Jednym z sukcesów teorii Wielkiego Wybuchu jest to, iż dobrze ona tłumaczy obserwowane obfitości pierwiastków we Wszechświecie. Mianowicie kiedyś sądzono że wszystkie gwiazdy pierwotnie były zbudowane z wodoru, a inne cięższe pierwiastki tworzyły się w nich na zasadzie reakcji jądrowych. Dziś jednak wiemy że procesy takie byłyby mało efektywne. Pierwiastki takie jak %$D$%, %$^3He$%, %$Li$%, %$^4He$% nie mogły powstać w ten sposób. I tutaj pojawia się nukleosynteza jako odpowiedź na pytanie o obfitość pierwiastków we Wszechświecie. W czasie ekspansji Wszechświat zwiększał swoje rozmiary, malała gęstość i spadała energia kinetyczna cząsteczek. Gdy osiągnęła ona poziom około %$3$% MeV (odpowiadało by to temperaturze około %$3 \cdot 10^{10} K$% i czasowi istnienia Wszechświata około %$\frac{3}{10} s$%), z powodu spadku energii cząsteczek poniżej wspomnianej wartości, nastąpiło wtedy zerwanie kontaktu między %$\nu $% (neutrinami) a materią. Przed tym wydarzeniem neutrina, materia (tu rozważamy elektrony %$e$%) i %$\gamma$% (fotony) były w stanie równowagi, ich temperatury były sobie równe: %$T_e=T_\gamma=T_\nu$% (1) w takich równowagowych warunkach zachodziły reakcje anihilacji i kreacji: %$\nu_e + \widetilde{\nu_e} \rightleftharpoons e^+ + e^-$% (2) %$\gamma + \gamma \rightleftharpoons e^+ + e^-$% (3) Jako że istnieją trzy rodziny neutrin %$\mathscr{N}_\nu = 3$% (%$e$% elektronowa, %$\mu$% mionowa i %$\tau$% taonowa) do relacji tych należy dodać: %$\nu_\mu + \widetilde{\nu_\mu} \rightleftharpoons \mu^+ + \mu^-$% (4) %$\nu_\tau + \widetilde{\nu_\tau} \rightleftharpoons \tau^+ + \tau^-$% (5) %$\gamma + \gamma \rightleftharpoons \mu^+ + \mu^-$% (6) %$\gamma + \gamma \rightleftharpoons \tau^+ + \tau^-$% (7) Po spadku energii poniżej wspomnianego poziomu reakcja którą opisuje wzór (2) przestaje praktyczne zachodzić lecz relacja (1) zachowuje swą ważność z uwagi na to, że temperatury te zależą od tempa ekspansji Wszechświata. Chwila w której następuje zerwanie kontaktu między neutrinami a materią uznaje się za moment powstania %${\it{TLA \ NEUTRINOWEGO}}$%, jest to zjawisko podobne do powstania %${\it{CMB}}$% Ekspansja Wszechświata jest silnym czynnikiem przeszkadzającym w kontaktach między cząstkami, im jej tempo jest większe, tym szybciej następuje zerwanie kontaktu między nimi. Do czasu gdy spełnione jest kryterium na równowagowy przebieg poszczególnego procesu, czyli: %$\Gamma_X(z) \ \textgreater \ \Gamma_H(z)$% (8) %$\Gamma_H \equiv \frac{1}{t_H}$% (9) gdzie: %$z$% - redshift %$t_H$% - dynamiczny wiek Wszechświata cząstki mogą się swobodnie kontaktować i ustala się stan równowagi, lecz gdy to kryterium przestanie być spełniane warunki panujące w ośrodku ulegną zamrożeniu, jak to ma miejsce w przypadku neutronów i protonów. Czas połowicznego rozpadu dla protonów i neutronów wynosi odpowiednio: %$p: \qquad \tau_{\frac{1}{2}} \gg t_0$% (10) %$n: \quad \tau_{\frac{1}{2}} \approx 889 s$% (11) gdzie: %$t_0$% - wiek Wszechświata (%$\approx 1,4 \cdot 10^9 lat$%) dla stałej Hubble'a równej %$72 \frac{km}{s \cdot Mpc}$% wynika z tego że po pewnym czasie, na skutek rozpadu %$\beta$% (relacja (13) strzałka %$"\rightarrow"$% ) liczba protonów staje się większa od liczby neutronów. Tak w istocie się dzieje. Do czasu gdy: %$E_K \gg 1$%MeV (12) tempo kreacji neutronów równa się tempu rozpadu %$\beta$% czyli %$\Gamma_{pn} = \Gamma_{np}$%, lecz gdy energia kinetyczna cząstek spada do poziomu %$1$% MeV (%$T = 10^{10} K$%, %$t = 2s$%), moment ten przypada na koniec %${\it{ERY \ LEPTONOWEJ}}$%, i tempo ekspansji Wszechświata przewyższy tempo kreacji neutronów %$\Gamma_{pn} < \Gamma_H$% przestanie być spełnione kryterium na równowagowy przebieg procesu więc %$\Gamma_{pn} < \Gamma_{np}$%. %$n \rightleftharpoons p + e^- + \widetilde{\nu_e}$% (13) %$n + e^+ \rightleftharpoons p + \widetilde{\nu_e}$% (14) %$n + \nu_e \rightleftharpoons p + e^-$% (15) Jest to moment w którym neutrony i protony po raz ostatni mogły oddziaływać ze sobą w sposób równowagowy. Stosunek ich ilości wynosi: %$\frac{n_n}{n_p} = \Biggl\{ \ {(\frac{m_n}{m_p})^{\frac{3}{2}}=1 \qquad ;\ E_K \gg 1MeV \atop 0 \qquad \qquad ;\ E_K \rightarrow 0}$% (16) Z tej zależności wyraźnie widać że liczba neutronów dąży do zera, w wyniku czego może okazać się że ostatecznie we Wszechświecie pozostaną same protony. Aby tego uniknąć zanim wszystkie neutrony ulegną rozpadowi należy je związać w jądra pierwiastków, tutaj jako ratunek dla neutronów pojawia nukleosynteza. W rzeczywistości stosunki obfitości dla końca ery leptonowej i początku nuleosyntezy ustalają się odpowiednio na poziomach: %$\frac{n_n}{n_n + n_p} = 0,22 \quad \frac{n_n}{n_n + n_p} = 0,123$%. W chwili gdy energia spadnie do %$0,5$% MeV (%$T = 6 \cdot 10^{9} K$%, t = kilka sekund) z uwagi na to, że %$ E_K < m_ec^2$%, czyli energia kinetyczna elektronów spadnie poniżej energii spoczynkowej następuje zerwanie równowagi pomiędzy kreacją (relacja (18)) a anihilacją (relacja (17)) par %$e^- \ e^+$% (elektron - pozyton). %$e^- + e^+ \rightarrow \gamma +\gamma$% (17) %$\gamma +\gamma \rightarrow e^- + e^+$% (18) Od tej chwili kreacja praktycznie przestaje mieć znaczenie. Do ogromu fotonów, na jeden barion (proton, neutron) przypada ich około miliard, dochodzą kolejne powstałe z anihilacji elektronów i pozytonów. Relacja (1) przestaje być słuszna. Od tej chwili %$T_\nu < T_\gamma$%. Od teraz zachodzić będzie relacja: %$T_\nu =\Big(\frac{4}{11}\Bigr)^{\frac{1}{3}} T_\gamma$% (19) co w chwili obecnej daje %$T_{\gamma , 0} =2,728 K $% oraz %$T_{\nu , 0} = 1,95 K$%. Dalszy bieg wydarzeń jest następujący. Proces nukleosyntezy zacznie się gdy energia protonów i neutronów spadnie do poziomu energii wiązania deuteru, która wynosi %$2,22$% MeV. W rzeczywistości z uwagi na dużą liczbę fotonów, których widmo promieniowania ma charakter plankowski, poziom ten należy obniżyć do wartości około %$0,07$% MeV. Wynika to z tego że wysokoenergetycznych fotonów jest wystarczająco dużo by rozbić jądro deuteru. Opisuje to wzór określający wystarczającą temperaturę potrzebną do rozbicia danego wiązania: %$T = \frac{T_W}{-\ln \eta}$% (20) gdzie: %$\eta $% - stosunek liczby barionów do fotonów %$\eta = \frac{n_b}{n_\gamma }$% jest to wartość stała w trakcie ekspansji Wszechświata i wynosi %$5 \cdot 10^{-10}$% %$T_W$% - temperatura wiązania (można ją zamiennie stosować z energią, gdyż %$E \approx kT$%, %$k$% - stała Boltzmanna %$k = 1,380651 \cdot 10^{-23} \frac{J}{K}$%) Gdy energia cząstek osiągnie wspomnianą wartość rozpocznie się proces %${\it{NUKLEOSYNTEZY}}$% (%$E_K = 0,07$% MeV, %$T = 10^9 K$%, %$t = 100 s$%). Jej główne łańcuchy to: %$n + p \rightarrow D +\gamma$% (21) %$D + D \rightarrow \Biggl\{ \ {^3He + n \atop \quad T + p }$% (22) %$n + D \ \rightarrow \ \quad T + \gamma$% (23) %$p + D \ \rightarrow \ ^3He + \gamma$% (24) %$p + T \ \rightarrow \ ^4He + \gamma$% (25) %$D + T \ \rightarrow \ ^4He + n$% (26) %$D + \ ^3He \ \rightarrow \ ^4He + p$% (27) %$n + \ ^3He \rightarrow \Biggl\{ \ {\quad T + p \atop ^4He + \gamma }$% (28) %$^3He \ + \ ^3He \ \rightarrow \ ^4He + 2p$% (29) gdzie: %$D$% - deuter %$D = \ ^2H = p + n$% %$T$% - tryt %$T = \ ^3H = p + n + n$% oraz pierwiastki śladowe: %$^4He \ + T \ \rightarrow \ ^7Li + n$% (30) %$^4He \ + \ ^3He \ \rightarrow \ ^7Be + \gamma$% (31) Nukleosynteza praktycznie kończy się na %$^4He$% jako głównym produkcie %${\it{BBN}}$%, hel tworzy większość neutronów i odpowiadająca im liczba protonów. Proces (relacja (21)) jest swoistym wąskim gardłem z uwagi na to że deuter szybko ulega zniszczeniu. Reszta materii to %$H$% czyli pojedyncze protony. Wynik nukleosyntezy przedstawia się następująco: %$X_4 = \frac{n(^4He)}{n(H)} \approx \frac{1}{12}$% (32) %$Y_4 = 2 \cdot \frac{n_n}{n_n + n_p} = 0,246 \pm 0,0014$% (33) %$\frac{D}{H} = (3,4 \pm 0,5) \cdot 10^{5}$% (34) %$\frac{^7Li}{H} = (3,5 \pm 1) \cdot 10^{-10}$% (35) gdzie: %$X_4$% - ilościowa obfitość %$^4He$% w stosunku do %$H$% (czyli liczby protonów) %$Y_4$% - masowa obfitość %$^4He$% w stosunku do %$H$% Wynika stąd że %$H$% oraz %$^4He$% dominują we Wszechświecie. Nukleosynteza zostaje przerwana gdy energie cząstek stają się zbyt małe by pokonać barierę potencjału. Dzieje się to gdy (%$E = 0,03$% MeV, %$T = 3 \cdot 10 ^8 K$%, %$t \approx 1000 s$%). Wtedy to wzajemne stosunki obfitości pierwiastków zostają zamrożone, zmniejsza się tylko liczba ocalałych neutronów n skutek rozpadu %$\beta$%. Obfitość %$D$% i %$^3He$% w stosunku do %$H$% zależą od %$\eta$% czyli w praktyce od %$\Omega_b$%, czyli bezwymiarowej gęstości barionów. %$\Omega_b = \frac{\rho_b}{\rho_{kryt}}$% (36) %$\rho_{kryt}= \frac{3 H^2}{8 \Pi G}$% (37) gdzie: %$\rho_{kryt}$% - gęstość wszystkich składników Wszechświata (relatywistycznych i nierelatywistycznych), wyliczona z 1 równania Friedmanna przy założeniu że krzywizna Wszechświata wynosi 0. Jest to parametr określający jego kształt Na chwilę obecną %$h = 0,72 \pm 0,07$% wygląda to następująco: %$h = \frac{H_0}{100 \frac{km}{s \cdot Mpc}}$% (38) %$\rho_{kryt,0} = 0,97 \cdot 10^{-29} \frac{g}{cm^3}$% (39) %$\rho_{m,0} = 3 \cdot 10^{-30} \frac{g}{cm^3} = \frac{3}{10} \rho_{kryt,0}$% (40) %$\rho_{r,0} = 4,4 \cdot 10^{-34} \frac{g}{cm^3}$% (41) %$\rho_{b,0} = (3,6 \pm 0,4) \cdot 10^{-31} \frac{g}{cm^3} \approx \frac{1}{10} \rho_{m,0}$% (42) Potwierdzają to obserwacje obfitości deuteru za pomocą absorpcji światła kwazarów w trakcie jego przechodzenia przez obłoki pierwotnego gazu. Mamy stąd: %$0,016 \leq \Omega _b h^2 \leq 0,024$% (43) Na obfitości pierwiastków mają wpływ tylko dwa parametry: - Liczba rodzin neutrin, zwiększenie ich ilości spowodowało by szybszą ekspansję Wszechświata a przez co wpłynęło by na inne stosunki ilościowe pierwiastków, do czasu nukleosyntezy zachowało by się więcej neutronów przez co powstało by więcej %$^4He$% - Podobny wpływ ma zwiększenie gęstości materii barionowej. Zgodność z obserwacjami uzyskuje się gdy %$\mathscr{N}_\nu = 3$%, zaś mierzona obfitość litu 7 skłania nas do uznania że %$\Omega_b h^2 = 0,019 \pm 0,002$%, co przy wcześniej zadanym %$h$% daje %$\Omega _b \approx 0,03$%, a więc %$90\%$% - czyli resztę materii stanowi tzw. Ciemna materia, której obecność postuluje się badając krzywe rotacji galaktyk. -- Main.RoWia - 26 Feb 2004
This topic: Main
>
TWikiUsers
>
RoWia
>
SyntezaLekkichPierwiastkow
Topic revision: revision 3 (raw view)
Copyright © CC-BY-SA by the contributing authors. All material on this collaboration platform is copyrighted under CC-BY-SA by the contributing authors unless otherwise noted.
Ideas, requests, problems regarding Foswiki?
Send feedback