İlkel nükleosentez



İlkel nükleosentez hakkında toplayabildiğimiz bilgiler, mümkün olduğunca yararlı olması için dikkatlice kontrol edildi ve yapılandırıldı. Muhtemelen buraya İlkel nükleosentez hakkında daha fazla bilgi edinmek için geldiniz. İnternette, İlkel nükleosentez hakkında konuşan ve yine de İlkel nükleosentez hakkında bilmek istediklerinizi sunmayan sitelerin karmaşasında kaybolmak kolaydır. Aşağıdaki İlkel nükleosentez hakkında okuduklarınızı beğendiyseniz, yorumlarda bize bildireceğinizi umuyoruz. İlkel nükleosentez hakkında size sağladığımız bilgiler aradığınız şey değilse, bu siteyi her gün iyileştirebilmemiz için lütfen bize bildirin.

.

İlkel nükleosentez (için BBN, İngilizce Büyük Patlama nükleosentezi ) bir olaydır nükleosentez (sentezini demek ki atom çekirdeğinin , teorisine göre) Big Bang boyunca gerçekleşen Evrenin dakikalarının ilk on sırasında onun geçmiş (10 saniye ile 20  dakika arasındaki bir zaman aralığında  ) .

İlkel nükleosentez en üretilen döteryum ve helyum ve az bir miktar lityum , berilyum ve bor . Diğer çekirdekler ( sentez gerektirmeyen protium dışında ) yıldız nükleosentezinin ürünüdür , çok daha sonra (ve hala devam etmektedir) ve lityum, berilyum ve borun çoğu yıldızlarda da spallasyon reaksiyonlarından gelir .

İlkel nükleosentezin standart modeli

Neden bu modeli tanıtalım

Şu anda, 50.000 hidrojen atomu ( 1 H) için yaklaşık 1 atom döteryum ( ağır hidrojen , 2 H veya D olarak belirtilmiştir ) vardır. Onun rağmen bolluğu nispeten düşük olduğu, yine de olduğu 7 inci Evrenin en bol izotopu. Bununla birlikte döteryum, en az bağlanan çekirdeklerden biridir ( örneğin bir foton tarafından sağlanan 2,2 MeV enerji fazlası, proton ve onu oluşturan nötronun ayrılması için yeterlidir ) ve tipik sıcaklıklara dayanmaz. nükleer reaksiyonlarla yok edilir (bir milyon Kelvin'den ):

Gerçekten de yıldız nükleosentezinde, yıldızlar kesinlikle hidrojenin füzyonu sayesinde helyum üretirler, ancak üretilen ve özellikle yıldız nükleosentezi işlemiyle yıldızlararası uzaya etkili bir şekilde salınan miktar , Evrendeki helyum 4 bolluğunu açıklamak için çok düşüktür. çünkü düşük ve yüksek kütleli yıldızların yaşamlarının sonunda, ana sekans sırasında üretilen helyumun büyük bir kısmı uzaya salınmaz:

  • Aslında, düşük kütleli yıldızlar, yalnızca füzyon reaksiyonları ile çok az değiştirilmiş olan dış katmanları serbest bırakır. Çoğunlukla helyumdan oluşan çekirdeği beyaz cüceye dönüşür .
  • Daha büyük yıldızlar için, hidrojenin merkezinde tükendiğinde (tamamen helyuma dönüştüğünde), helyum sırayla birleşerek daha ağır elementler, karbon , oksijen , neon ... Daha ağır çekirdeklerden daha kütleli (> 8 ) olanlar için bile. için demir , özellikle sırasında patlayıcı çekirdek sentezi . Bu yıldızlarda açığa çıkan üretilen helyum, çekirdek ile dış kabuk arasındaki bir ara katmandan gelir.

Bu, genel olarak yıldız nükleosentezinin oluşturduğu helyum miktarının çok büyük olmadığı anlamına gelir. Bu nedenle bu, galaksilerin doğumlarında halihazırda mevcut helyumun büyük bir bölümünü içermesi gerektiği anlamına gelir . Bu nedenle kökeni a priori yalnızca Büyük Patlama ile açıklanabilir .

Big Bang sırasında helyum oluşumu senaryosu

İlkel nükleosentezin başlangıcında ( büyük patlamadan yaklaşık 100 saniye sonra ) nötronlar baryonların yaklaşık% 12'sini oluşturuyordu, geri kalanı protonlardan oluşuyordu. Daha sonra neredeyse tamamen helyum-4 çekirdeğinin (iki proton ve iki nötrondan oluşan çekirdek) içinde bulunurlar, böylece ikincisinin kütle bolluğu yaklaşık% 24'tür. Helyum 4'ün (Evrendeki) kütle bolluğu aslında% 23 ila% 30 arasında ölçülür.

Dahası, bu helyum bolluğu, galaksi türü ne olursa olsun, tam olarak aşağı yukarı aynı değere (% 23-30) sahiptir. Bu mevcut bolluğu yalnızca Büyük Patlama açıklayabilir.

Bu senaryoda, bir proton ve bir nötronun karşılaşmasından kaynaklanan döteryum daha sonra helyum-3 ( 3 He) ve trityum ( 3 H) oluşumuna izin vererek helyum- 4 ( 4 He) sentezlemeyi mümkün kıldı . Daha sonra genişleyen evrenin seyrelmesi ve hızlı soğuması nedeniyle bu reaksiyonlar durdu. Aracı olarak görev yapan elementlerin (döteryum, helyum-3, trityum) yalnızca birkaç izi kaldı. Standart kozmolojik model, aynı zamanda bu model için temel bir başarıdır gözlemler ile mükemmel uyum içindedir 0.002% bir döteryum bolluğunu öngörüyor.

Spallasyon yoluyla lityum, berilyum ve bor elementlerinin oluşumu

Spallasyon denen başka bir fenomen daha var  : Yüksek enerjili kozmik ışınlar karbon, nitrojen ve oksijen atomlarını daha küçük atomlara böler ( 6 Li, 7 Li, 9 Be, 10 B, 11 B, He, H ...). Yaratılan miktarlar çok küçük olduğundan, bu fenomen helyum, hidrojen ve döteryum bolluğu açısından ihmal edilebilir, ancak lityum , berilyum , bor elementleri açısından önemlidir  ; gerçekte yıldızlar hiç üretmezler çünkü teoriye göre, füzyon reaksiyonları ile anında yok edilirler.

Bu 3 yıldız nükleosentezi (patlayıcı nükleosentez dahil), ilkel nükleosentez ve spallasyon modelinin kombinasyonu sayesinde, tüm atomların gözlenen bollukları açıklanabilir.

Süreç

İlk nükleosentez, sıcaklık 10 9  K civarında olduğunda (yani Büyük Patlamadan sonraki ilk dakikalarda) meydana gelir.

10 10  K (t << 1 s) öncesinde fotonlar , nötrinolar ve antinötrinolar, baryonlar ( nötronlar ve protonlar ) ile elektronlar ve pozitronlar reaksiyonlara göre dengededir:

Proton sayısının ve nötron sayısının oranı daha sonra Maxwell-Boltzmann istatistiksel yasası ile belirlenir  :

10 10  K'da nötrinolar ayrışır. Madde ile zayıf etkileşim içindedirler ve denge bozulur. Denge bozulduğunda, 6 mertebesinde bir n p / n n oranına sahibiz (6 proton için bir nötron). Daha sonra sadece nötronun β-bozunmasıyla değiştirilen (  : ömür: 880.3 ± 1.1 s), bu oran artacaktır.

10 üzerindeki sıcaklık kalıntıları sürece de 9  K oluşan, döteryum çekirdek (döteronlar) ( ) bu sıcaklıkta yeterli enerjiye sahip fotonlar tarafından ayrıştırılır. Gerçekten de, bu sıcaklıktaki fotonların ortalama enerjisi döteryumun ayrışma enerjisinden çok daha düşük olsa bile, fotonlar proton ve nötronlardan çok daha fazladır ve bu nedenle döteryum oluşumunu engelleyen bazı çok enerjik fotonlar vardır. .

Bu çekirdekler sadece 10 9  K kararlı hale gelir . Daha sonra n p / n n ≈ 7'ye sahibiz ve ilkel nükleosentez, hafif elementlerin oluşumuyla başlar:

(γ: foton)

T ≈ 3 × 10 2  s'de , genişleme nedeniyle sıcaklık ve yoğunluk, diğer çekirdeklerin füzyonuna ve nükleosentez duraklarına izin vermek için çok düşük hale gelir.

Sonuçlar

Radyasyon döneminde (madde-radyasyonun ayrışmasına kadar) birkaç yüz bin yıl boyunca, iyonik plazma bu nükleosentezden kaynaklanan çekirdeklerden oluşur:

  • Hidrojen:

Kalan hafif hidrojen (basit bir proton), (hala) ana yeri ~% 75 kaplar.

Kararlı izotopundan döteryum  : 2 H.

Trityum 3 H'ye gelince , β-radyoaktivitesi nedeniyle bu devrin başlangıcında kademeli olarak 3 He'ye dönüştü ve yarı ömrü 12 1/3 yıl ("çevre" koşullarında karasal  ; Bu çağın: seyreltilmiş plazma).

  • Helyum:

Helyum 3 , bu çekirdek sentezi sırasında üretilen ilk trityum radyoaktivite kaynaklanan helyum 3 ile karıştırılmamalıdır doğal helyum 3 ana kaynak oluşturur (yukarıdaki paragrafa bakınız).

Helyum 4 hemen hemen hepsi geri kalanı 24 ~ malzeme% reaksiyona sokulur. tüm nötronlar buna dahil edilmiştir.

Not: Mevcut Evrende, helyumun çoğu ilkel helyumdan geliyor, yıldız faaliyeti bolluğunu yalnızca yüzde birkaçından fazla artırdı.

Bununla birlikte, şu anda Dünya'da bulunan helyumun neredeyse tamamı ne ilkel ne de yıldız helyumdur, ancak ağır elementlerin, toryum ve uranyumun α radyoaktivitesinden kaynaklanmaktadır .

  • Lityum:

Küçük bir doz duyulmaktadır lityum ( 6 Li ve 7 Li) ilkel veya menşeli radyoaktivite £ değerinin bir berilyum 7 ilk olarak üretilen Be dönüşürken, 7 ( "çevre koşulları" altında) 53.12 günlük bir yarı ömür Li. , Karasal  ; bu çağa ait olmayanlar: seyreltilmiş plazma). Bu küçük 7 Li izleri, François ve Monique Spite tarafından Kanada-Fransa-Hawaii gözlemevinin 3,6 m teleskopu kullanılarak galaktik hale yıldızlarının spektrumlarını incelerken keşfedildi .

Hidrojen 2 H ve 3 H ve helyum 3 He izotopları gibi elementler, bir tür nükleer su verme olan nükleosentezin bitiminden önce reaksiyona girmedi ...

Bu yıldızlardaki lityum 6 ve 7 bolluk ölçümleri, ilkel nükleosentez modelinin yaptığı tahminlerle örtüşmez ve kozmolojik lityum problemi denen şeyi oluşturur .

Özellikler

İlk nükleosentezin anahtar parametresi, baryon sayısı ( baryon sayısı ) ile korunmuş kalan foton sayısı arasındaki orandır :

  • η = baryon sayısı / foton sayısı ~ 10 −10

Bu oran tek başına, ilk nükleosentez sırasında oluşturulan çeşitli hafif elementlerin ilkel bolluklarını belirlemek için yeterlidir .

Bol miktarda element

Elementlerin bolluğunun ölçülmesi, Big Bang teorisinin kanıtı olan önemli menfaatlere sahiptir .

Tahminler

Standart model, helyum için% 25 ve döteryum için% 0,002 bolluk öngörmektedir.

Bollukların ölçülmesi

Hafif elementlerin bolluğu üç tür ölçümle hesaplanır:

  • İlkel nükleosentezden hemen sonra , çok uzak nesneler olan kuasarları gözlemleyerek (10 ila 13 milyar ışıkyılı uzaklıkta ). Çok uzak olduklarından, bugün 10 ila 13 milyar yıl önce olduğu gibi, bollukları değiştiren yıldız faaliyetinin çok az başladığı bir zamanda gözlemleniyorlar. Döteryum bolluğu için bulunan değer bu nedenle ilkel bolluğa çok yakındır.
  • Güneş sisteminde ( Jüpiter , Titan gibi bir atmosfere sahip gezegenler veya uydular …, göktaşları , HD, HDO gibi döteryumlanmış moleküller ( örneğin Dünya'da )…) ölçümler yaparak : aktivite.
  • Şu anda, yıldızlararası ortamda (yıldızlar -genç ve yaşlı-, gazlı döteryum veya döteryumlanmış moleküller içeren gaz bulutsuları vb.) Ölçümler yapılarak .

Bu ölçümler , elementlerin absorpsiyon ve emisyon spektrumları ve yoğunlukları (örneğin hidrojen ve döteryum ile: Lyman ve Balmer serilerinin gözlemi) gözlemlenerek gerçekleştirilir .

Sonuçlar

Göre Gary Steigman '2006 yılı yorum, Kozmolojinin standart model bir oran tahmin = 6.1 ± x 10 0.6 -10 sonuçlarını birleştirmek gözlenen değer ile mükemmel bir uyum içerisindedir WMAP ve Büyük Ölçekli Araştırması verir = 6.14 ± 0.25 x 10 - 10 . Gözlemlerden çıkarılan 3 He'nin ilkel bolluğu da Standart Modelin tahminleriyle uyumludur. 4'ün ilkel bolluğu O görece daha az iyi bir uyuşma sunar çünkü sadece 2 sigma'da ancak farkın bolluk ölçümlerindeki sistematik hatalardan kaynaklanabileceği ve bu nedenle bunun bir işaret olarak görülüp görülmemesi gerektiğini bilmenin zor olduğu belirtilir. standart modelin ötesinde bir fizik. Son olarak, 7 Terazi'nin bolluğuna ilişkin anlaşma daha kötüdür, ancak 7 Terazi'nin bolluğu üzerine yapılan gözlemlerin Galaksimizin yıldızları içinde yapıldığı göz önüne alındığında , ilksel bolluğun yıldız süreçleri ve astrofiziksel belirsizlik tarafından değiştirilmiş olması oldukça olasıdır. bu nedenle bu ölçüm yüksektir.

Standart Modelin öngörüleri , gözlenen değeri = 0.023 0 olan Evrendeki baryonik yoğunluk gibi belirli kozmolojik parametrelerin ölçümü ile de karşılaşılabilir , tahmin edilen değerle mükemmel uyum içindedir.

Özetle, standart kozmoloji modeli mevcut gözlemsel verilere karşı dayanıklıdır. Bununla birlikte, hafif elementlerin ilkel bolluklarını ölçmek hassas bir iştir: döteryumun ilk evrende yaratılışından bu yana etkilenmediği gözlemlenen nesneler oldukça nadirdir, 3 He, galaksimizin kimyasal olarak aktif olan yıldızlararası gazında gözlenir ve bu nedenle bu elementin bolluğunu etkilemesi muhtemeldir , 4 O'nun gözlemindeki sistematik hatalar muhtemelen hala büyüktür. Bu nedenle hariç değildir önsel ışık elementlerin miktarlarının gözlemsel değerler gelip potansiyel için fizik endikasyonları ve yeni kısıtlamalar sağlayacak Standart model ile anlaşmayı etkileyecek yıllarda biraz farklı olduğunu - bunun ötesinde bir.

Çıkarımlar

Baryonik sayı

Bollukları bilmek, dahil olan tek parametre olan baryonik sayının değerini daha kesin olarak bilmeyi mümkün kılar Bu baryonik sayı, baryonik maddenin fraksiyonunu belirlemeyi mümkün kıldığı için çok önemlidir.

Baryonik maddenin bu fraksiyonunun ışıklı maddenin (daha düşük) fraksiyonu ile farkı (gözlemden hesaplanır), ışıksız baryonik maddenin ( kara delikler , kahverengi cüceler ) fraksiyonunu belirlemeyi mümkün kılar .

Ek olarak, baryonik maddenin bu fraksiyonunun, yerçekimsel etkilerinden hesaplanan (galaksilerin dönüşü ...) dinamik maddenin (daha yüksek) fraksiyonu ile farkı, akım tarafından bilinmeyen baryonik olmayan maddenin varlığını göstermeyi mümkün kılar. zaman (nötrinolar, ...).

Diğer modeller

Ölçümlerin sonuçları ve enterpolasyonlar ile teorik değerler arasında var olabilecek farklılıkları daha iyi açıklamak için homojen olmamayı tanıtan standart olmayan başka modeller de vardır.

Notlar ve referanslar

  1. KA Olive ve diğerleri. (Parçacık Veri Grubu), Parçacık Fiziğinin İncelenmesi , Chin. Phys. C , 38 , 090001 (2014), sayfa 1380
  2. : Bibliyografik Kod 1982a & A ... 115..357S  " üzerine, ADS
  3. Bibliyografik Kodu: 1982Natur.297..483S  " , üzerinde ADS
  4. (en) G. ~ Steigman N And The CBR Probe The Early Universe. , arXiv'de mevcuttur . Bu, aşağıda belirtilen 2006 yılında yayınlanan incelemenin bir özetidir.
  5. (en) G. ~ Steigman, Primordial nükleosentez: başarılar ve zorluklar. , Int.J.Mod.Phys.E15: 1-36,2006. ( SPIERS girişi )
  6. D'nin ilkel bolluğu, ilkel nükleosentez modelinin serbest parametresini sabitlemek için bir standart olarak kullanılır.
  7. DN ~ Spergel vd. , Birinci yıl Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası (WMAP) gözlemleri: Kozmolojik parametrelerin belirlenmesi. , Astrophys.J.Suppl. 148: 175,2003. (SPIERS girişi)
  8. (inç) J. Melendez ~, ~ I. Ramirez, Lityum plakaya rağmen yeniden değerlendirme: Son derece ince ve WMAP ile marjinal olarak tutarlı. , Astrophys.J.615: L33,2004
  9. Bu miktarın kesin değeri için astrofiziksel sabitler tablosuna bakın .

Ayrıca görün

Kaynakça

İlgili makale

İlkel nükleosentez hakkında topladığımız bilgileri yararlı bulduğunuzu umuyoruz. Cevabınız evet ise, lütfen bizi arkadaşlarınıza ve akrabalarınıza tavsiye etmeyi unutmayın ve bize ihtiyacınız olduğunda her zaman bizimle iletişime geçebileceğinizi unutmayın. Tüm çabalarımıza rağmen, _title hakkında sunduğumuz şeyin tamamen doğru olmadığını veya bir şeyler eklememiz veya düzeltmemiz gerektiğini düşünüyorsanız, bize bildirirseniz minnettar oluruz. İlkel nükleosentez ve diğer herhangi bir konu hakkında en iyi ve en kapsamlı bilgiyi sağlamak bu web sitesinin özüdür; ansiklopedi projesinin yaratıcılarına ilham veren aynı ruh tarafından yönlendiriliyoruz ve bu nedenle bu web sitesinde İlkel nükleosentez hakkında bulduklarınızın bilginizi genişletmenize yardımcı olduğunu umuyoruz.

Opiniones de nuestros usuarios

Bahri şener

İlkel nükleosentez ile ilgili bu giriş tam olarak bulmak istediğim şeydi.

Nisa Alkan

Teşekkürler. İlkel nükleosentez ile ilgili makale bana yardımcı oldu.

Salman Turgut

İlkel nükleosentez ile ilgili bu makale dikkatimi çekti, kelimelerin ne kadar iyi ölçüldüğünü merak ediyorum, sanki...zarif.