Zobrazenie zdroja stránky Nukleosyntéza (kozmológia)

{{Fyzikálna kozmológia|Skorý vesmír}}
'''Nukleosyntéza''' v [[kozmológia|kozmológii]] (alebo prvotná nukleosyntéza, skrátene BBN z Big Bang Nucleosynthesis) znamená vznik [[atómové jadro|atómových jadier]], okrem jadier najľahšieho [[izotop]]u [[vodík]]a, počas raných fáz vesmíru. Mnoho vedcov verí, že nukleosyntéza sa odohrala len moment po [[Veľký tresk|Veľkom tresku]] a  že je zodpovedná za vznik ťažšieho izotopu vodíka známeho ako [[deutérium]] (H-2 alebo D), izotopov [[hélium|hélia]] He-3 a He-4 a izotopov [[lítium|lítia]] Li-6 a Li-7. Okrem týchto stabilných jadier vznikli aj nestabilné, rádioaktívne izotopy, najmä [[trícium]] (H-3), [[berýlium]]-7 (Be-7) a berýlium-8 (Be-8). Tieto nestabilné izotopy sa buď rozpadli alebo splynuli s inými stabilnými jadrami.

==Charakteristika==
Existujú dve dôležité charakteristiky nukleosyntézy:
* Éra začala pri teplotách okolo 10 MeV (116 gigakelvin) a končila pri teplotách pod 100 keV (1,16 gigakelvin).<ref>Doglov, A. D. "Big Bang :Nucleosynthesis." Nucl.Phys.Proc.Suppl. (2002): 137-43. ArXiv. 17 Jan. 2002. Web. 14 Jan. 2013.</ref> Zodpovedajúci časový interval bol od pár desatín sekundy po 10<sup>3</sup> sekúnd.<ref>Grupen, Claus: "Big Bang Nucleosynthesis." Astroparticle Physics. Berlin: Springer, 2005. 213-28. Print.</ref> Rýchlosť ochladzovania počas tejto éry sa dá vyjadriť rovnicou: 
:<math>tT^2=0.74(10.75/g_* )^2</math>
Kde t je čas v sekundách, T je teplota v MeV a g<sub>*</sub> je počet typov častíc. (g<sub>*</sub> sa skladá z hodnôt 2 pre [[fotón]]y, 7/2 pre páry [[elektrón]]-[[pozitrón]] a 7/4 pre každý typ [[neutríno|neutrína]]. V štandardnom modeli je hodnota g<sub>*</sub>=10,75) Tento výraz tiež ukazuje to, ako rozdielny počet neutrín ovplyvňuje rýchlosť ochladzovania raného vesmíru. 
* Odohrala sa všade, v celom pozorovateľnom vesmíre.

Kľúčovým parametrom, vďaka ktorému sa dajú vypočítať účinky BBN, je počet fotónov na [[baryón]]. Tento parameter zodpovedá teplote a hustote raného vesmíru a umožňuje zistiť podmienky, pri ktorých nastala [[jadrová fúzia]]. Z tohoto sa dajú odvodiť množstvá prvkov. Aj keď pomer baryónov na fotón je pre zistenie množstiev prvkov dôležitý, tak presná hodnota veľmi neovplyvní celkový obraz. Bez väčších zmien v teórii Veľkého tresku, Výsledkom BBN by boli veľké množstvá H-1 (75%), zhruba 25% hélia-4, 0,01% deutéria, stopové množstvá (rádovo 10<sup>-10</sup>) lítia a berýlia a žiadne ťažšie prvky (stopy [[bór]]u sa objavili  v niektorých starších hviezdach, z toho pramení otázka, či nejaký bór, nepredpokladaný teóriou, mohol vzniknúť vo Veľkom tresku. Táto otázka stále nie je vyriešená.).<ref>{{cite news|url=http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?res=9E0CE5D91F3AF937A25752C0A964958260 | newspaper=The New York Times |title=Hubble Observations Bring Some Surprises | date=1992-01-14 | accessdate=2010-04-26}}</ref> To, že pozorované množstvá prvkov vo vesmíre sa zhodujú s  predpokladmi teórie, je považované sa za silný argument v prospech teórie Veľkého tresku.

V tejto oblasti zvyčajne percentá predstavujú hmotnosť, takže 25% hélia-4 znamená, že hélium-4 tvorí 25% hmotnosti, ale len zhruba 8% atómov je hélium-4.

==Dôležité parametre==
Vznik ľahkých prvkov počas BBN závisí na množstve parametrov: medzi inými aj pomer neutrónov a protónov a pomer baryónov a fotónov.

===Pomer Neutróny-Protóny===
Neutróny môžu reakciou s pozitrónmi alebo elektrónovými neutrínami vytvárať protóny a iné častice v niektorej z týchto reakcií:
 
:{{chem|n + e<sup>+</sup> ↔ anti-ν<sub>e</sub> + p}}
:{{chem|n + ν<sub>e</sub> ↔ p + e<sup>−</sup>}} 

Tieto reakcie prebiehali až dovtedy, kým ich rozpínanie neznemožnilo, čo nastalo pri teplote zhruba T=0,7 MeV.<ref>{{cite journal
| author = Gary Steigman
| title = Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era
| arxiv = arXiv:0712.1100
| journal = [[Annual Review of Nuclear and Particle Science]]
| pages = 463–491
| month = December
| year = 2007
| doi = 10.1146/annurev.nucl.56.080805.140437}}</ref> Táto teplota sa nazýva aj teplota vytlačenia. Pomer neutrónov a protónov v tom čase bol zhruba 1/7. Takmer všetky neutróny, ktoré existovali po tomto vytlačení, vytvorili hélium-4. To predpokladá, že hélium-4 by malo tvoriť zhruba 25% hmotnosti, čo sa zhoduje z pozorovaniami.

===Pomer Baryóny-Fotóny===
Pomer baryónov a fotónov, η, je hlavným indikátorom výskytu ľahkých prvkov v ranom vesmíre. Baryóny reagujú s ľahkými prvkami v týchto reakciách: 

:{{chem|(n,p) + <sup>2</sup>H  → (<sup>3</sup>He, <sup>3</sup>H)}}
:{{chem|(<sup>3</sup>He, <sup>3</sup>H) + (n,p) → <sup>4</sup>He}}

Je zrejmé, že hélium-4 je konečným produktom reakcií baryónov počas BBN, a že výskyt prvotného deutéria nepriamo súvisí s hustotou baryónov. To znamená, že čím je hustota baryónov vyššia, tým viac reakcií a tým viac deutéria sa premení na hélium-4. Tento záver robí z deutéria veľmi užitočný nástroj na meranie zmien baryónov vo vesmíre.

==Postupnosť==

BBN začala pár minút po Veľkom tresku, keď sa vesmír ochladil dostatočne na to, aby mohli jadrá deutéria prežiť zrážky s vysokoenergetickými fotónmi. V tomto období nezáležalo na obsahu [[tmavá hmota|tmavej hmoty]], keďže vo vesmíre prevažovalo žiarenie a to regulovalo vzťah medzi časom a teplotou. Relatívna hojnosť protónov a neutrónov vyplýva z jednoduchých termodynamických argumentov v kombinácii s tým, ako sa časom menila teplota vesmíru. Kombináciou termodynamiky a zmien spôsobených rozpínaním je možné na základe teploty v tom bode vypočítať pomer protónov a neutrónov. Odpoveď je, že na začiatku nukleosyntézy na jeden neutrón pripadalo zhruba 7 protónov. Tento pomer je na začiatku v prospech protónov hlavne preto, že v porovnaní s neutrónmi sú ľahšie a preto vznikali ľahšie. Voľné neutróny sa rozpadajú na protóny s polčasom rozpadu zhruba 15 minút. Tento čas je ale dlhší ako prvé tri minúty nukleogenézy, počas ktorej ich značná časť vytvorila, kombináciou s protónmi, deutérium.

Jednou črtou BBN je, že fyzikálnym zákonom a konštantám, ktoré riadia správanie hmoty pri týchto energiách, veľmi dobre rozumieme. Preto BBN neobsahuje niektoré špekulatívne neistoty, ktoré chrakterizujú rané fázy života vesmíru. Ďalšou črtou je, že proces nukleosyntézy je daný podmienkami na začiatku tejto fázy vývoja vesmíru, a preto je to, čo sa dialo predtým, nepodstatné.

Rozpínaním sa vesmír ochladzuje. Voľné neutróny a protóny sú nestabilnejšie ako jadro hélia a protóny a neutróny majú silnú tendenciu vytvárať hélium-4. Napriek tomu vznik hélia-4 vyžaduje medzikrok v podobe vzniku deutéria. Pred začiatkom nukleosyntézy bola teplota dosť vysoká a mnoho fotónov malo vyššiu energiu ako je väzbová energia deutéria, preto všetko vzniknuté deutérium okamžite zaniklo. To oddialilo vznik hélia-4 až dovtedy, kým sa vesmír neochladil dostatočne pre vznik stabilného deutéria ( zhruba T=0,1 MeV). Po tomto nasledoval náhly nárast vzniku prvkov. Napriek tomu krátko potom, 20 minút po Veľkom tresku, vychladol vesmír pod hranicu, umožňujúcu jadrovú fúziu a nukleosyntézu. V tomto čase boli množstvá prvkov takmer nemenné a jediné zmeny boli výsledkom rádioaktívneho rozpadu niektorých produktov BBN (napr. trícium).<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 | 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>

===História teórie===
História nukleosyntézy Veľkého tresku začala výpočtami [[Ralph Alpher|Ralpha Alphera]] a [[Georg Gamow|Georga Gamowa]] v 40.tych rokoch 20. storočia. Publikovali významnú Alpher-Bethe-Gamow štúdiu, ktorá stanovila základy teórie vzniku ľahkých prvkov v ranom vesmíre.

V 70.tych rokoch 20. storočia bolo najväčšou záhadou teórie, že hustota baryónov vypočítaná pomocou BBN bola omnoho nižšia ako pozorovaná hmotnosť vesmíru, ktorá bola založená na výpočtoch rýchlosti rozpínania. Riešením tohoto problému je predpoklad existencie tmavej hmoty.

===Ťažké prvky===
Počas nukleosyntézy nevznikli, kvôli nedostatku stabilných jadier s 8 alebo 5 nukleónmi, prvky ťažšie ako [[berýlium]]. Nedostatok väčších atómov tiež obmedzil množstvá lítia-7 a berýlia-9 vyprodukovaného BBN.  Vo hviezdach sa tento nedostatok prekonáva trojitými zrážkami jadier hélia-4 a ich fúziou na uhlík. (trojitý alfa proces) Tento proces je ale veľmi pomalý. Premena významnejšieho množstva hélia na [[uhlík]] trvá desaťtisíce rokov.

===Hélium-4===
BBN predpokladá počiatočný obsah hélia-4 zhruba 25%, nezávisle od počiatočných podmienok vo vesmíre. Pokiaľ bol vesmír dostatočne horúci na to, aby sa protóny a neutróny premieňali z jedného na druhý, tak ich pomer, ovplyvnený len ich relatívnymi hmotnosťami, bol zhruba 1 neutrón na 7 protónov (čo umožňovalo rozpad niektorých neutrónov na protóny). Len čo teplota dostatočne klesla, tak neutróny sa rýchlo naviazali na rovnaký počet protónov a vytvorili prvé deutérium a následne hélium-4. Keďže hélium-4 je veľmi stabilné a ďalej sa nerozpadá ani jednoducho netvorí ťažšie jadrá, tak pri krátkom trvaní tohoto obdobia tvorí koniec procesu. Pri tejto nízkej teplote 4 z každých 16 nukleónov rýchlo vytvorili jedno jadro hélia-4 a 12 jadier vodíka. Výsledkom čoho bol vesmír tvorený zhruba z 8% atómov hélia, čo predstavuje 25% hmotnosti.

Jedna analógia považuje hélium-4 za popol, množstvo tohoto popola, ktoré vznikne úplným spálením kusu dreva nezávisí od spôsobu, akým je spálené. Toto východisko je potrebné pre množstvo hélia-4 podľa teórie BBN, pretože vo vesmíre je omnoho viac hélia-4, ako sa dá vysvetliť hviezdnou nukleosyntézou. Navyše predstavuje dôležitý test teórie Veľkého tresku. Ak by sa pozorované množstvo bolo omnoho nižšie ako 25%, tak by táto teória mala vážny problém. Počas pár rokov v priebehu 90.tych rokov 20.storočia pozorovania naznačovali túto možnosť a astrofyzici hovorili o kríze BBN, ale ďalšie pozorovania súhlasili s teóriou Veľkého tresku.<ref>{{cite journal
| author = Bludman, S. A.
| title = Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos
| arxiv = astro-ph/9706047
| journal = [[Astrophysical Journal]]
| volume = 508
| issue = 2
| pages = 535–38
| month = December
| year = 1998
| doi = 10.1086/306412
|bibcode = 1998ApJ...508..535B }}</ref>

===Deutérium===
Deutérium je určitom zmysle protiklad hélia-4, a to v tom, že hélium-4 je veľmi stabilné a ťažko zničiteľné, tak deutérium ja len okrajovo stabilné a ľahko zničiteľné. Teploty, čas a hustoty boli dostatočné na to, aby podstatná časť deutéria vytvorila hélium-4, ale nedostatočné na použitie hélia-4 v ďalšom kroku fúzie. Počas BBN sa kvôli rozpínaniu nepremenilo všetko deutérium na hélium-4, pretože vesmír ochladol a hustota sa zmenšila, a to ukončilo tento proces krátko predtým, ako mohol ďalej pokračovať. Jedným z dôsledkov je, že na rozdiel od hélia-4, množstvo deutéria veľmi závislé na počiatočných podmienkach. Čím by bol vesmír na počiatku hustejší, tým viac deutéria by sa premenilo na hélium-4 a menej deutéria by zostalo vo vesmíre.

Nie sú známe žiadne procesy po Veľkom tresku, ktoré by umožnili vznik väčšieho množstva deutéria. Preto pozorovania množstva deutéria predpokladajú, že vesmír nie je nekonečne starý, čo zodpovedá teórii Veľkého tresku.

V 70.tých rokoch 20. storočia sa výskum sústredil na objavenie procesov, ktoré by umožnili vznik deutéria, ale pri týchto procesoch vznikali aj iné izotopy ako deutérium. Problémom bolo, že aj keď koncentrácia deutéria bola celkovo konzistentná s modelom Veľkého tresku, tak bola príliš vysoká na to aby zodpovedala modelu, ktorý hovorí, že väčšina vesmíru je tvorená protónmi a neutrónmi. Pri predpoklade, že vesmír tvoria protónmi a neutrónmi, tak hustota vesmíru zodpovedá súčasným pozorovaniam, že deutérium by sa premenilo na hélium-4. Štandardné vysvetlenie množstva deutéria je, že vesmír netvorí väčšina baryónov, ale že väčšinu hmotnosti tvorí nebaryónová hmota (tmavá hmota).

Je veľmi ťažké predstaviť si iný proces ako jadrová fúzia, ktorý by vyprodukoval deutérium. Taký proces vyžaduje teplotu dostatočnú na vznik deutéria, ale nedostatočnú pre vznik hélia-4 a ochladenie tohoto procesu na teplotu neumožňujúcu jadrové procesy za pár minút. 

Produkcia deutéria štiepením je tiež zložitá. Problém opäť predstavuje nepravdepodobnosť vzniku deutéria pomocou jadrových procesov. Pri zrážkach atómových jadier je pravdepodobnejšia ich fúzia alebo vyžiarenie voľného neutrónu alebo alfa častíc. V 70.tých rokoch bolo ako zdroj deutéria navrhnuté kozmické žiarenie. Teória však nedokázala vysvetliť množstvo deutéria. 

==Merania a stav teórie==
Teória nukleosyntézy poskytuje podrobný matematický opis vzniku ľahkých prvkov, deutéria, hélia-3, hélia-4 a lítia-7. Teória špecificky obsahuje kvantitatívne predpoklady zmesi prvkov, tzn. počiatočné množstvá po Veľkom tresku.

Pre overenie  týchto predpokladov je potrebné zistiť počiatočné množstvá týchto prvkov tak presne, ako je to možné. Napríklad pozorovaním astronomických objektov, v ktorých sa odohráva len veľmi málo nukleosyntézy vo hviezdach (niektoré trpaslíčie galaxie) alebo pozorovaním objektov veľmi ďaleko, ktoré vidíme vo veľmi skorej fáze vývoja (vzdialené [[kvazar]]y).

Podľa štandardného pohľadu BBN závisia množstvá všetkých ľahkých prvkov na pomere normálnej hmoty (baryónov) a žiarenia (fotónov). Keďže sa predpokladá, že vesmír bol homogénny, tak tento pomer má jednu unikátnu hodnotu. Toto dlho znamenalo, že pre testovanie teórie pomocou pozorovaní, bolo potrebné položiť si otázku: dajú sa všetky pozorovania ľahkých prvkov vysvetliť jedinou hodnotou pomeru baryónov a fotónov?

Táto otázka sa v súčasnosti zmenila. Presné pozorovanie žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia sondou WMAP nezávisle stanovili hodnotu tohoto pomeru.<ref>David Toback(2009)"[http://bigbang.physics.tamu.edu/ChapterText/Ch12text.pdf Chapter 12: Cosmic Background Radiation] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100706222531/http://bigbang.physics.tamu.edu/ChapterText/Ch12text.pdf |date=2010-07-06 }}"</ref><ref>David Toback(2009)"[http://bigbang.physics.tamu.edu/ChapterText/Ch13text.pdf Unit 4: The Evolution Of The Universe] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100706223121/http://bigbang.physics.tamu.edu/ChapterText/Ch13text.pdf |date=2010-07-06 }}"</ref> Takže otázka znie: zhodujú sa predpoklady BBN pri použití tejto hodnoty, s pozorovanými hodnotami?

Súčasné merania naznačujú zhodu pre hélium-4 a hélium-3. Ale pre lítium-7 je rozdiel hodnôt podľa BBN a WMAP značne rozdielny.

==Neštandardné scenáre==
Popri štandardnom BBN modeli existuje viacero neštandardných scenárov BBN. Často sa nesprávne považujú za modely neštandardnej kozmológie, ale neštandardné scenáre BBN predpokladajú, že Veľký tresk sa stal, ale na ovplyvnenie množstva prvkov pridávajú ďalšiu fyziku. Tieto prídavné kúsky fyziky zahŕňajú zvoľnenie alebo odstránenie predpokladu homogenity ale pridávajú nové častice ako napríklad ťažké neutrína.

==Pozri aj ==
* [[Jadrová nukleosyntéza]]
* [[Hviezdna nukleosyntéza]]
* [[Konečný osud vesmíru]]

==Referencie==
{{Referencie}}

== Externé odkazy ==
{{Portál|Astronómia}}
* {{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 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070208212247/http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN/index.html | archivedate = 2007-02-08 | deadurl = no }}
* White, Martin: [http://astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/bbn.html Overview of BBN] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070217081022/http://astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/bbn.html |date=2007-02-17 }}
* Wright, Ned: [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html BBN (cosmology tutorial)]
* [http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=2&index1=9160 Big Bang nucleosynthesis on arxiv.org]
* {{cite journal
 | author=Burles, Scott, and Kenneth M. Nollett, Michael S. Turner
 | title=What Is The BBN Prediction for the Baryon Density and How Reliable Is It?
 | journal=Phys. Rev. D
 | volume=63
 | issue=6
 | date=2001
 | pages=063512
 | arxiv=astro-ph/0008495
 | doi=10.1103/PhysRevD.63.063512
 | bibcode=2001PhRvD..63f3512B}} '''Report-no''': FERMILAB-Pub-00-239-A
* Jedamzik, Karsten, "''[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9805156v1 Non-Standard Big Bang Nucleosynthesis Scenarios]''". [[Max-Planck-Institut für Astrophysik]], Garching.
* Steigman, Gary, Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges {{arxiv|astro-ph/0511534}}; Forensic Cosmology: Probing Baryons and Neutrinos With BBN and the CBR {{arxiv|hep-ph/0309347}}; and Big Bang Nucleosynthesis: Probing the First 20 Minutes {{arxiv|astro-ph/0307244}}
* R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, ''[http://prola.aps.org/abstract/PR/v73/i7/p803_1 The Origin of Chemical Elements] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130207022355/http://prola.aps.org/abstract/PR/v73/i7/p803_1 |date=2013-02-07 }}'', ''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called [[Alpher-Bethe-Gamow Paper|αβγ paper]], in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by hydrogen ions capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry
* {{cite journal | last1 = Gamow | first1 = G. | year = 1948 | title = The Origin of Elements and the Separation of Galaxies | url = http://prola.aps.org/abstract/PR/v74/i4/p505_2 | journal = Physical Review | volume = 74 | issue =  | page = 505 | doi = 10.1103/physrev.74.505.2 | bibcode = 1948PhRv...74..505G }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120125053348/http://prola.aps.org/abstract/PR/v74/i4/p505_2 |date=2012-01-25 }} These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis
* {{cite journal | last1 = Gamow | first1 = G. | year = 1948 | title = The Evolution of the Universe | url = | journal = Nature | volume = 162 | issue = | page = 680 | doi=10.1038/162680a0|bibcode = 1948Natur.162..680G }}
* {{cite journal | last1 = Alpher | first1 = R. A. | year = 1948 | title = A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements | url = | journal = Physical Review | volume = 74 | issue = | page = 1737 |bibcode = 1948PhRv...74.1737A |doi = 10.1103/PhysRev.74.1737 }}
* R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe
* {{cite journal | last1 = Alpher | first1 = R. A. | last2 = Herman | first2 = R. | last3 = Gamow | first3 = G. | year = 1948 | title = Evolution of the Universe | url = | journal = Nature | volume = 162 | issue = | page = 774 | doi=10.1038/162774b0|bibcode = 1948Natur.162..774A }}

[[Kategória:Astronómia]]
[[Kategória:Kozmológia]]