Sterrekunde

Hoe beperk die waargenome deuterium-oorvloed die oerknal-nukleosintese?

Hoe beperk die waargenome deuterium-oorvloed die oerknal-nukleosintese?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek weet dat deuterium gebruik kan word as 'n goeie spoor om die oerknal-nukleosintese te beperk. Maar kan iemand my in besonderhede vertel hoe dit eintlik gedoen word?


Oerknal nukleosintese

In fisiese kosmologie, Oerknal nukleosintese (afgekort BBN, ook bekend as oernukleosintese) verwys na die produksie van ander kerne as dié van die ligste isotoop van waterstof (waterstof-1, 1 H, met 'n enkele proton as kern) gedurende die vroeë fases van die heelal. Die oer-nukleosintese word deur die meeste kosmoloë vermoedelik van 10 sekondes tot 20 minute na die oerknal plaasgevind en word bereken as verantwoordelik vir die vorming van die grootste deel van die helium van die heelal as die isotoop helium-4 (4 He), tesame met klein hoeveelhede waterstofisotoop deuterium (2 H of D), heliumisotoop helium-3 (3 He) en 'n baie klein hoeveelheid litiumisotoop litium-7 (7 Li). Benewens hierdie stabiele kerne, is ook twee onstabiele of radioaktiewe isotope vervaardig: die swaar waterstof-isotoop tritium (3 H of T) en die berillium-isotoop beryllium-7 (7 Be), maar hierdie onstabiele isotope het later verval in 3 He en 7 Li , soos hierbo.

In wese is al die elemente wat swaarder is as litium en berillium, baie later geskep deur sterre nukleosintese in ontwikkelende en ontploffende sterre.


Alle ASJC-kodes (Science Journal Classification)

  • APA
  • Standaard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • RIS

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - Oerknal-nukleosintese in vergelyking met waargenome helium- en deuterium-oorvloed

T2 - Moontlikheid van 'n nie-standaard model

N2 - Vergelyk die nuutste waargenome waarnemings van He4 en D, maak ons ​​'n χ2-analise om te sien of dit moontlik is om oer-nukleosintese te versoen met behulp van die nuutste kerndata van NACRE II en die gemiddelde lewensduur van neutrone. As ons die waarnemingsdata van He4 deur Izotov et al. [Astron. Astrofis. 558, A57 (2013)], vind ons dat dit onmoontlik is om 'n redelike ooreenkoms met die standaard oerknal-nukleosintese te kry. Deur ontaarde neutrino's in te sluit, slaag ons egter daarin om konsekwente beperkings te verkry tussen die neutrino-degenerasie en die baryon-tot-foton-verhouding uit 'n gedetailleerde vergelyking van berekende oorvloed met die waarnemingsdata van He4 en D: die baryon-tot-foton-verhouding in eenhede van 10-10 word gevind dat dit in die reeks 6.02η10 6.54 is vir die gespesifiseerde parameters van neutrino-degenerasie.

AB - Met die vergelyking van die mees onlangse waarnemings van He4 en D, maak ons ​​'n χ2-analise om te sien of dit moontlik is om oer-nukleosintese te versoen met behulp van die nuutste kerndata van NACRE II en die gemiddelde lewensduur van neutrone. As ons die waarnemingsdata van He4 deur Izotov et al. [Astron. Astrofis. 558, A57 (2013)], vind ons dat dit onmoontlik is om 'n redelike ooreenkoms met die standaard oerknal-nukleosintese te kry. Deur ontaarde neutrino's in te sluit, slaag ons egter daarin om konsekwente beperkings te verkry tussen die neutrino-degenerasie en die baryon-tot-foton-verhouding uit 'n gedetailleerde vergelyking van berekende oorvloed met die waarnemingsdata van He4 en D: die baryon-tot-foton-verhouding in eenhede van 10-10 word gevind dat dit in die reeks 6.02η10 6.54 is vir die gespesifiseerde parameters van neutrino-degenerasie.


Volgorde van BBN

Oerknal-nukleosintese begin ongeveer een sekonde na die oerknal, wanneer die heelal genoeg afgekoel het om stabiele protone en neutrone te vorm, na baryogenese. Die relatiewe oorvloed van hierdie deeltjies is die gevolg van eenvoudige termodinamiese argumente, gekombineer met die manier waarop die gemiddelde temperatuur van die heelal oor tyd verander (as die reaksies wat nodig is om die termodinamies begunstigde ewewigswaardes te bereik te stadig is in vergelyking met die temperatuurverandering wat die uitbreiding, sal oorvloed op 'n spesifieke nie-ewewigswaarde bly). Deur die termodinamika te kombineer en die veranderinge wat deur kosmiese uitbreiding teweeggebring word, kan 'n mens die fraksie van protone en neutrone bereken op grond van die temperatuur op hierdie punt. Hierdie breuk is ten gunste van protone, want die hoër massa van die neutron lei tot 'n spontane verval van neutrone tot protone met 'n halfleeftyd van ongeveer 15 minute. Een kenmerk van BBN is dat die fisiese wette en konstantes wat die gedrag van materie by hierdie energieë reguleer, baie goed verstaan ​​word, en daarom ontbreek BBN sommige van die spekulatiewe onsekerhede wat vroeëre tydperke in die lewe van die heelal kenmerk. 'N Ander kenmerk is dat die proses van nukleosintese bepaal word deur toestande aan die begin van hierdie fase van die lewe van die heelal, wat dit wat voor gebeur, irrelevant maak.

Namate die heelal uitbrei, word dit afkoel. Vrye neutrone en protone is minder stabiel as heliumkerne, en die protone en neutrone het 'n sterk neiging om helium-4 te vorm. Die vorming van helium-4 vereis egter die tussenstap van die vorming van deuterium. Op die tydstip waarop die nukleosintese plaasvind, is die temperatuur hoog genoeg sodat die gemiddelde energie per deeltjie groter is as die bindingsenergie van deuterium. Daarom word enige deuterium wat gevorm word onmiddellik vernietig ('n situasie wat bekend staan ​​as deuterium bottelnek). Daarom word die vorming van helium-4 vertraag totdat die heelal koel genoeg word om deuterium te vorm (ongeveer T = 0,1 MeV), wanneer daar skielik 'n uitbarsting van elementvorming is. Kort daarna, drie minute na die oerknal, word die heelal te koel vir die samesmelting van die kern. Op hierdie stadium is die elementêre oorvloed vasgestel en verander dit net soos sommige van die radioaktiewe produkte van BBN (soos tritium) verval. & # 912 & # 93 Sjabloon: Nukleosintese

Geskiedenis van die oerknal nukleosintese

Die geskiedenis van die oerknal-nukleosintese het begin met die berekeninge van Ralph Alpher en George Gamow in die veertigerjare. Saam met Hans Bethe publiseer hulle die seminaar Alpher-Bethe-Gamow-artikel waarin die teorie van die produksie van ligelemente in die vroeë heelal uiteengesit word.

Gedurende die 1970's was daar 'n groot raaisel dat die digtheid van barione, soos bereken deur die oerknal-nukleosintese, baie minder was as die waargenome massa van die heelal, gebaseer op berekeninge van die uitbreidingstempo. Hierdie raaisel is grootliks opgelos deur die bestaan ​​van donker materie te postuleer.

Swaar elemente

Oerknal-nukleosintese het geen elemente wat swaarder was as berillium opgelewer nie, danksy 'n bottelnek as gevolg van die afwesigheid van 'n stabiele kern met 8 nukleone. In sterre word die bottelnek oorgedra deur drievoudige botsings van helium-4-kerne, wat koolstof (die trippel-alfa-proses) produseer. Hierdie proses is egter baie stadig, en dit neem tienduisende jare om 'n aansienlike hoeveelheid helium in koolstof in sterre om te skakel, en daarom het dit 'n onbeduidende bydrae gelewer in die minute na die oerknal.

Helium-4

Oerknal-nukleosintese voorspel 'n oervloed van ongeveer 25% helium-4 volgens massa, ongeag die aanvanklike toestande van die heelal. Solank as wat die heelal warm genoeg was vir protone en neutrone om maklik in mekaar te transformeer, was hul verhouding, slegs bepaal deur hul relatiewe massas, ongeveer 1 neutron tot 7 protone (wat die verval van neutrone in protone moontlik maak). Sodra dit koel genoeg was, het die neutrone vinnig met 'n gelyke aantal protone gebind om helium-4 te vorm. Helium-4 is baie stabiel en vergaan en kombineer nie maklik om swaarder kerne te vorm nie. Dus, uit elke 16 nukleone (2 neutrone en 14 protone), is 4 hiervan (25%) gekombineer tot een helium-4-kern. Een analogie is om helium-4 as as te beskou, en die hoeveelheid as wat mens vorm as jy 'n stuk hout heeltemal verbrand, is ongevoelig vir hoe jy dit verbrand.

Die oorvloed van helium-4 is belangrik omdat daar baie meer helium-4 in die heelal is as wat deur sterre nukleosintese verklaar kan word. Daarbenewens bied dit 'n belangrike toets vir die oerknalteorie. As die waargenome helium-oorvloed baie verskil van 25%, sou dit die teorie 'n ernstige uitdaging bied. Dit sou veral die geval wees as die vroeë helium-4-oorvloed baie kleiner as 25% was, omdat dit moeilik is om helium-4 te vernietig. Gedurende die middel van die negentigerjare het waarnemings voorgestel dat dit die geval sou wees, wat veroorsaak het dat astrofisici oor 'n oerknal-nukleosintetiese krisis gesels het, maar verdere waarnemings stem ooreen met die oerknalteorie. & # 913 & # 93

Deuterium

Deuterium is in sommige opsigte die teenoorgestelde van helium-4, aangesien helium-4 baie stabiel en baie moeilik is om te vernietig, maar dat deuterium net effens stabiel en maklik is om te vernietig. Omdat helium-4 baie stabiel is, is die neiging van twee deuteriumkerne sterk om te kombineer om helium-4 te vorm. Die enigste rede waarom BBN nie al die deuterium in die heelal omskakel na helium-4 nie, is dat die uitbreiding van die heelal die heelal afgekoel het en hierdie omskakeling kortgeknip het voordat dit voltooi kon word. Een gevolg hiervan is dat die hoeveelheid deuterium in teenstelling met helium-4 baie sensitief is vir aanvanklike toestande. Hoe digter die heelal is, hoe meer word deuterium omgeskakel na helium-4 voordat die tyd opraak, en hoe minder bly deuterium oor.

Daar is geen bekende prosesse na die oerknal bekend wat aansienlike hoeveelhede deuterium sal oplewer nie. Waarnemings oor die oorvloed van deuterium dui dus daarop dat die heelal nie oneindig oud is nie, wat in ooreenstemming is met die oerknalteorie.

Gedurende die 1970's was daar groot pogings om prosesse te vind wat deuterium kon produseer, wat blyk dat dit 'n manier was om ander isotope as deuterium te produseer. Die probleem was dat, hoewel die konsentrasie van deuterium in die heelal ooreenstem met die oerknal-model in sy geheel, dit te hoog is om konsekwent te wees met 'n model wat veronderstel dat die grootste deel van die heelal uit protone en neutrone bestaan. As 'n mens aanneem dat die hele heelal uit protone en neutrone bestaan, is die digtheid van die heelal sodanig dat baie van die deuterium wat tans waargeneem word, in helium-4 verbrand sou word.

Hierdie teenstrydigheid tussen waarnemings van deuterium en waarnemings van die uitbreidingstempo van die heelal het gelei tot 'n groot poging om prosesse te vind wat deuterium kon produseer. Na 'n dekade van inspanning was die konsensus dat hierdie prosesse onwaarskynlik is, en die standaard verklaring wat nou gebruik word vir die oorvloed van deuterium, is dat die heelal nie meestal uit barione bestaan ​​nie, en dat nie-baroniese materie (ook bekend as donker materie) maak die grootste deel van die materiemassa van die heelal uit. Hierdie verklaring stem ook ooreen met berekeninge wat toon dat 'n heelal wat meestal uit protone en neutrone bestaan, veel meer sou wees klonterig as waargeneem.

Dit is baie moeilik om met 'n ander proses vorendag te kom wat deuterium deur kernfusie sal produseer. Wat hierdie proses sou vereis, is dat die temperatuur warm genoeg is om deuterium te produseer, maar nie warm genoeg is om helium-4 te produseer nie, en dat hierdie proses onmiddellik na nie meer as 'n paar minute tot nie-kerntemperature afkoel. Dit is ook nodig dat die deuterium weggevoer word voordat dit weer voorkom.

Die vervaardiging van deuterium deur splitsing is ook moeilik. Die probleem hier is dat deuterium baie onderhewig is aan kernprosesse, en dat botsings tussen atoomkerne waarskynlik die absorpsie van die kern of die vrystelling van vrye neutrone of alfadeeltjies tot gevolg sal hê. Gedurende die 1970's is gepoog om kosmiese straalspallasie te gebruik om deuterium te produseer. Hierdie pogings kon nie deuterium produseer nie, maar het onverwags ander ligelemente opgelewer.


Hoe beperk die waargenome deuterium-oorvloed die oerknal-nukleosintese? - Sterrekunde

Primordial Deuterium and the Big Bang
gewysig vanaf artikel deur Craig J. Hogan (in Scientific American)

Die oerknal-model van die vroeë heelal is buitengewoon eenvoudig: dit het geen struktuur van enige aard op skale wat groter is as individuele elementêre deeltjies nie. Alhoewel die gedrag wat dit voorspel slegs beheer word deur algemene relatiwiteit, die standaardmodel van elementêre deeltjiefisika en die energieverspreidingsreëls van basiese termodinamika, blyk dit die oervuurbal amper perfek te beskryf.

Atoomkerne wat gedurende die eerste sekondes en minute van die heelal gevorm is, bied bykomende leidrade vir gebeure in die vroeë heelal en die samestelling en struktuur daarvan vandag. Die oerknal het 'n heelal voortgebring wat byna geheel en al uit waterstof en helium bestaan. Deuterium, die swaar isotoop van waterstof, is dus eers aan die begin van die heelal gemaak, dit dien as 'n besonder belangrike merker. Die deuteriumatoom hang sterk af van die eenvormigheid van die materie en die totale hoeveelheid materiaal wat in die oerknal gevorm word. Die afgelope paar jaar het sterrekundiges vir die eerste keer betroubare, direkte metings van deuterium in antieke gaswolke begin doen. Hulle resultate beloof om 'n presiese toets van die oerknal-kosmogonie te gee.

Dit lyk asof die uitbreiding van die heelal tussen 10 en 20 miljard jaar gelede begin het. Alles was baie nader aan mekaar en baie digter en warmer as nou. Toe die heelal net een sekonde oud was, was die temperatuur meer as 10 miljard grade, 1000 keer warmer as die middelpunt van die son. By daardie temperatuur was die onderskeid tussen verskillende soorte materie en energie nie so definitief soos onder huidige toestande nie: subatomiese deeltjies soos neutrone en protone verander voortdurend heen en weer in mekaar, & quotcooked & quot deur interaksies met volop en energieke elektrone, positrone en neutrino's. Neutrone is effens swaarder as protone, maar soos dinge afgekoel het, het die meeste sake in die meer stabiele vorm van protone verval. As gevolg hiervan, toe die temperatuur onder 10 miljard grade val en die intertransmutasie stop, was daar ongeveer sewe keer soveel protone as neutrone.

Toe die heelal 'n paar minute oud was (by 'n temperatuur van ongeveer een miljard grade), het die protone en neutrone genoeg afgekoel om in kerne vas te hou. Elke neutron het 'n protonpartner gevind wat 'n paar genaamd deuteron geskep het, en byna al die deuterone het op hul beurt weer saamgevoeg tot heliumkerne, wat twee protone en twee neutrone bevat. Teen die tyd dat die oerhelium gevorm het, was die digtheid van die heelal te laag om toe te laat dat verdere samesmelting in die beskikbare tyd swaarder elemente kon vorm, is byna al die neutrone in helium opgeneem.

Sonder neutrone om hulle bymekaar te hou, kan protone nie in kerne bind nie weens hul elektriese afstoting. Vanweë die beperkte neutronevoorraad in die oorspronklike vuurbal, moet ses van elke sewe protone dus as geïsoleerde waterstofkerne bly. Die oerknal-model voorspel gevolglik dat ongeveer 'n kwart van die massa van die normale materie van die heelal uit helium bestaan ​​en die ander driekwart waterstof. Hierdie eenvoudige voorspelling stem opmerklik goed ooreen met waarnemings. Omdat waterstof die belangrikste brandstof van die sterre van die heelal is, is die oorheersing daarvan die basiese rede vir sterlig en sonlig.

Tydens die vorming van heliumkerne het net een uit 10 000 deuterone ongepaar gebly. 'N Nog kleiner fraksie is versmelt in kerne wat swaarder is as helium, soos litium. (Al die ander bekende elemente, soos koolstof en suurstof, is baie later in sterre geproduseer.) Die presiese persentasies helium, deuterium en litium hang van slegs een parameter af: die verhouding van protone en neutrone - deeltjies wat gesamentlik as barione geklassifiseer word - -to fotone. Die waarde van hierdie verhouding, bekend as n (die Griekse letter eta), bly in wese konstant namate die heelal uitbrei omdat ons die aantal fotone kan meet n vertel ons hoeveel materie daar is. Hierdie getal is belangrik om die latere evolusie van die heelal te verstaan, want dit kan vergelyk word met die werklike hoeveelheid materie wat in sterre en gas in sterrestelsels gesien word, sowel as die groter hoeveelheid ongesiene donker materie.

Vir die oerknal om die waargenome mengsel van ligte elemente te maak, n moet baie klein wees. Die heelal bevat minder as een barion per miljard fotone. Die temperatuur van die kosmiese agtergrondstraling vertel ons direk die aantal fotone wat tans van die oerknal oorbly, daar is ongeveer 411 fotone per kubieke sentimeter ruimte. Daarom moet barione voorkom met 'n digtheid van ietwat minder as 0,4 per kubieke meter. Alhoewel kosmoloë dit weet n is klein, die skatting van die presiese waarde daarvan wissel tans met 'n faktor van amper 10. Die mees akkurate en betroubare aanwysers van n is die konsentrasies van oerlig-elemente, veral deuterium. 'N Vyfvoudige toename in n, byvoorbeeld, sou lei tot 'n veelsydige afname in die hoeveelheid deuterium wat geskep word.

Die blote aanwesigheid van deuterium stel 'n boonste perk op n omdat die oerknal waarskynlik die primêre bron van deuterium in die heelal is, en later verwerking in sterre dit geleidelik vernietig. 'N Mens kan aan deuterium dink as 'n soort gedeeltelik gebruikte brandstof soos houtskool wat oorgebly het omdat daar oorspronklik nie tyd was om dit heeltemal tot as te verbrand voordat die vuur afgekoel het nie. Nukleosintese in die oerknal het slegs 'n paar minute geduur, maar die kernverbranding in sterre duur miljoene of miljarde jare as gevolg daarvan, enige deuterium daar word in helium of swaarder elemente omgeskakel. Al die deuterium wat ons vind, moet dus 'n oorblyfsel van die oerknal wees - selfs die een molekule in 10 000 seewater wat 'n deuteriumatoom bevat in die plek van 'n waterstofatoom.

Die bepaling van die oerverhouding van deuterium tot gewone waterstof moet baie insiggewend wees, maar dit is nie maklik nie, want die heelal is nie so eenvoudig soos vroeër nie. Sterrekundiges kan deuterium meet in wolke van atoomwaterstofgas tussen die sterre van ons sterrestelsel, maar die broosheid van die element maak die resultate verdag. Ons leef in 'n besoedelde, verdwynde middeljarige sterrestelsel waarvan die gasse baie chemiese verwerking deur die geskiedenis van tien miljard jaar ondergaan het. Deuterium word baie maklik in sterre vernietig, selfs in hul buitenste lae en hul vroeë prestellêre evolusie. Sterre werp hul koevertjies uit as hulle sterf, en die gas in ons sterrestelsel was al baie keer in en buite sterre. As gevolg hiervan, kan die blik op nabygeleë gaswolke slegs 'n ondergrens vir die oorvloed van deuterium voorstel.

Dit sou baie beter wees as 'n mens 'n ongerepte oermateriaal in die hande kon kry wat nog nooit chemiese evolusie ondergaan het nie. Alhoewel ons nie sulke stowwe in die laboratorium kan bring nie, kan ons die samestelling daarvan sien deur die effek op die ligspektrum van verre bronne af te sien. Helder kwasare, die helderste voorwerpe in die heelal, is so ver weg dat die lig wat ons nou sien, hulle verlaat het toe die heelal slegs 'n sesde tot 'n kwart van sy huidige grootte was en miskien net 'n tiende van sy huidige ouderdom. Op pad na ons toe gaan die lig van hierdie kwasare deur wolke van gas wat nog nie tot volwasse sterrestelsels gekondenseer is nie, en die lig wat deur hierdie wolke geabsorbeer word, gee leidrade vir hul samestelling. Sommige wolke wat opgespoor is, bevat minder as 'n duisendste van die hoeveelheid koolstof en silikon (albei sterfusieprodukte) wat in die nabye ruimte gesien word, 'n goeie teken dat hulle die samestelling behou onmiddellik na die oerknal.

Daar is nog 'n voordeel om so ver weg te kyk. Die hoofkomponent van hierdie wolke, atoomwaterstof, absorbeer lig teen 'n skerp gedefinieerde stel ultraviolet golflengtes, bekend as die Lyman-reeks. Elk van hierdie absorpsielyne (sogenaamd vanweë die donker lyn wat dit in 'n spektrum agterlaat) stem ooreen met die golflengte van 'n foton presies energiek genoeg om die elektron in 'n waterstofatoom tot 'n bepaalde energievlak op te wek. Hierdie lyne het kleure wat diep in die ultravioletlig lê en kan gewoonlik nie van die grond af gesien word nie, vanweë atmosferiese absorpsie, selfs die rooiste (en mees prominente) lyn, Lyman alpha, verskyn op 'n golflengte van 1 215 angstrome. Gelukkig veroorsaak die uitbreiding van die heelal 'n & quotkosmologiese rooi verskuiwing & quot wat die golflengtes van fotone wat die aarde bereik, verleng tot op die punt waar waterstofabsorpsielyne van genoegsame gaswolke gemaklik binne die sigbare gebied is.

Lyman alpha verskyn honderde kere in die lig van 'n tipiese kwasar, telkens vanuit 'n ander wolk langs die siglyn met 'n ander rooi verskuiwing en dus op 'n ander golflengte. Die resulterende spektrum is 'n deel van die kosmiese geskiedenis, soos 'n boomringmonster of 'n Groenlandse yskern: hierdie kwasarabsorpsiespektrum neem die geskiedenis op van die omskakeling van eenvormige gas vanaf die vroeë oerknal in die diskrete sterrestelsels wat ons vandag sien, oor 'n enorme volume ruimte. Hierdie veelheid van spektra bied 'n ander manier om die oerkarakter van die absorberende materiaal te toets: die oerknal-model voorspel dat alle gaswolke uit die vroeë heelal min of meer dieselfde samestelling moet hê. Die meet van die oorvloed van verskillende wolke op groot afstande van ons en in beide tyd en ruimte, sal kosmiese eenvormigheid direk toets.

In sommige van hierdie wolke kan ons uit die kwasarspektra bepaal hoeveel gewone waterstof daar is en hoeveel deuterium. Ons kan die sein van deuterium skei, want die toegevoegde massa in die deuteriumkern verhoog die benodigde energie vir atoomoorgange met ongeveer een deel in 4000 (twee keer die verhouding van 'n protonmassa tot 'n elektronmassa). As gevolg hiervan is die absorpsiespektrum van deuterium soortgelyk aan dié van enkelkernwaterstof, maar al die lyne toon 'n skuif na die blou punt van die spektrum, gelykstaande aan die wat voortspruit uit 'n beweging van 82 kilometer per sekonde na die waarnemer. In spektrografiese metings van 'n waterstofwolk, word deuterium geregistreer as 'n dowwe blouverskuiwde & quotecho & quot van die waterstof.

Hierdie spektra neem ook die snelheid en temperatuurverdeling van die atome op. Atome wat met verskillende snelhede beweeg, absorbeer lig op effens verskillende golflengtes as gevolg van die Doppler-effek, wat die skynbare golflengte van die lig verander volgens die relatiewe beweging van die sender en ontvanger. Willekeurige termiese bewegings dryf die waterstofatome aan met snelhede van ongeveer 10 kilometer per sekonde, wat 'n golflengteverskuiwing van een deel in 30.000 veroorsaak, omdat hulle twee keer so swaar is, deuteriumatome met dieselfde temperatuur beweeg slegs ongeveer sewe kilometer per sekonde en het dus 'n effens verskillende snelheidsverdeling. 'N Moderne spektrograaf kan hierdie termiese snelheidsverskille oplos, asook kollektiewe vloei op groter skaal.

Alhoewel spektrograwe die golflengteverskille tussen gewone waterstof en deuterium maklik kan oplos, laat die lig van 'n verre kwasar in 30 000 kleure baie min intensiteit in elke kleur. Vir meer as 20 jaar was hierdie waarnemings te moeilik. Baie van ons het lang nagte deurgebring en gewag dat fotone een vir een op die detektors van die wêreld se grootste teleskope sou drup, net om te ontdek dat die weer, instrumentprobleme en uiteindelik net 'n gebrek aan tyd die ophoping van genoeg lig vir 'n oortuigende resultaat. Die tegniek is nou net prakties vanweë verbeterde, doeltreffender detektors, die 10-meter-Keck-teleskoop op Hawaii en gevorderde hoë-resolusie, hoë deurset-spektrograwe soos die Keck HIRES.

Na vele onsuksesvolle pogings op kleiner teleskope, het Antoinette Songaila en Lennox L. Cowie van die Universiteit van Hawaii in November 1993 hul eerste wetenskaplike nag op die Keck-teleskoop vir hierdie projek toegeken. Hulle het die teleskoop opgelei in 'n kwasar bekend as 0014 + 813 , bekend onder sterrekundiges vir sy helderheid - dit was inderdaad vir 'n paar jaar die helderste enkele voorwerp wat in die heelal bekend was. Uit vroeëre studies deur Ray J. Weymann van die Observatories of the Carnegie Institution of Washington en Frederic Chaffee, Craig B. Foltz en Jill Bechtold van die Universiteit van Arizona en hul medewerkers, het hulle geweet dat 'n redelik ongerepte gaswolk hiervoor lê kwasar.

Die eerste Keck-spektrum, wat binne 'n paar uur verkry is, was al van voldoende gehalte om geloofwaardige tekens van kosmiese deuterium te toon. Dit spektrum het die absorpsiepatroon vir waterstofgas wat met verskillende snelhede beweeg, getoon, en dit het 'n byna perfekte eggo van die Lyman-alfa-lyn met die kenmerkende blueshift van deuterium getoon. Die hoeveelheid absorpsie in hierdie tweede sein word veroorsaak deur ongeveer twee atome deuterium per 10.000 waterstofatome. Die uitslag is intussen onafhanklik bevestig deur Robert F. Carswell van die Universiteit van Cambridge en sy kollegas, met behulp van data van die vier meter Mayall-teleskoop by die Kitt Peak National Observatory in Arizona. Daaropvolgende ontleding het aan die lig gebring dat die absorpsie van deuterium inderdaad 'n buitengewone smal verspreiding van snelhede vertoon, soos verwag.

As hierdie waarde vir die hoeveelheid oer-deuterium korrek is, sal dit baie goed pas by die standaardvoorspellings van die oerknal-model vir 'n waarde van n ongeveer twee barione per 10 miljard fotone (baryon: klas elementêre deeltjies wat die proton, die neutron en 'n groot aantal onstabiele, swaarder deeltjies, bekend as hiperone, insluit). Met hierdie waarde van n, is die voorspellings van die oerknal ook in ooreenstemming met die hoeveelhede litium in die oudste sterre en ramings van oerhelium wat in nabygeleë metaalarm sterrestelsels gesien word. Die bevestiging van hierdie uitslag sal wonderlike nuus wees. Dit sal bevestig dat kosmoloë eers een sekonde na die begin van die uitbreiding van die heelal verstaan ​​wat gebeur het. Daarbenewens sou dit aandui dat die geskiedenis van materie op groot afstande soos die van nabygeleë materie is, soos veronderstel in die eenvoudigste moontlike model van die heelal.

Hierdie skatting van n pas redelik goed by die aantal barione wat ons vandag in die heelal sien. Die waargenome digtheid van fotone benodig ongeveer een atoom vir elke 10 kubieke meter ruimte. Dit is ongeveer dieselfde as die aantal atome wat direk getel word deur al die materiaal in die bekende gas, sterre, planete en stof bymekaar te tel, insluitend die kwasar-absorbeerders self; daar is nie 'n groot reservoir van onsigbare barione nie. Terselfdertyd dui waarnemings daarop dat 'n enorme hoeveelheid donker materie nodig is om die swaartekraggedrag van sterrestelsels en hul stralings te verklaar - ten minste tien keer die gemiddelde digtheid van die sigbare barione. Dus, ons hoë deuterium-oorvloed dui daarop dat hierdie massa nie van gewone atoommateriaal bestaan ​​nie.

Kosmoloë het baie kandidate voorgestel vir sulke nie-baroniese vorms van donker materie. Die oerknal voorspel byvoorbeeld dat die heelal amper net soveel neutrino's oor het as fotone. As elkeen selfs 'n paar miljardste soveel massa as 'n proton gehad het (gelykstaande aan 'n paar elektronvolte), sou neutrino's ongeveer soveel massa tot die heelal bydra as wat al die barione saamgestel het. Dit is ook moontlik dat die vroeë heelal 'n soort oorskietdeeltjie geskep het wat ons nie in die laboratorium kon produseer nie. Hoe dit ook al sy, die oerknal-model, veranker deur waarneming, bied 'n raamwerk om die astrofisiese gevolge van sulke nuwe fisiese idees te voorspel. Die skrywer


Waterstof-helium oorvloed

Waterstof en helium beslaan byna al die kernstowwe in die hedendaagse heelal. Dit stem ooreen met die standaard- of 'oerknal'-model. Die proses van die vorming van waterstof en helium en ander spoorbestanddele word dikwels 'oerknal-nukleosintese' genoem. Schramm se syfers vir relatiewe oorvloed dui daarop dat helium ongeveer 25% in massa is en waterstof ongeveer 73%, terwyl alle ander elemente minder as 2% uitmaak. Carroll & Ostlie gee 23 tot 24% helium. Daar is 'n venster van onsekerheid, maar dit is duidelik dat waterstof en helium 98% plus die gewone materie in die heelal uitmaak. Hierdie hoë persentasie helium argumenteer sterk vir die oerknal-model, aangesien ander modelle baie klein persentasies helium gegee het. Aangesien daar geen bekende proses is wat hierdie H / He-verhouding aansienlik verander nie, word dit beskou as die verhouding wat bestaan ​​het op die tydstip toe die deuteron stabiel geword het in die uitbreiding van die heelal. Hierdie verhouding is beduidend as 'n toets van kosmologiese modelle, aangesien dit beïnvloed sal word deur die periode vanaf die tyd toe die temperatuur laer as nodig was om neutrone van protone te produseer tot die tyd toe die deuteron stabiel geword het, wat die verval van die vrye neutrone stopgesit het. .

Die waterstof-helium-oorvloed help ons basies om die uitbreidingstempo van die vroeë heelal te modelleer. As dit vinniger was, sou daar meer neutrone en meer helium wees. As dit stadiger was, sou meer van die vrye neutrone verval het voor die stabiliteit van die deuterium, en sou daar minder helium wees.

Die modellering van die produksie van helium en die waterstof-helium-verhouding maak ook voorspellings oor ander kernspesies, veral 7 Li, 2 H (deuterium) en 3 He. Hierdie waargenome oorvloed pas gelyktydig by die oerknal-model binne 'n nou reeks. Die skadu-areas verteenwoordig metings van streke met 'n baie klein hoeveelheid swaar elemente, sodat dit lyk asof dit goeie monsters is van die oervloed. Behalwe dat dit 'n sensitiewe toets van die oerknal-model is, korreleer die oorvloed helium ook die beste met drie soorte neutrino's, eerder as twee of vier. Die teenwoordigheid van 'n ander neutrino-spesie, en dus 'n ander ronde leptone, sal 'n hoër helium-oorvloed met ongeveer 'n persent gee.

Die verhouding tussen die aantal barione per foton was een van die bydraes tot die ontdekking van die 3K agtergrondstraling. Daardie metings het die berekening van die fotonenergiedigtheid in die heelal moontlik gemaak, en die omvang van die beramings vir bariondigtheid het 'n barion / foton-rantsoen van ongeveer 10-9 gegee.

Data van Boesgaard, A. M. en Steigman, G., "Big Bang nucleasynthesis: Theories and Observations", Ann. Ds Astron. en Astrophys. 23, 319 (1985).


Oerknal nukleosintese-heelal.


Oerknal nukleosintese in fisiese kosmologie verwys dit na die produksie van ander kerne as H-1, die normale, ligte waterstof, gedurende die vroeë fases van die heelal, kort na die oerknal. Oerknal-nukleosintese is glo verantwoordelik vir die vorming van waterstof (H-1 of bloot H), die isotoop deuterium (H-2 of D), die heliumisotope He-3 en He-4, en die litium-isotoop Li- 7 (al hierdie nukliede word normaalweg getoon as NX, waar X = standaardnaam van hierdie element en N = die aantal nukleone in die kern, maar vir hierdie bladsy word dit eenvoudig XN genoem). Daar word ook na die oerknal-nukleosintese verwys as die oernukleosintese.

Kenmerkend van die oerknal-nukleosintese.

Daar is twee belangrike eienskappe van die oerknallnukleosintese (oerknalnukleosintese):

  • Dit het slegs ongeveer drie minute geduur (gedurende die periode van 100 tot ongeveer 300 sekondes vanaf die begin van die ruimte-uitbreiding), daarna het die temperatuur en digtheid van die heelal onder die vereiste geval vir kernfusie. The brevity of Big Bang nucleosynthesis is important because it prevented elements heavier than beryllium from forming while at the same time allowing unburned light elements, such as deuterium, to exist.
  • It was widespread, encompassing the entire universe.

The key parameter which allows one to calculate the effects of Big Bang nucleosynthesis is the number of photons per baryon. This parameter corresponds to the temperature and density of the early universe and allows one to determine the conditions under which nuclear fusion occurs. From this we can derive elemental abundances. Although the baryon per photon ratio is important in determining elemental abundances, the precise value makes little difference to the overall picture. Without major changes to the Big Bang theory itself, Big Bang nucleosynthesis will result in about 75% of H-1, about 25% helium-4, about 0.01% of deuterium, trace amounts of lithium and beryllium, and no other heavy elements. That the observed abundances in the universe are consistent with these numbers is considered strong evidence for the Big Bang theory.

In this field it is customary to quote percentages by mass, so that 25% helium-4 means 25% of the mass is tied up in helium-4. If you recalculate the numbers on an atom-by-atom or mole-by-mole basis, the percentage of helium-4 will be less.

Sequence of Big Bang nucleosynthesis.

Big Bang nucleosynthesis begins about one minute after the Big Bang, when the universe has cooled enough to form stable protons and Neutrons, after baryogenesis. From simple thermodynamical arguments, one can calculate the fraction of protons and neutrons based on the temperature at this point. This fraction is in favour of protons, because the higher mass of the neutron results in a spontaneous decay of neutrons to protons with a half-life of about 15 minutes. One feature of Big Bang nucleosynthesis is that the physical laws and constants that govern the behavior of matter at these energies are very well understood, and hence Big Bang nucleosynthesis lacks some of the speculative uncertainties that characterize earlier periods in the life of the universe. Another feature is that the process of nucleosynthesis is determined by conditions at the start of this phase of the life of the universe, making what happens before irrelevant.

As the universe expands it cools. Free neutrons and protons are less stable than helium nuclei, and the protons and neutrons have a strong tendency to form helium-4. However, forming helium-4 requires the intermediate step of forming deuterium. At the time at which nucleosynthesis occurs, the temperature is high enough for the mean energy per particle to be greater than the binding energy of deuterium therefore any deuterium that is formed is immediately destroyed (a situation known as the deuterium bottleneck). Hence, the formation of helium-4 is delayed until the universe becomes cool enough to form deuterium (at about T = 0.1 MeV), when there is a sudden burst of element formation. Shortly thereafter, at three minutes after the Big Bang, the universe becomes too cool for any nuclear fusion to occur. At this point, the elemental abundances are fixed, and only change as some of the radioactive products of Big Bang nucleosynthesis (such as tritium) decay.

History of Big Bang nucleosynthesis

The history of Big Bang nucleosynthesis began with the calculations of Ralph Alpher and George Gamow in the 1940s.

During the 1970s, there was a major puzzle in that the density of baryons as calculated by Big Bang nucleosynthesis was much less than the observed mass of the universe based on calculations of the expansion rate. This puzzle was resolved in large part by postulating the existence of Dark matter.

Heavy elements of the Big Bang nucleosynthesis.

Big Bang nucleosyntheis produces no elements heavier than beryllium. There is no stable nucleus with 8 nucleons, so there was a bottleneck in the nucleosynthesis that stopped the process there. In stars, the bottleneck is passed by triple collisions of helium-4 nuclei (the triple-alpha process). However, the triple alpha process takes tens of thousands of years to convert a significant amount of helium to carbon, and therefore was unable to convert any significant amount of helium in the minutes after the Big Bang.

Big Bang nucleosynthesis: Helium-4.

Big Bang nucleosynthesis predicts about 25% helium-4, and this number is extremely insensitive to the initial conditions of the universe. The reason for this is that helium-4 is very stable and so almost all of the neutrons will combine with protons to form helium-4. In addition, two helium-4 atoms cannot combine to form a stable atom, so once helium-4 is formed, it stays helium-4. One analogy is to think of helium-4 as ash, and the amount of ash that one forms when one completely burns a piece of wood is insensitive to how one burns it.

The helium-4 abundance is important because there is far more helium-4 in the universe than can be explained by stellar nucleosynthesis. In addition, it provides an important test for the Big Bang theory. If the observed helium abundance is much different from 25%, then this would pose a serious challenge to the theory. This would particularly be the case if the early helium-4 abundance was much smaller than 25% because it is hard to destroy helium-4. For a few years during the mid-1990s, observations suggested that this might be the case, causing astrophysicists to talk about a Big Bang nucleosynthetic crisis, but further observations were consistent with the Big Bang theory.

Big Bang nucleosynthesis: Deuterium.

Deuterium is in some ways the opposite of helium-4 in that while helium-4 is very stable and very difficult to destroy, deuterium is only marginally stable and easy to destroy. Because helium-4 is very stable, there is a strong tendency on the part of two deuterium nuclei to combine to form helium-4. The only reason Big Bang nucleosynthesis does not convert all of the deuterium in the universe to helium-4 is that the expansion of the universe cooled the universe and cut this conversion short before it could be completed. One consequence of this is that unlike helium-4, the amount of deuterium is very sensitive to initial conditions. The denser the universe is, the more deuterium gets converted to helium-4 before time runs out, and the less deuterium remains.

There are no known post-Big Bang processes which would produce significant amounts of deuterium. Hence observations about deuterium abundance suggest that the universe is not infinitely old, in accordance with the Big Bang theory.

During the 1970s, there were major efforts to find processes that could produce deuterium, which turned out to be a way of producing isotopes other than deuterium. The problem was that while the concentration of deuterium in the universe is consistent with the Big Bang model as a whole, it is too high to be consistent with a model that presumes that most of the universe consists of protons and Neutrons. If one assumes that all of the universe consists of protons and neutrons, the density of the universe is such that much of the currently observed deuterium would have been burned into helium-4.

This inconsistency between observations of deuterium and observations of the expansion rate of the universe led to a large effort to find processes that could produce deuterium. After a decade of effort, the consensus was that these processes are unlikely, and the standard explanation now used for the abundance of deuterium is that the universe does not consist mostly of baryons, and that non-baryonic matter (also known as Dark matter) makes up most of the matter mass of the universe. This explanation is also consistent with calculations that show that a universe made mostly of protons and neutrons would be far more clumpy than is observed.

It is very hard to come up with another process that would produce deuterium via nuclear fusion. What this process would require is that the temperature be hot enough to produce deuterium, but not hot enough to produce helium-4, and that this process immediately cools down to non-nuclear temperatures after no more than a few minutes. Also, it is necessary for the deuterium to be swept away before it reoccurs.

Producing deuterium by fission is also difficult. The problem here again is that deuterium is very subject to nuclear processes, and that collisions between atomic nuclei are likely to result either in the absorption of the nuclei, or in the release of free neutrons or alpha particles. During the 1970s, attempts were made to use Cosmic ray spallation to produce deuterium. These attempts failed to produce deuterium, but did unexpectedly produce other light elements.

Status and Implications of the Big Bang nucleosynthesis.

The theory of Big Bang nucleosynthesis gives a detailed mathematical description of the production of the light "elements" deuterium, helium-3, helium-4, and lithium-7. Specifically, the theory yields precise quantitative predictions for the mixture of these elements, that is, the primordial abundances.

As noted above, in the standard picture of Big Bang nucleosynthesis, all of the light element abundances depend on the amount of ordinary matter (baryons) relative to radiation (photons). Since the universe is homogeneous, it has one unique (but initially unknown to us) value of the baryon-to-photon ratio. To test Big Bang nucleosynthesis theory against observations thus is to ask: can almal of the light element observations be explained with a single value of the baryon-to-photon ratio? Or more precisely, allowing for the finite precision of both the predictions and the observations, one asks: is there some reeks of baryon-to-photon values which can account for all of the observations?

The answer at present is a qualified yes: the Big Bang nucleosynthesis light element predictions can be reconciled with observations for a particular range of baryon-to-photon values, when theoretical and particularly observational uncertainties are taken into account. This agreement is by no means trivial or guaranteed, and represents an impressive success of modern cosmology: Big Bang nucleosynthesis extrapolates the contents and conditions of the present universe (about 14 billon years old) back to times of about one second, and the results are in agreement with observation.

Non-standard Big Bang nucleosynthesis.

In addition to the standard Big Bang nucleosynthesis scenario there are numerous non-standard Big Bang nucleosynthesis scenarios. These should not be confused with non-standard cosmology: a non-standard Big Bang nucleosynthesis scenario assumes that the Big Bang occurred, but inserts additional physics in order to see how this affects elemental abundances. These pieces of additional physics include relaxing or removing the assumption of homogeneity, or inserting new particles such as massive neutrinos.

There have been, and continue to be, various reasons for researching non-standard Big Bang nucleosynthesis. The first, which is largely of historical interest, is to resolve inconsistencies between Big Bang nucleosynthesis predictions and observations. This has proved to be of limited usefulness in that the inconsistencies were resolved by better observations, and in most cases trying to change Big Bang nucleosynthesis resulted in abundances that were more inconsistent with observations rather than less. The second, which is largely the focus of non-standard Big Bang nucleosynthesis in the early 21st century, is to use Big Bang nucleosynthesis to place limits on unknown or speculative physics. For example, standand Big Bang nucleosynthesis assumes that no exotic hypothetical particles were involved in Big Bang nucleosynthesis. One can insert a hypothetical particle (such as a massive neutrino) and see what has to happen before Big Bang nucleosynthesis predicts abundances which are very different from observations. This has been usefully done to put limits on the mass of a stable tau neutrino.

Big Bang Science Continued:

How to rewrite the Big Bang

Pages below are only theory and should not be viewed as scientific opinion


Measurements and status of theory

The theory of BBN gives a detailed mathematical description of the production of the light "elements" deuterium, helium-3, helium-4, and lithium-7. Specifically, the theory yields precise quantitative predictions for the mixture of these elements, that is, the primordial abundances.

In order to test these predictions, it is necessary to reconstruct the primordial abundances as faithfully as possible, for instance by observing astronomical objects in which very little stellar nucleosynthesis has taken place (such as certain dwarf galaxies) or by observing objects that are very far away, and thus can be seen in a very early stage of their evolution (such as distant quasars).

As noted above, in the standard picture of BBN, all of the light element abundances depend on the amount of ordinary matter (baryons) relative to radiation (photons). Since the universe is presumed to be homogeneous, it has one unique value of the baryon-to-photon ratio. For a long time, this meant that to test BBN theory against observations one had to ask: can almal of the light element observations be explained with a single value of the baryon-to-photon ratio? Or more precisely, allowing for the finite precision of both the predictions and the observations, one asks: is there some reeks of baryon-to-photon values which can account for all of the observations?

More recently, the question has changed: Precision observations of the cosmic microwave background radiation [ 6 ] [ 7 ] with the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) give an independent value for the baryon-to-photon ratio. Using this value, are the BBN predictions for the abundances of light elements in agreement with the observations?

The present measurement of helium-4 indicates good agreement, and yet better agreement for helium-3. But for lithium-7, there is a significant discrepancy between BBN and WMAP, and the abundance derived from Population II stars. The discrepancy is a factor of 2.4―4.3 below the theoretically predicted value and is considered a problem for the original models, [ 8 ] that have resulted in revised calculations of the standard BBN based on new nuclear data, and to various reevaluation proposals for primordial proton-proton nuclear reactions, especially the intensities of 7 Be(n,p) 7 Li versus 7 Be(d,p) 8 Be. [ 9 ]


Physical Baryon Density, &Omegabh 2

Values for the physical baryon density shown in the figure are dominated by determinations based on two separate methods: 1) CMB determinations, in which the derived baryon density depends primarily on the amplitudes of the first and second peaks of the temperature power spectrum (e.g., Page et al. 2003), and 2) primordial deuterium abundance (D/H) measurements coupled with Big Bang Nucleosynthesis (BBN) theory.

We quote four separate determinations of baryon density which use D/H+BBN to analyze independent observations of Ly&alpha clouds in QSO or damped Ly&alpha systems (Pettini & Bowen 2001, Kirkman et al. 2003, Pettini & Cooke 2012, Cooke et al. 2016). Error estimates depend both on observational and modeling uncertainties. Kirkman et al. (2003) note that some early determinations may have underestimated the errors see also e.g. Dvorkin et al. (2016) for further discussion. With continued improvements in data quality and reduction of observational systematics, Cooke et al. (2016) raise the near-term prospect of D/H+BBN determinations of &Omegabh 2 with uncertainties rivaling those derived using CMB data. However, both Cooke et al. (2016) and Dvorkin et al. (2016) note the increasing importance of accurate nuclear cross section data in the BBN computations. We illustrate this in the figure by quoting two estimates for &Omegabh 2 from Cooke et al. (2016), which are derived from the same D/H data but use two different estimates of a key nuclear cross section in the BBN computation.

We also include a determination using "present day" measurements. Steigman, Zeller & Zentner: (2002) employed SNIa data and the assumption of &LambdaCDM to obtain &Omegam, and then computed the baryon density by combining &Omegam with an estimate of the baryon fraction fb derived from X-ray observations of clusters of galaxies (e.g. &Omegab = fb &Omegam).

There is general good agreement between the recent CMB and D/H+BBN determinations shown in the figure. As noted above, reduction of baryon density uncertainties determined via D/H+BBN will require an increased accuracy in modeling inputs.


25.8 SUMMARY

Fusion of hydrogen->helium occurs in the hot early universe (temperature

The big bang theory predicts helium/hydrogen

0.001%, in agreement with observations.

For the first 500,000 years after the big bang, the temperature is higher than 3,000 degrees atoms are ionized, and the universe is opaque and filled with blackbody radiation.

The redshifted blackbody photons are observed today as the cosmic microwave background.

The cosmic microwave background and the success of big bang nucleosynthesis provide strong evidence that the universe has expanded from a hot, dense state. Go to Lecture list
Go to David Weinberg's Home Page Updated: 1997 February 23 [dhw]


Kyk die video: De oerknal - Big bang - ontstaan en ontwikkeling van het heelal (Januarie 2023).