Astronomiya

Böyük partlayış nükleosentezi və kimyəvi bolluqlar haqqında bir kitab tövsiyə edə bilərsinizmi?

Böyük partlayış nükleosentezi və kimyəvi bolluqlar haqqında bir kitab tövsiyə edə bilərsinizmi?

Böyük partlayış nukleosentezi, ulduz nüvələrində dəmirə qədər nüvə birləşməsi və supernovalarda dəmirin xaricində olmaq və lityum problemi (3,4,5 atom nömrələri üçün qalaktik bolluq anomoliyası) ilə maraqlanmaq maraqlıdır. Bu mövzular bir-birinə bağlı olduğundan, mövzu ilə bağlı yaxşı mənbələr tapacağımı ümid edirdim. Kimsə özünü öyrənmək üçün yaxşı bir mənbə təklif edə bilərmi? Müvafiq olduğu təqdirdə (çətinlik səviyyəsi ilə əlaqədar), mən bir mövzu ilə əlaqəli mövzuya marağım olmayan bir fizika magistriyəm.


Bernard Pagel tərəfindən Nüvə-Sintez və Gökadaların Kimyəvi Təkamülünü tövsiyə edirəm. Nüvə reaksiyalarının əsaslarını və ulduz təkamülünü, böyük partlayış nukleosentezi və işıq elementləri istehsalının fəsillərini, eyni zamanda ulduz nükleoyntezinin geniş sahəsini və bunların qalaktikaların kimyəvi təkamülünü necə proqnozlaşdırmaq üçün birləşdirdiyini əhatə edir.


Donald D. Claytonun "Ulduz Təkamülü və Nükleosentez Prinsipləri" nüsxəsi 1968-ci ilə aiddir, ancaq maraqlandığınızı əhatə edir və məzun səviyyəsində bir kurs üçün nəzərdə tutulub. Həm də yaxşı yazılıb.


Başlıq: Uzun ömürlü yüklü kütlə hissəcikləri ilə böyük partlayış nukleosentezi

Uzun ömürlü yüklü kütlə hissəcikləri ilə böyük partlayış nukleosentezini (BBN) nəzərdən keçiririk. Çürümədən əvvəl uzunömürlü yüklü hissəcik bir işıq elementi ilə birləşərək hidrogen atomu kimi bir bağlı vəziyyət meydana gətirir. Bu təsir, Coulomb sahəsinin modifikasiyası və işıq elementinin bolluğunu dəyişdirə bilən tutulmuş işıq elementlərinin kinematikası ilə BBN dövrü ərzində nüvə reaksiya nisbətlərini dəyişdirir. Kimi daha ağır nüvələr bolluğu üçün mümkündür Li və Oranlar Y olarkən əhəmiyyətli dərəcədə azalmaq lazımdır, D / H və O / H dəyişməz olaraq qalır. Bu, BBN proqnozu ilə müşahidə olunan bolluq arasındakı mövcud uyğunsuzluğu həll edə bilər Li. Gələcək toqquşma təcrübələrində detektorun içərisində uzunömürlü bir yüklü hissəcik siqnalları tapılarsa, ömrü və çürümə xüsusiyyətləri haqqında məlumat yalnız hissəciklər fizikası modellərinə deyil, həm də Kainatın əvvəlindəki hadisələrə də fikir verə bilər.


Qalaktikaların nukleosentezi və kimyəvi təkamülü

Bu kitaba aşağıdakı nəşrlər istinad etmişdir. Bu siyahı CrossRef tərəfindən verilən məlumatlar əsasında hazırlanır.
  • Yayımcı: Cambridge University Press
  • Onlayn nəşr tarixi: İyun 2012
  • Çap nəşr ili: 2009
  • Onlayn ISBN: 9780511812170
  • DOI: https://doi.org/10.1017/CBO9780511812170
  • Mövzular: Fizika və Astronomiya, Astrofizika

Bu kitabı təşkilatınıza və # x27s kolleksiyasına əlavə etməyi tövsiyə etmək üçün kitabxanaçı və ya administratorunuza elektron poçtla göndərin.

Kitab təsviri

Kosmosdakı elementlərin paylanması bir çox prosesin nəticəsidir və Böyük Partlayışı, bariyonik maddənin sıxlığını, nükleosentezini və ulduzların və qalaktikaların meydana gəlməsini və təkamülünü öyrənmək üçün güclü bir vasitədir. Astrofizika və kosmologiyada bir çox həyəcan verici mövzuları əhatə edən bu dərslik, sahənin öncüsü tərəfindən, qabaqcıl magistr və magistr tələbələri üçün qalaktik kimyəvi təkamülün fənlərarası mövzusuna aydın və geniş bir giriş təqdim edir. Həm də tədqiqatçılar və peşəkar alimlər üçün nüfuzlu bir icmaldır. Bu yeni buraxılışda son kosmik missiyaların nəticələri və ulduz populyasiyalarının bolluğu, nebular analiz və meteorik izotopik anomaliyalar və rentgen qazının bolluğu analizi ilə bağlı yeni materiallar yer alıb. Problemlər və faydalı həll ipuçları ilə birlikdə əsas nəticələr üçün sadə nəticələr verilir, bu da şagirdin ədədi modellərdən və həqiqi müşahidələrdən nəticələr haqqında bir anlayış inkişaf etdirməsinə imkan verir.

Rəylər

Birinci nəşrin icmallarından: 'Pagel nükleosentezin bütün bu aspektlərini əhatə edir və onları bir-birinə bağlayaraq qalaktikaların kompozisiyalarının zamanla dəyişmə tərzinin uyğun bir mənzərəsini meydana gətirir. Lisansüstü tələbələr üçün bir dərslik olaraq ifadə etdiyi məqsəd üçün əladır. '

C. R. Kitchin Mənbə: Astronomiya İndi

'Hər mövzu əvvəldən izah edilir, oxucuya daha da davam etmək üçün lazım olan bütün məlumat verilir. Kitab müasir astrofizikanın ən füsunkar mövzularından birini (elmi sərtliyini itirmədən) təqdim etməyi bacarır. '

Cesare Chiosi Mənbə: Təbiət

‘Bu yaxşı və faydalı bir kitabdır ... Astrofizik astronomik irfanı aydınlaşdıracaq və astronom əsas fizikanın müzakirələrinə istinadlar tapacaq.”

'... bu əla bir kitabdır; əslində bu sahədə ən yaxşı bildiyim. Xüsusi mövzulara dair daha ətraflı araşdırma məqalələrinə mükəmməl bir giriş təqdim edir, zəngin bir məlumat ehtiva edir və kainatın meydana gəlməsi və təkamülünün əsas hissəsini olduqca geniş və sağlam bir şəkildə anladığını sübut edir.

Gerry Gilmore Mənbə: Astronomiya və Geofizika

'Bu kitab astrofizik ədəbiyyatdakı bir boşluğu doldurur ... bu mövzularda bir semestrlik bir dərs vermək istəyən hər bir təlimatçı üçün əlbəttə ki, faydalıdır, xüsusən də müəllif bir çox son fəsildə problemlərini həll yollarına dair göstərişlər daxil etdiyi üçün ... konseptual olaraq çox uğurlu və faydalı kitab. '


Helium-4 və Cırtdan Qalaktikalar

Big Bang Nükleosentezinin ən birbaşa və buna görə ən qəti proqnozu, hər nüvəsi iki proton və iki neytrondan ibarət olan helyum-4-ə aiddir. Bununla birlikdə, helyum-4 eyni zamanda standart bir nüvə sintez məhsuludur.

İbtidai helyum-4 bolluğunu çıxarmaq üçün astronomlar müəyyən bir şeyə müraciət edirlər cırtdan qalaktikalar . Aşağıdakı görüntü, qalaktikalararası standartlara görə bizə çox yaxın, sadəcə 45 milyon işıq ili uzaqlıqda olan bir cırtdan qalaktika olan qalaktika & # 8220I Zwicky 18 & # 8221:

[Şəkil: NASA, ESA, Y. Izotov (Baş Astronomiya Rəsədxanası, Kiyev, UA) və T. Thuan (Virginia Universiteti)]

Aşkarlanmış heliumun helium-3-dən fərqli olaraq helium-4 olduğunu bilmək üçün birbaşa bir yol olmasa da (ikincisində hər nüvədə yalnız bir neytron var), öz qalaktikamızdakı ölçmələr helium-3-ün həddən artıq olduğunu göstərir. nadirdir, ümumi helyumun yüzdə yüzdə birini təşkil edir. Beləliklə, ölçülmüş helium bolluğunun, verilmiş bir cırtdan qalaktika üçün helium-4 bolluğu ilə eyni olmasında ciddi bir səhv edilmir.

Bu bolluq tərifləri bir çox bulud və fərqli cırtdan qalaktikalar üçün həyata keçirildikdə, helium-4 tərkibi ilə oksigen tərkibinin necə əlaqəli olduğunu göstərmək üçün nəticələr qurula bilər:

[Izotov & amp Thuan, ApJ 511 (1999), 639 və ApJ 500 (1998), 188 'dən alınan məlumatları istifadə edərək görüntü]

Bu tip bütün araşdırmalar, yüzdə birdən bir qədər çox bir qeyri-müəyyənliklə, yüzdə 24-lük bir helium-4 kütlə payına səbəb olur. Düz bir ekstrapolyasiya üçün pis deyil. Ancaq təfərrüatlı olaraq mühafizəkar bir qiymətləndirmə ilə bu cür qiymətləndirmələr aparan müxtəlif tədqiqat qrupları arasında fikir ayrılığı mövcuddur, həqiqi dəyər yüzdə 23,2 ilə 25,8 arasında bir yerdədir.


Böyük partlayış nükleosentezi və kimyəvi bolluqlar haqqında bir kitab tövsiyə edə bilərsinizmi? - Astronomiya

Böyük Partlayış, Qaranlıq Maddə və İnflyasiya Nümunə Məqaləsi

Milyondan çox elmi mənbənin məlumat bazası. Axtarışınızı indi başlayın

Böyük Partlayış, Qaranlıq Maddə və İnflyasiya haqqında Nümunə Məqalə

Böyük partlayış nükleosentezi, kainatın ilk mərhələlərində işıq elementinin əmələ gəlməsi prosesinə aiddir. Yaranan elementlər helium-4, helium-3, berilyum-7, deyerium, tritium və helium-7 izotoplarıdır. Bununla birlikdə tritium və berilyum-7 izotopları qeyri-sabitdir və sürətlə sırasıyla helium-3 və litium-7-ə çürüyür. Əksər kosmoloqlar bu prosesin böyük partlayışdan 10 dəqiqə ilə 20 dəqiqə arasında meydana gəldiyinə inanırlar. Bu proses 116 gigakelvin və 1.16 gigakelvin temperatur aralığında meydana gəldi və görünən bütün kainatda baş verdi. Bu mərhələdə kainat atom nüvəsinin əmələ gəlməsini əngəlləyən çox yüksək temperaturlardan ibarət idi, lakin proton, neytron, foton və elektronu ehtiva edən bir şorba kimi mövcud idi. Protonlar və neytronlar birləşdikdə, fotonlarla toqquşma nəticəsində sürətlə məhv edilən atom nüvəsi meydana gətirdi. Ancaq istilik düşdükcə foton miqdarı xeyli azaldı və bu elementlərin əmələ gəlməsinə üstünlük verdi (& # 8220Lityum İzotop Bolluğu Testi Böyük Partlayış Nükleosentezi & # 8221).

İnflyasiya, kainatın təxminən 10-37 saniyə arasında çox qısa bir müddət davam edən eksponent genişlənməsini nəzərdə tutur. Bu proses nükleosentezə üstünlük verən temperatur və təzyiqin azalmasına səbəb oldu. Hubble, kainatdakı cisimlərin keçmişdə bir-birinə yaxınlaşması fikrini dəstəkləyən qırmızı sürüşmələrini öyrənərək uzaq qalaktikaların yerdən uzaqlaşdığını müşahidə etdi. İnflyasiya, kainatın konsepsiya dövründə çox yüksək temperaturda çox sıx maddədən ibarət olduğunu göstərir.

Qaranlıq maddə kainatdakı elektromaqnit şüalanma kimi adi müşahidə üsulları ilə aşkarlanmayan maddədir. Onun varlığı yalnız görünən maddə ilə qarşılıqlı əlaqədən əldə edilə bilər. Qaranlıq maddə hissəciklərlə əlaqəli enerji və sürətə görə isti, isti və soyuq olaraq da təsnif edilir. Soyuq qaranlıq maddənin kainatın kütləsinin uçotunun açarı olduğuna inanılır, çünki ulduzlar və digər cisimlər təxmin edilən kütlənin yalnız bir hissəsini təşkil edir. Soyuq qaranlıq maddə işığın sürətinə nisbətən çox aşağı bir sürətlə hərəkət edən və elektromaqnit spektrindəki enerji ilə hər hansı bir şəkildə şüalanmayan, udmayan və qarşılıqlı təsir göstərməyən maddələrə aiddir. Bununla birlikdə, soyuq qaranlıq maddə cazibə sahəsi ilə qarşılıqlı əlaqədədir ki, bu məsələnin yığınları tərəfindən uzaq qalaktikalardan gələn işığın əyriliyi və Kepler qanunlarının qalaktikaların inqilabına nə üçün tətbiq edilmədiyini izah edir (Paul).

Soyuq qaranlıq maddə daha zəif qarşılıqlı kütləvi hissəciklərə (WIMP), aksiyalara və kütləvi kompakt içi boş obyektlərə (MACHOS) bölünə bilər. MACHO-lar kütləvi, parlaq deyil və qara dəliklərə və neytron ulduzlarına bənzəyir. Bununla birlikdə, kainatın itkin kütləsini hesablamaq üçün istifadə edilə bilən bu cisimlərin çoxluğu, böyük partlayış nəzəriyyəsinə ziddir. Bu qaranlıq maddə, Albert Einşteynin təklif etdiyi cazibə obyekti texnikasının köməyi ilə obyektin digər qalaktikalardan gələn ışığı cəmləşdirdiyi və onları daha parlaq göstərdiyi və ya yaxınlıqdakı cisimlər üzərindəki cazibə təsirini müşahidə edərək aşkar edilə bilər. MACHO'ların kütləsi lens fenomeninin məsafəsini və müddətini təyin etməklə qiymətləndirilə bilər. Digər tərəfdən, WIMPS-i adi maddələrdən keçən kiçik subatomik hissəciklərdən ibarət olduğu üçün aşkarlamaq çətindir. Adi maddəyə reaksiya verdikdən sonra bərk cisimdə baş verə biləcək dəyişiklikləri öyrənərək WIMPS-i aşkar etmək üçün müxtəlif layihələr qurulmuşdur. Bir təcrübə bu qaranlıq maddənin sinfini aşkar etmək üçün bir vasitə kimi arktik buz təbəqəsindən istifadə edir.


Böyük partlayış nukleosentezi proqnozu üçün bir yeniləmə Li: problem daha da pisləşir

3 nəzəri hesablandıqda. İlkin bolluqlar astrofizik nüvə reaksiya nisbətlərinə və üç əlavə parametrə, yüngül neytrino ləzzətlərinin sayına, neytronların ömrünə və Kainatdakı bariyon-foton nisbətlərinə bağlıdır. Otuz beş reaksiya dərəcəsinin dəyişdirilməsinin BBN-də yüngül element bolluğu məhsullarına təsiri əvvəllər bizim tərəfimizdən araşdırılmışdır. Bu işdə neytron ömrünün ən son dəyərlərini və bariyon-foton nisbətini birləşdirdik və daha da dəyişdirdik O (O, γ)Birbaşa əmələ gəlməsini qiymətləndirmək üçün istifadə olunan reaksiya dərəcəsi olun Β nəticəsində Li çürümə və t üçün reaksiya dərəcələri (O, γ)Li və d (O, γ)Li. Bu dəyişikliklərin nəzəri olaraq hesablanmış bolluğunu azaltdığını görürük Li tərəfindən


Başlıq: Plankdan sonra standart böyük partlayış nukleosentezi və ilkin CNO bolluğu

İlk və ya böyük partlayış nükleosentezi (BBN), böyük partlama modeli üçün üç tarixi güclü dəlildən biridir. Planck peyk missiyasının son nəticələri, əvvəlki WMAP təhlili ilə müqayisədə bariyon sıxlığının qiymətləndirilməsini bir qədər dəyişdirdi. Bu məqalədə Planck tərəfindən təyin olunan kosmoloji parametrlərdən istifadə olunan işıq elementləri üçün BBN proqnozları, həmçinin nüvə şəbəkəsinin yaxşılaşdırılması və yeni spektroskopik müşahidələr yenilənir. İlkin Li / H bolluğunun bir az azalması var, lakin bu lityum dəyəri hələ də Qalaktikanın halo ulduzlarında müşahidə olunan spektroskopik bolluğundan 3 dəfə daha böyük olaraq qalır. Bunun əhəmiyyətinə görə '' lityum problemi Bariyon sıxlığı, neytron ömrü və şəbəkələrin yenilənməsindən sonra BBN-də hesablanmış bolluqdakı kiçik dəyişiklikləri izləyirik. Əlavə olaraq, ilk dəfə olaraq, istehsal üçün etibar sərhədləri təmin edirik Li, Ol, Genişləndirilmiş şəbəkəmizlə geniş Monte Carlo hesablamamızdan qaynaqlanan B və CNO. Xüsusi bir diqqət CNO ilkin istehsalına yönəldilmişdir. CNO əmələ gəlməsi ətrafındakı nüvə nisbətlərindəki qeyri-müəyyənlikləri nəzərə alaraq CNO / H obtain (5-30) × 10 əldə edirik.. Məhsuldarlıq və reaksiya daha çox və rəqabət dərəcələri arasındakı əlaqəni təhlil edərək və yeni təsirli reaksiya dərəcələrini müəyyənləşdirərək bu qiymətləndirməni daha da yaxşılaşdırırıq. Bu qeyri-müəyyən dərəcələr, eyni zamanda dəyişirsə, CNO istehsalının əhəmiyyətli dərəcədə artmasına səbəb ola bilər: CNO / H∼10. Bu nəticə qaranlıq dövrlərdə populyasiyanın III ulduz əmələ gəlməsinin öyrənilməsi üçün vacibdir. & daha az


Sıra

Big Bang nükleosentezi, partlamadan təxminən üç dəqiqə sonra kainat baryogenezdən sonra sabit proton və neytronlar meydana gətirmək üçün kifayət qədər soyuduqda başladı. [3] Bu hissəciklərin nisbi bolluğu, adi termodinamik mübahisələrdən və kainatın ortalama istiliyinin zaman keçdikcə dəyişməsi ilə əlaqələndirilir (əgər termodinamik üstünlük verilən tarazlıq dəyərlərinə çatmaq üçün lazım olan reaksiyalar gətirilən temperatur dəyişikliyinə nisbətən çox yavaş olarsa) genişlənmə ilə, bolluqlar müəyyən bir qeyri-tarazlıq dəyərində qalacaq). Termodinamikanı və kosmik genişlənmənin gətirdiyi dəyişiklikləri birləşdirərək, bu nöqtədəki temperatur əsasında proton və neytronların hissəsini hesablamaq olar. Cavab budur ki, nükleogenezin başlanğıcında hər neytron üçün təxminən yeddi proton var və nisbət nükleogenez bitdikdən sonra da sabit qalacaq bir nisbətdir. Bu fraksiya əvvəlcə protonların lehinədir, çünki protonun aşağı kütləsi onların istehsalına üstünlük verir. Sərbəst neytronlar, yarım ömrü təxminən 15 dəqiqə olan protonlara da çürüyür və bu zaman miqyası BBN-nin baş verdiyi dövrdə neytronların sayını təsir etmək üçün çox uzundur, bu da ilk növbədə sərbəst neytronların çoxunun mənimsənildiyinə görədir. nükleogenezin ilk 3 dəqiqəsində - onların əhəmiyyətli bir hissəsinin protonlara çürüməsi üçün çox qısa bir müddət.

BBN-nin bir xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, maddənin bu enerjilərdəki davranışını tənzimləyən fiziki qanunlar və sabitlər çox yaxşı başa düşülür və bu səbəbdən BBN-də kainatın həyatındakı əvvəlki dövrləri xarakterizə edən bəzi spekulyativ qeyri-müəyyənliklərdən məhrumdur. Digər bir xüsusiyyət də nükleosentez prosesinin kainatın həyatının bu mərhələsinin başlanğıcındakı şərtlərlə təyin olunması və əvvəl baş verənləri əhəmiyyətsiz etməsidir.

Kainat genişləndikcə soyuyur. Sərbəst neytronlar və protonlar helium nüvələrinə nisbətən daha az stabildir və protonlar və neytronlar helium-4 əmələ gətirmə meylinə malikdirlər. Bununla birlikdə, helyum-4 əmələ gətirməsi üçün deuterium əmələ gəlməsinin ara mərhələsi lazımdır. Nükleosentezin baş verdiyi anda, hər hissəcikdəki ortalama enerjinin Döteryumun bağlanma enerjisindən çox olması üçün istilik kifayət qədər yüksəkdir, buna görə əmələ gələn hər hansı bir döteryum dərhal məhv olur (vəziyyət kimi bilinən bir vəziyyət deuterium darlığı). Beləliklə, helium-4 əmələ gəlməsi, kainat ani bir element əmələ gəlməsi meydana gəldikdə (təxminən T = 0.1 MeV-də) deuterium meydana gətirəcək qədər sərinləşənə qədər təxirə salınır. Bununla birlikdə, çox qısa bir müddət sonra, Böyük Partlayışdan iyirmi dəqiqə sonra, kainat daha çox nüvə birləşməsi və nükleosentezinin meydana gəlməsi üçün çox sərin olur. Bu nöqtədə elementar bolluqlar demək olar ki sabitləşir və yalnız BBN-nin bəzi radioaktiv məhsulları (tritium kimi) çürüdükcə dəyişir. [4]

Nəzəriyyə tarixi

Big Bang nükleosentezinin tarixi 1940-cı illərdə Ralph Alpher və George Gamowun hesablamaları ilə başladı. Alpher və Gamow, ilk kainatdakı işıq elementləri istehsalının nəzəriyyəsini özündə cəmləşdirən Alfer-Bethe-Gamow (Bethe'nin müəllif kimi əlavə edilməsi bir zarafat idi, kağızdakı məqaləyə baxın) çap edəcəklər.

1970-ci illərdə, Big Bang nükleosentezi ilə hesablanan bariyonların sıxlığının genişlənmə sürətinin hesablamalarına əsasən kainatın müşahidə olunan kütləsindən çox az olması ilə bağlı böyük bir tapmaca var idi. Bu tapmaca qaranlıq maddənin mövcudluğunu yazmaqla böyük ölçüdə həll edildi.

Ağır elementlər

Big Bang nükleosintezi, dar bir darağa görə berilyumdan daha ağır bir element yaratmadı: 8 və ya 5 nuklonlu sabit bir nüvənin olmaması. Ulduzlarda darboğaz helium-4 nüvələrinin üçqat toqquşması ilə keçir və karbon əmələ gətirir (üçlü-alfa prosesi). Bununla birlikdə, bu proses çox yavaş gedir, ulduzlarda əhəmiyyətli dərəcədə bir helyumun karbona çevrilməsi on minlərlə il çəkir və buna görə də Böyük Partlayışdan sonrakı dəqiqələrdə əhəmiyyətsiz bir qatqı təmin etdi.

Helium-4

Big Bang nükleosentezi, kainatın başlanğıc şərtlərindən asılı olmayaraq, kütlə ilə təxminən% 25 helyum-4 bolluğunu proqnozlaşdırır. Kainat proton və neytronların bir-birinə asanlıqla çevrilməsinə qədər isti olduğu müddətdə, nisbi kütlələri ilə təyin olunan nisbətləri 1 neytrondan 7 protona qədər (neytronların protonlara bir az çürüməsinə imkan verir) bərabərdir. Kifayət qədər sərin olduqda, neytronlar sürətlə bərabər sayda protonla bağlanaraq helium-4 meydana gətirdi. Helium-4 çox stabildir və daha ağır nüvələr yaratmaq üçün nə çürüyür, nə də asanlıqla birləşir. Yəni hər 16 nüklondan (2 neytron və 14 proton) bunlardan 4-ü (% 25) bir helyum-4 nüvəsinə birləşdi. Bir bənzətmə helium-4-ün kül olduğunu düşünməkdir və bir ağac parçasını tamamilə yandıranda meydana gələn kül miqdarı, onu necə yandırdığına həssas deyil.

Helium-4 bolluğu vacibdir, çünki kainatda ulduz nükleosentezi ilə izah edilə biləndən daha çox helyum-4 var. Bundan əlavə, Big Bang nəzəriyyəsi üçün əhəmiyyətli bir test təmin edir. Əgər müşahidə olunan helium bolluğu% 25-dən çox fərqlidirsə, bu nəzəriyyə üçün ciddi bir problem yaradacaqdır. Xüsusilə erkən helium-4 bolluğu% 25-dən daha az olsaydı, belə olurdu, çünki helium-4 məhv etmək çətindir. 1990-cı illərin ortalarında bir neçə ildir aparılan müşahidələr bunun belə ola biləcəyini və astrofiziklərin bir Big Bang nükleosentetik böhranı haqqında danışmalarına səbəb olduğunu irəli sürdü, lakin sonrakı müşahidələr Big Bang nəzəriyyəsi ilə uyğundur. [5]

Deuterium

Deyteriyum helyum-4-ün əksinə, helium-4 çox sabit və məhv edilməsi çox çətin olduğu halda, deyerium az dərəcədə sabit və məhv edilməsi asandır. Helium-4 çox sabit olduğundan, iki döteryum nüvəsinin birləşərək helium-4 əmələ gətirmə tendensiyası var. BBN'nin kainatdakı bütün döteryumu helium-4-ə çevirməməsinin yeganə səbəbi, kainatın genişlənməsinin kainatı soyudması və bu dönüşümü tamamlanmadan qısa müddətə kəsməsidir. Bunun bir nəticəsi, helyum-4-dən fərqli olaraq, deuterium miqdarının ilkin şərtlərə çox həssas olmasıdır. Kainat nə qədər sıxdırsa, vaxt tükənmədən daha çox deyerium helyum-4-ə çevrilir və daha az deyerium qalır.

Böyük bir partlayış sonrası əhəmiyyətli miqdarda döteryum istehsal edəcək heç bir proses yoxdur. Buna görə deuterium bolluğu ilə bağlı müşahidələr, kainatın sonsuz köhnə olmadığını və bu da Big Bang nəzəriyyəsinə uyğundur.

1970-ci illərdə, deyerium xaricində izotop istehsalının bir yolu olduğu ortaya çıxan, döteryum istehsal edə biləcək prosesləri tapmaq üçün böyük səylər göstərildi. Problem ondadır ki, kainatdakı döteryumun konsentrasiyası ümumilikdə Big Bang modeli ilə uyğundur, kainatın böyük hissəsinin proton və neytrondan ibarət olduğunu düşünən bir modellə uyğun olmaq çox yüksəkdir. Əgər kainatın hamısının proton və neytrondan ibarət olduğunu fərz etsəniz, kainatın sıxlığı elədir ki, hazırda müşahidə olunan döteryumun çox hissəsi helium-4-ə yandırılmış olardı.

Deyteriyum müşahidələri ilə kainatın genişlənmə sürətinə dair müşahidələr arasındakı bu uyğunsuzluq, deyerium istehsal edə biləcək prosesləri tapmaq üçün böyük bir səy göstərdi. On illik bir səydən sonra, bu proseslərin mümkün olmadığı və indi deuterium bolluğu üçün istifadə olunan standart izahın, kainatın əsasən bariyonlardan ibarət olmadığı və baryonik olmayan maddənin (qaranlıq maddə kimi də bilinir) olmasıdır. kainatın maddə kütləsinin böyük hissəsini təşkil edir. Bu açıqlama, əsasən proton və neytronlardan ibarət olan bir kainatın daha çox olacağını göstərən hesablamalarla da uyğundur qığılcımlı müşahidə olunduğundan daha.

Nüvə birləşməsi yolu ilə deuterium istehsal edəcək başqa bir prosesi düşünmək çox çətindir. Bu prosesin tələb edəcəyi şey, temperaturun deuterium istehsal edəcək qədər isti olması, lakin helium-4 istehsal edəcək qədər isti olmaması və bu əməliyyatın bir neçə dəqiqədən çox keçmədən dərhal nüvə olmayan temperaturlara qədər soyumasıdır. Ayrıca, deuteriumun yenidən ortaya çıxmadan əvvəl süpürülməsi lazımdır.

Deuteriumun parçalanma ilə istehsalı da çətindir. Buradakı problem yenə də döteryumun nüvə proseslərinə çox məruz qalması və atom nüvələri arasındakı toqquşmaların ya nüvələrin udulmasına, ya da sərbəst neytronların və ya alfa hissəciklərin sərbəst buraxılmasına səbəb olmasıdır. 1970-ci illər ərzində deuterium istehsal etmək üçün kosmik şüa dağılmasından istifadə etməyə cəhd edildi. Bu cəhdlər deuterium istehsal edə bilmədi, lakin gözlənilmədən başqa yüngül elementlər meydana gətirdi.


Genişlənən bir kainatda nüvə fizikası

Kainat soyuduqca maddə tərkibi dəyişir və əvvəllər mövcud olanlardan protonlar və neytronlar kimi kvarklardan meydana gələn yeni hissəciklər meydana gəlir. Təxminən bir saniyədən bir neçə dəqiqəyə qədər kosmik vaxt, temperaturun 10 milyard Kelvinin altına düşdüyü zaman, protonların və neytronların birləşərək müəyyən növ atom nüvələrini meydana gətirməsi üçün şərtlər tam uyğun. Bu mərhələ Big Bang Nükleosentezi adlanır.

İlk kainat gündəlik dünyamızdan tamamilə fərqli olsa da, uyğun enerjidəki əsas nüvə fizikası laboratoriya təcrübələri daxilindədir. Bu cür təcrübələrdən sonra, müvafiq nüvə reaksiyalarının xüsusiyyətləri çox yaxşı bilinir. Fiziklər burada göstərildiyi kimi reaksiyaları təsvir etmək istədikləri zaman hesablamalarını möhkəm eksperimental məlumatlara əsaslaya bilərlər:

Bu görüntü, Big Bang Nükleosentezi zamanı meydana gələn nüvə reaksiyalarından ikisini göstərir: Protokol və neytronları yüksək enerji fotonlarının (γ kimi qeyd olunur) yayılması ilə müşayiət olunan, döteryum nüvələrini (D, bir proton və bir neytron ehtiva edən) meydana gətirmək üçün birləşdirir; bir helyum-3 nüvəsi (iki proton və bir neytronla) və bir sərbəst neytron istehsal etmək üçün birləşən iki döteryum nüvəsini göstərir.

Yuxarıda göstərilənlərə bənzər nüvə reaksiyalarının zənginliyi nəzərə alınaraq, fərqli maddənin tərkib hissələrinin nisbi bolluğunu tənzimləyən ümumi statistik düstur tətbiq oluna bilər. Hansı nüvələrin və hansı miqdarda istehsal edildiyi, bir tərəfdən müxtəlif nüvə reaksiyaları ilə digər tərəfdən kainatın genişlənməsini müşayiət edən qaçılmaz soyutma arasındakı bir yarışın nəticəsidir. (Böyük Partlayış Nükleosentezinin arxasındakı fizika ilə bağlı daha ətraflı məlumatı Diqqət və Dəyişiklik mətnində tapa bilərsiniz.)

Göründüyü kimi, Big Bang Nükleosentezi, hidrogen və helium kimi çox yüngül elementləri və yalnız standart hidrogen (bir proton) və helium-4 (iki neytron və iki proton) deyil, eyni zamanda deuterium (bir proton, bir neytron), tritium (bir proton, iki neytron) və helium-3 (iki proton, bir neytron). Kütlə ilə kainatdakı nüvələrin təxminən dörddə biri helium-4 olmalıdır. Deuterium, tritium, helium-3 və litium-7 nüvələri daha kiçik, lakin yenə də ölçülə bilən miqdarda baş verməlidir.


3 - Elementlərin mənşəyi

Kosmosdakı cari elementlərin inventarının istehsalından bir neçə proses məsuliyyət daşıyırdı. Hidrogen, helyum və bəzi lityum, kainatı meydana gətirdiyi düşünülən böyük bir partlayış olan Big Bang-də yaradıldı. Astronomiyada metal olaraq bilinən hidrogen və helyumdan daha ağır elementlər, ulduzlarda nüvə sintezi adlanan proseslər nəticəsində meydana gəldi. Günəş sistemimizdəki hidrogen və helyumdan başqa kimyəvi elementlər, günəş sistemi meydana gəlmədən əvvəl yaşayan və ölmüş ulduzlarda meydana gələn nükleosentezin nəticəsidir. Bu proseslər yüngül elementlərin ağır elementlərə birləşməsini əhatə edir, bəzən ulduzlar inkişaf etdikcə təvazökar dərəcələrdə, bəzən də ulduz partlayışlarında hiddətli dərəcələrdə. Lityum, berilyum və bor kimi az miqdarda nadir element, yüksək enerjili kosmik şüalar (tipik olaraq proton və ya helium ionları) ilə atomların toqquşmalarının daha ağır nuklidləri daha yüngül fraqmentlərə parçaladığı spallasiya reaksiyalarından yaranıb. Əlbətdə ki, bəzi nuklidlər radioaktiv nuklidlərin çürüməsi nəticəsində əmələ gəlmişdir. Bu fəsildə bu prosesləri nəzərdən keçirəcəyik və kainatdakı və qalaktikadakı zamanla elementar bolluqların təkamülünü müzakirə edəcəyik.

Kainatın mənşəyini ən yaxşı izah edən kosmoloji model Böyük Partlayışdır. Bu modelə görə, kainat keçmişdə sonlu bir zamanda və kosmosdakı ayrı bir nöqtədə başladı, çox kiçik ölçülü isti sıx başlanğıc vəziyyətindən genişləndi və bu günə qədər genişlənməyə davam edir.


Videoya baxın: Kainat yaranıb yoxsa yaradılıb? (Sentyabr 2021).