Urknall-Nukleosynthese - Big Bang nucleosynthesis

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Physikalische Kosmologie
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In physikalischen Kosmologie , nucleosynthesis Big Bang (abgekürzt BBN , auch bekannt als primordialen nucleosynthesis , archeonucleosynthesis , archonucleosynthesis , protonucleosynthesis und paleonucleosynthesis ) ist die Herstellung von Kernen andere als die des leichtesten Isotop von Wasserstoff ( Wasserstoff-1 , 1 H, mit einer einzigen Proton als Kern) während der frühen Phasen des Universums . Von den meisten Kosmologen wird angenommen, dass die primordiale Nukleosynthese im Zeitraum von etwa 10 Sekunden bis 20 Minuten nach dem Urknall stattgefunden hat und für die Bildung des größten Teils des Heliums des Universums als Isotop Helium-4 ( 4 He ), zusammen mit kleinen Mengen des Wasserstoffisotops Deuterium ( 2 H oder D), die Heliumisotop Helium-3 ( 3 He), und eine sehr kleine Menge des Lithiumisotopen Lithium-7 ( 7 Li). Zusätzlich zu diesen stabilen Kernen, zwei instabile oder radioaktive Isotope wurden auch hergestellt: das schwere Wasserstoffisotop Tritium ( 3 H oder T); und das Beryllium - Isotop Beryllium-7 ( 7 Be); aber diese instabilen Isotope zerfielen später wie oben in 3 He bzw. 7 Li.

Im Wesentlichen alle Elemente, die schwerer als Lithium sind, wurden viel später durch stellare Nukleosynthese in sich entwickelnden und explodierenden Sternen erzeugt.

Eigenschaften

Es gibt mehrere wichtige Merkmale der Urknall-Nukleosynthese (BBN):

  • Die Anfangsbedingungen (Neutron-Proton-Verhältnis) wurden in der ersten Sekunde nach dem Urknall eingestellt.
  • Das Universum war zu dieser Zeit sehr homogen und stark strahlungsdominiert .
  • Die Kernfusion fand etwa 10 Sekunden bis 20 Minuten nach dem Urknall statt; dies entspricht dem Temperaturbereich, als das Universum kühl genug war, um Deuterium zu überleben, aber heiß und dicht genug, um Fusionsreaktionen mit einer signifikanten Geschwindigkeit ablaufen zu lassen.
  • Es war weit verbreitet und umfasste das gesamte beobachtbare Universum .

Der Schlüsselparameter, der es erlaubt, die Effekte von BBN zu berechnen, ist das Baryonen/Photonenzahlverhältnis, das eine kleine Zahl der Ordnung 6 × 10 –10 ist . Dieser Parameter entspricht der Baryonendichte und steuert die Geschwindigkeit, mit der Nukleonen kollidieren und reagieren; daraus ist es möglich, Elementhäufigkeiten nach Beendigung der Nukleosynthese zu berechnen. Obwohl das Baryonen-pro-Photon-Verhältnis bei der Bestimmung der Elementhäufigkeit wichtig ist, macht der genaue Wert wenig Einfluss auf das Gesamtbild. Ohne größere Änderungen an der Urknalltheorie selbst wird BBN zu Massenhäufigkeiten von etwa 75% Wasserstoff-1, etwa 25% Helium-4 , etwa 0,01% Deuterium und Helium-3 führen , Spurenmengen (in der Größenordnung von 10 −10 ) von Lithium und vernachlässigbar schwereren Elementen. Dass die beobachteten Häufigkeiten im Universum im Allgemeinen mit diesen Häufigkeitszahlen übereinstimmen, gilt als starker Beweis für die Urknalltheorie.

Auf diesem Gebiet ist es aus historischen Gründen üblich, den Massenanteil von Helium-4 , Symbol Y, anzugeben, so dass 25 % Helium-4 bedeutet, dass Helium-4-Atome 25 % der Masse ausmachen , aber weniger als 8 % von die Kerne wären Helium-4-Kerne. Andere (Spuren-)Kerne werden normalerweise als Zahlenverhältnisse zu Wasserstoff ausgedrückt. Die ersten detaillierten Berechnungen der primordialen Isotopenhäufigkeit kamen 1966 und wurden im Laufe der Jahre mit aktualisierten Schätzungen der Input-Kernreaktionsraten verfeinert. Die erste systematische Monte-Carlo- Studie über den Einfluss von Unsicherheiten der Kernreaktionsrate auf Isotopenvorhersagen über den relevanten Temperaturbereich wurde 1993 durchgeführt.

Wichtige Parameter

Die Entstehung von Lichtelementen während des BBN war von einer Reihe von Parametern abhängig; unter diesen war das Neutron-Proton-Verhältnis (berechenbar aus der Standardmodellphysik ) und das Baryon-Photonen-Verhältnis.

Neutron-Proton-Verhältnis

Das Neutron-Proton-Verhältnis wurde durch die Standardmodellphysik vor der Nukleosynthese-Ära festgelegt, im Wesentlichen innerhalb der ersten 1-Sekunde nach dem Urknall. Neutronen können mit Positronen oder Elektron-Neutrinos reagieren, um Protonen und andere Produkte in einer der folgenden Reaktionen zu erzeugen:

Zu Zeiten viel früher als 1 Sekunde waren diese Reaktionen schnell und hielten das n/p-Verhältnis nahe 1:1. Mit sinkender Temperatur verschob sich das Gleichgewicht aufgrund ihrer etwas geringeren Masse zugunsten der Protonen und das n/p-Verhältnis nahm stetig ab. Diese Reaktionen dauerten an, bis die abnehmende Temperatur und Dichte die Reaktionen zu langsam wurden, was bei etwa T = 0,7 MeV (Zeit etwa 1 Sekunde) stattfand und als Ausfriertemperatur bezeichnet wird. Beim Ausfrieren betrug das Neutron-Proton-Verhältnis etwa 1/6. Freie Neutronen sind jedoch mit einer mittleren Lebensdauer von 880 Sekunden instabil; einige Neutronen zerfielen in den nächsten Minuten, bevor sie zu einem Kern verschmolzen, so dass das Verhältnis der Gesamtneutronen zu den Protonen nach dem Ende der Nukleosynthese etwa 1/7 beträgt. Fast alle Neutronen, die fusionierten, anstatt zu zerfallen, wurden zu Helium-4 kombiniert, da Helium-4 die höchste Bindungsenergie pro Nukleon unter den leichten Elementen aufweist. Dies sagt voraus, dass etwa 8% aller Atome Helium-4 sein sollten, was zu einem Massenanteil von Helium-4 von etwa 25% führt, was mit den Beobachtungen übereinstimmt. Kleine Spuren von Deuterium und Helium-3 blieben zurück, da sie nicht genügend Zeit und Dichte hatten, um zu reagieren und Helium-4 zu bilden.

Baryon-Photonen-Verhältnis

Das Baryonen-Photonen-Verhältnis η ist der Schlüsselparameter, der die Häufigkeiten leichter Elemente nach Beendigung der Nukleosynthese bestimmt. Baryonen und leichte Elemente können in folgenden Hauptreaktionen verschmelzen:

zusammen mit einigen anderen Reaktionen mit geringer Wahrscheinlichkeit, die zu 7 Li oder 7 Be führen. (Ein wichtiges Merkmal ist, dass es keine stabilen Kerne mit Masse 5 oder 8 gibt, was bedeutet, dass Reaktionen, die ein Baryon zu 4 He hinzufügen oder zwei 4 He verschmelzen , nicht stattfinden). Die meisten Fusionsketten während der BBN enden letztendlich in 4 He (Helium-4), während "unvollständige" Reaktionsketten zu kleinen Mengen an übrig gebliebenen 2 H oder 3 He führen; deren Menge nimmt mit zunehmendem Baryonen-Photonen-Verhältnis ab. Das heißt, je größer das Baryonen-Photonen-Verhältnis ist, desto mehr Reaktionen finden statt und desto effizienter wird Deuterium schließlich in Helium-4 umgewandelt. Dieses Ergebnis macht Deuterium zu einem sehr nützlichen Werkzeug zur Messung des Baryonen-Photonen-Verhältnisses.

Reihenfolge

Die Urknall-Nukleosynthese begann etwa 10 Sekunden nach dem Urknall, als sich das Universum ausreichend abgekühlt hatte, damit Deuteriumkerne die Zerstörung durch hochenergetische Photonen überleben konnten. (Beachten Sie, dass die Neutronen-Proton-Ausfrierzeit früher war). Diese Zeit ist im Wesentlichen unabhängig vom Gehalt an dunkler Materie, da das Universum bis viel später stark strahlungsdominiert war und diese dominante Komponente das Temperatur-Zeit-Verhältnis steuert. Zu diesem Zeitpunkt gab es ungefähr sechs Protonen für jedes Neutron, aber ein kleiner Bruchteil der Neutronen zerfällt, bevor sie in den nächsten paar hundert Sekunden fusionieren in Helium-4-Kernen.

Ein Merkmal von BBN ist, dass die physikalischen Gesetze und Konstanten, die das Verhalten von Materie bei diesen Energien bestimmen, sehr gut verstanden sind und daher BBN einige der spekulativen Unsicherheiten fehlen, die frühere Perioden im Leben des Universums charakterisieren. Ein weiteres Merkmal ist, dass der Prozess der Nukleosynthese durch die Bedingungen zu Beginn dieser Lebensphase des Universums bestimmt wird und unabhängig von dem, was zuvor passiert ist.

Wenn sich das Universum ausdehnt, kühlt es ab. Freie Neutronen sind weniger stabil als Heliumkerne, und die Protonen und Neutronen haben eine starke Tendenz zur Bildung von Helium-4. Die Bildung von Helium-4 erfordert jedoch den Zwischenschritt der Bildung von Deuterium. Bevor die Nukleosynthese begann, war die Temperatur für viele Photonen hoch genug, um eine höhere Energie als die Bindungsenergie von Deuterium aufzuweisen; daher wurde jedes gebildete Deuterium sofort zerstört (eine Situation, die als "Deuterium-Engpass" bekannt ist). Daher wird die Bildung von Helium-4 verzögert, bis das Universum kühl genug ist, damit Deuterium überleben kann (bei etwa T = 0,1 MeV); danach gab es einen plötzlichen Ausbruch der Elementbildung. Doch kurz darauf, etwa zwanzig Minuten nach dem Urknall, wurden Temperatur und Dichte zu niedrig, um eine signifikante Fusion zu ermöglichen. Zu diesem Zeitpunkt waren die elementaren Häufigkeiten nahezu unveränderlich, und die einzigen Änderungen waren das Ergebnis des radioaktiven Zerfalls der beiden instabilen Hauptprodukte von BBN, Tritium und Beryllium-7 .

Geschichte der Theorie

Die Geschichte der Urknall-Nukleosynthese begann mit den Berechnungen von Ralph Alpher in den 1940er Jahren. Alpher veröffentlichte das Alpher-Bethe-Gamow-Papier , das die Theorie der Lichtelementproduktion im frühen Universum skizzierte.

In den 1970er Jahren gab es ein großes Rätsel, da die Dichte der Baryonen, wie sie durch die Urknall-Nukleosynthese berechnet wurde, viel geringer war als die beobachtete Masse des Universums, basierend auf Messungen der Rotationskurven von Galaxien und der Dynamik von Galaxienhaufen. Dieses Rätsel wurde zum großen Teil dadurch gelöst, dass die Existenz dunkler Materie postuliert wurde .

Schwere Elemente

Eine Version des Periodensystems , die die Ursprünge – einschließlich der Urknall-Nukleosynthese – der Elemente anzeigt. Alle Elemente über 103 ( Lawrencium ) sind ebenfalls künstlich und sind nicht enthalten.

Die Urknall-Nukleosynthese produzierte aufgrund eines Engpasses nur sehr wenige Kerne von Elementen, die schwerer als Lithium waren: das Fehlen eines stabilen Kerns mit 8 oder 5 Nukleonen . Dieses Defizit an größeren Atomen begrenzte auch die Mengen an Lithium-7, die während des BBN produziert wurden. In Sternen wird der Flaschenhals durch Dreifachkollisionen von Helium-4-Kernen passiert, die Kohlenstoff produzieren ( Triple-Alpha-Prozess ). Dieser Prozess ist jedoch sehr langsam und erfordert viel höhere Dichten. Er braucht Zehntausende von Jahren, um in Sternen eine signifikante Menge Helium in Kohlenstoff umzuwandeln, und hat daher in den Minuten nach dem Urknall einen vernachlässigbaren Beitrag geleistet.

Die vorhergesagte Häufigkeit von CNO-Isotopen, die bei der Urknall-Nukleosynthese produziert werden, wird voraussichtlich in der Größenordnung von 10 −15 der von H liegen, was sie im Wesentlichen nicht nachweisbar und vernachlässigbar macht. Tatsächlich wurde noch keines dieser primordialen Isotope der Elemente von Beryllium bis Sauerstoff nachgewiesen, obwohl die von Beryllium und Bor in Zukunft möglicherweise nachgewiesen werden können. Bisher sind die einzigen stabilen Nuklide, von denen experimentell bekannt ist, dass sie vor oder während der Urknall-Nukleosynthese hergestellt wurden, Protium, Deuterium, Helium-3, Helium-4 und Lithium-7.

Helium-4

Hauptartikel: Helium-4

Die Urknall-Nukleosynthese sagt unabhängig von den Anfangsbedingungen des Universums eine ursprüngliche Häufigkeit von etwa 25 Masse-% Helium-4 voraus. Solange das Universum heiß genug war, damit sich Protonen und Neutronen leicht ineinander umwandeln konnten, betrug ihr Verhältnis, das allein durch ihre relativen Massen bestimmt wurde, etwa 1 Neutron zu 7 Protonen (was einen gewissen Zerfall von Neutronen in Protonen ermöglicht). Sobald es kühl genug war, verbanden sich die Neutronen schnell mit einer gleichen Anzahl von Protonen, um zuerst Deuterium und dann Helium-4 zu bilden. Helium-4 ist sehr stabil und bildet bei kurzer Laufzeit fast das Ende dieser Kette, da Helium weder zerfällt noch sich leicht zu schwereren Kernen verbindet (da es keine stabilen Kerne mit Massenzahlen 5 oder 8 gibt, Helium verbindet sich nicht leicht mit Protonen oder mit sich selbst). Sobald die Temperaturen gesenkt werden, verbinden sich von 16 Nukleonen (2 Neutronen und 14 Protonen) 4 davon (25% der Gesamtteilchen und Gesamtmasse) schnell zu einem Helium-4-Kern. Dies erzeugt ein Helium pro 12 Wasserstoffatome, was zu einem Universum führt, das etwas mehr als 8 % Helium nach Atomanzahl und 25 % Helium nach Masse enthält.

Eine Analogie ist, sich Helium-4 als Asche vorzustellen, und die Menge an Asche, die man bildet, wenn man ein Stück Holz vollständig verbrennt, ist unempfindlich dafür, wie man es verbrennt. Der Rückgriff auf die BBN-Theorie der Helium-4-Häufigkeit ist notwendig, da es weit mehr Helium-4 im Universum gibt, als durch stellare Nukleosynthese erklärt werden kann . Darüber hinaus bietet es einen wichtigen Test für die Urknalltheorie. Wenn die beobachtete Heliumhäufigkeit signifikant von 25 % abweicht, würde dies eine ernsthafte Herausforderung für die Theorie darstellen. Dies wäre insbesondere dann der Fall, wenn die frühe Helium-4-Häufigkeit viel kleiner als 25 % wäre, da Helium-4 schwer zu zerstören ist. Einige Jahre lang, Mitte der 1990er Jahre, deuteten Beobachtungen darauf hin, dass dies der Fall sein könnte, was Astrophysiker dazu veranlasste, von einer nukleosynthetischen Urknallkrise zu sprechen, aber weitere Beobachtungen stimmten mit der Urknalltheorie überein.

Deuterium

Hauptartikel: Deuterium

Deuterium ist in gewisser Weise das Gegenteil von Helium-4, denn während Helium-4 sehr stabil und schwer zu zerstören ist, ist Deuterium nur geringfügig stabil und leicht zu zerstören. Die Temperaturen, die Zeit und die Dichten waren ausreichend, um einen wesentlichen Teil der Deuteriumkerne zu Helium-4 zu kombinieren, aber nicht, um den Prozess unter Verwendung von Helium-4 im nächsten Fusionsschritt weiterzuführen. BBN wandelte aufgrund der Expansion, die das Universum kühlte und die Dichte verringerte, nicht das gesamte Deuterium im Universum in Helium-4 um und brach diese Umwandlung ab, bevor sie weitergehen konnte. Eine Folge davon ist, dass die Deuteriummenge im Gegensatz zu Helium-4 sehr empfindlich auf die Anfangsbedingungen reagiert. Je dichter das ursprüngliche Universum war, desto mehr Deuterium würde vor Ablauf der Zeit in Helium-4 umgewandelt werden und desto weniger Deuterium würde übrig bleiben.

Es sind keine Prozesse nach dem Urknall bekannt, die signifikante Mengen an Deuterium produzieren können. Daher deuten Beobachtungen über die Häufigkeit von Deuterium darauf hin, dass das Universum nicht unendlich alt ist, was der Urknalltheorie entspricht.

In den 1970er Jahren gab es große Bemühungen, Prozesse zu finden, die Deuterium produzieren könnten, aber diese zeigten Wege zur Herstellung anderer Isotope als Deuterium. Das Problem war, dass die Deuteriumkonzentration im Universum zwar mit dem Urknallmodell insgesamt übereinstimmt, aber zu hoch ist, um mit einem Modell konsistent zu sein, das davon ausgeht, dass der größte Teil des Universums aus Protonen und Neutronen besteht . Wenn man davon ausgeht, dass das gesamte Universum aus Protonen und Neutronen besteht, ist die Dichte des Universums so groß, dass ein Großteil des derzeit beobachteten Deuteriums zu Helium-4 verbrannt worden wäre. Die heute verwendete Standarderklärung für die Häufigkeit von Deuterium ist, dass das Universum nicht hauptsächlich aus Baryonen besteht, sondern dass nicht-baryonische Materie (auch bekannt als dunkle Materie ) den größten Teil der Masse des Universums ausmacht. Diese Erklärung stimmt auch mit Berechnungen überein, die zeigen, dass ein Universum, das hauptsächlich aus Protonen und Neutronen besteht, viel klumpiger wäre als beobachtet.

Es ist sehr schwer, einen anderen Prozess zu finden, der Deuterium produzieren würde, außer durch Kernfusion. Ein solcher Prozess würde erfordern, dass die Temperatur heiß genug ist, um Deuterium zu produzieren, aber nicht heiß genug, um Helium-4 zu produzieren, und dass dieser Prozess nach nicht mehr als wenigen Minuten sofort auf nichtnukleare Temperaturen abkühlen sollte. Es wäre auch notwendig, dass das Deuterium weggefegt wird, bevor es wieder auftritt.

Auch die Herstellung von Deuterium durch Spaltung ist schwierig. Das Problem ist auch hier, dass Deuterium aufgrund von Kernprozessen sehr unwahrscheinlich ist und dass Kollisionen zwischen Atomkernen wahrscheinlich entweder zur Verschmelzung der Kerne oder zur Freisetzung von freien Neutronen oder Alpha-Teilchen führen . In den 1970er Jahren wurde die Spallation der kosmischen Strahlung als Deuteriumquelle vorgeschlagen. Diese Theorie konnte die Menge an Deuterium nicht erklären, führte jedoch zu Erklärungen der Quelle anderer leichter Elemente.

Lithium

Hauptartikel: Lithium

Lithium-7 und Lithium-6, die im Urknall produziert wurden, liegen in der Größenordnung von: Lithium-7 soll 10 -9 aller Urnuklide sein; und Lithium-6 um 10 –13 .

Messungen und Stand der Theorie

Die BBN-Theorie gibt eine detaillierte mathematische Beschreibung der Produktion der leichten „Elemente“ Deuterium, Helium-3, Helium-4 und Lithium-7. Konkret liefert die Theorie präzise quantitative Vorhersagen für die Mischung dieser Elemente, also die primordialen Häufigkeiten am Ende des Urknalls.

Um diese Vorhersagen zu überprüfen, ist es notwendig, die ursprünglichen Häufigkeiten möglichst getreu zu rekonstruieren, beispielsweise durch Beobachtung von astronomischen Objekten, in denen nur sehr wenig stellare Nukleosynthese stattgefunden hat (wie bestimmte Zwerggalaxien ) oder durch Beobachtung von sehr weit entfernten Objekten entfernt, und kann daher in einem sehr frühen Stadium ihrer Entwicklung (wie entfernte Quasare ) gesehen werden.

Wie oben erwähnt, hängen im Standardbild von BBN alle Häufigkeiten der leichten Elemente von der Menge der gewöhnlichen Materie ( Baryonen ) im Verhältnis zur Strahlung ( Photonen ) ab. Da das Universum als homogen angenommen wird , hat es einen einzigartigen Wert des Baryonen-Photonen-Verhältnisses. Um die BBN-Theorie mit Beobachtungen zu testen, musste man sich lange Zeit fragen: Können alle Beobachtungen der leichten Elemente mit einem einzigen Wert des Baryonen-Photonen-Verhältnisses erklärt werden? Oder genauer gesagt, unter Berücksichtigung der endlichen Genauigkeit sowohl der Vorhersagen als auch der Beobachtungen, fragt man sich: Gibt es einen Bereich von Baryonen-zu-Photonen-Werten, der alle Beobachtungen erklären kann?

In jüngerer Zeit hat sich die Frage geändert: Präzisionsbeobachtungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) und Planck liefern einen unabhängigen Wert für das Baryonen-Photonen-Verhältnis. Stimmen die BBN-Vorhersagen für die Häufigkeiten leichter Elemente mit diesem Wert mit den Beobachtungen überein?

Die vorliegende Messung von Helium-4 zeigt eine gute Übereinstimmung und eine noch bessere Übereinstimmung für Helium-3. Aber für Lithium-7 gibt es eine signifikante Diskrepanz zwischen BBN und WMAP/Planck und der von Population II-Sternen abgeleiteten Häufigkeit . Die Diskrepanz liegt um den Faktor 2,4―4,3 unter dem theoretisch vorhergesagten Wert und wird als Problem für die ursprünglichen Modelle angesehen, die zu überarbeiteten Berechnungen des Standard-BBN auf der Grundlage neuer Kerndaten und zu verschiedenen Neubewertungsvorschlägen für primordiales Proton-Proton . geführt haben Kernreaktionen , insbesondere die Häufigkeiten von 7 Be + n → 7 Li + p gegenüber 7 Be + 2 H → 8 Be + p .

Nicht-Standard-Szenarien

Neben dem Standard-BBN-Szenario gibt es zahlreiche Nicht-Standard-BBN-Szenarien. Diese sollten nicht mit Nicht-Standard-Kosmologie verwechselt werden : Ein Nicht-Standard-BBN-Szenario geht davon aus, dass der Urknall stattfand, fügt jedoch zusätzliche Physik hinzu, um zu sehen, wie sich dies auf die Elementhäufigkeit auswirkt. Zu diesen zusätzlichen physikalischen Elementen gehören die Lockerung oder das Aufheben der Annahme der Homogenität oder das Einfügen neuer Teilchen wie massiver Neutrinos .

Es gab und gibt verschiedene Gründe für die Erforschung von Nicht-Standard-BBN. Die erste, die weitgehend von historischem Interesse ist, besteht darin, Inkonsistenzen zwischen BBN-Vorhersagen und -Beobachtungen aufzulösen. Dies hat sich als begrenzt nützlich erwiesen, da die Inkonsistenzen durch bessere Beobachtungen behoben wurden und in den meisten Fällen der Versuch, die BBN zu ändern, zu Abundanzen führte, die eher nicht mit den Beobachtungen übereinstimmten als weniger. Der zweite Grund für die Erforschung von Nicht-Standard-BBN und weitgehend der Fokus von Nicht-Standard-BBN im frühen 21. Jahrhundert besteht darin, BBN zu verwenden, um der unbekannten oder spekulativen Physik Grenzen zu setzen. Standard-BBN geht beispielsweise davon aus, dass keine exotischen hypothetischen Partikel an BBN beteiligt waren. Man kann ein hypothetisches Teilchen (wie ein massives Neutrino) einfügen und sehen, was passieren muss, bevor BBN Häufigkeiten vorhersagt, die sich stark von den Beobachtungen unterscheiden. Dies wurde getan, um der Masse eines stabilen Tau-Neutrinos Grenzen zu setzen .

Siehe auch

Verweise

Externe Links

Für ein allgemeines Publikum

Wissenschaftliche Artikel