispitivanja Garija Stegmana kosmološki standardni model koji je predvideo odnos $\eta =6.1\pm 0.6\times 10^{-10}$ je u odličnom odnosu sa posmatranim vrednostima kombinujući rezultate VMAP-ai široku skalu koja daje $\eta =6.14\pm 0.25\times 10^{-10}$. Primordijalna količina ³He nađena posmatranjem je u saglasnosti sa predviđanjima standardnog modela. Primordijalna količina ⁴He pokazuje malo neslaganje u samo 2 sigma ali ima indicija da razlika može biti posledica sistematske greške u merenju količina, i da je teško misliti da se radi o nečemu što je izvan standardnog modela. Tako, slaganje sa količinom od ⁷Li je još lošije ali pošto se posmatranje količine primordijanog ⁷Li vršilo u krugu nad zvezdama naše galaksije, veoma je moguće da je mogla biti izmenjena tokom zvezdanih procesa pa je nepoverenje u vezi sa tim rezultatima merenja veliko.

Predviđanja standardnog modela mogu biti u sukobu sa nekim kosmološkim parametrima, kao što je gustina bariona u svemiru, čiji je rezultat posmatranja $\Omega _{b}h^{2}=0.0230$ u potpunoj saglasnosti sa predviđanjima.

Možemo rezimirati, da je standardni model postojan u odnosu na rezultate aktuelnih merenja i opservacija, mada je određivanje količine primordijalnih elemenata delikatna stvar : posmatrani objekti na kojima je količina primordijalnog deuterijuma ostala nedirnuta su retki, ³He je posmatran u međuzvezdanom gasu naše galaksije u nekom hemijskom smislu pa postoji sumnja činjenja velikih sistematskih grešaka u opservaciji helijuma ⁴. Nije dakle isključeno da će vrednost posmatrane količine lakih elemenata malo varirati u budućnosti i rušiti slaganje sa standardnom metodom što će doneti nova tumačenja fizike.

Zaplet

Barionov broj

Za poznavanje količine, vrednost bariona je od izuzetnog značaja jer je to jedini parametar u igri. Taj broj bariona je veoma važan jer on omogućava oređivanje frakcije materije bariona.

Razlika te barionske frakcije ca frakcijom (slabijom) svetlosne materije (računana kao rezultat posmatranja) omogućava određivanje frakcije bariona koja nije svetlosna (crne rupe, beli patuljci).

Štaviše, razlika između te barionske frakcije sa frakcijama (višeg stepena) dinamične materije računate od gravitacionih efekata (rotacija galaksija...) omogućava otkrivanje postojanja nebarione materije u ovom momentu (neutrino).

Drugi modeli

Postoje drugi modeli, nestandardni, koji uvode novi pojam nehomogenosti koji pokušava da objasni razlike koje mogu da postoje između rezultata merenja i teoretskih objašnjenja.