<< 11.2 Горячая Вселенная
| Оглавление |
11.4 Реликтовое излучение >>
Разделы
11.3 Первичный нуклеосинтез ("первые три минуты")
При темпераутрах
МэВ ядра существовать не могли, т.к. они эффективно
разрушались при столкновениях с фотонами, электронами и позитронами. Имелись
лишь протоны и нейтроны. По мере расширения Вселенной и снижения температуры
(
) концентрация нейтронов снижалась в соответствии с
распределением Больцмана в равновесном газе:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1602.gif) |
(11.18) |
где разность масс покоя нейтрона и протона
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1603.gif)
МэВ. Равновесие поддерживалось реакциями слабого взаимодействия.
Если бы термодинамическое равновесие поддерживалось по мере остывания и
дальше, то очевидно, концентрация нейтронов экспоненциально стремилась бы к
нулю, и ни о каком нуклеосинтезе не было бы и речи. Однако остывание
приводит к нарушению равновесия при такой температуре (
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1604.gif)
МэВ), что отношение концентраций протонов и нейтронов "застывает"
(англ. "freeze") на значении 0.19. Нейтроны соединяются с протонами с
образованием ядер дейтерия
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1605.gif)
,
а энергии и концентрации фотонов уже не
хватает для разрушения образовавшихся ядер дейтерия. Происходит накопление
ядер и идут дальнейшие реакции:
Дальше реакции не идут, т.к. в природе нет устойчивых химических элементов с
атомным номером 5, а концентрация ядер He еще слишком низка, чтобы могли
эффективно идти реакции
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1608.gif)
,
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1609.gif)
.
Эпоха первичного
нуклеосинтеза завершается к моменту
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1610.gif)
с.
Важнейший параметр расчетов
относительного содержания первичных элементов удельная энтропия на 1
барион
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img341.gif)
, которая не меняется в ходе расширения. Эта величина также может
быть выражена в терминах плотности барионов
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1611.gif)
.
Таким образом, хим. состав дозвездного вещества (по числу атомов)
предсказывается:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img793.gif)
(75%),
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1612.gif)
(25%),
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1613.gif)
,
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1614.gif)
,
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1615.gif)
. Эти цифры
хорошо согласуются с новейшими определениями химсостава вещества на больших
красных смещениях по линиям в спектрах квазаров (см. Рис.
11.1).
Замечательно, что наблюдения первичного химсостава (особенно первичного
дейтерия по УФ-линии
A,
т.к. он наиболее чувствителен к потности:
чем больше плотность, тем быстрее дейтерий вступает в дальнейшие реакции и
тем самым тем меньше его относительное содержание; в звездах дейтерий быстро
превращается в более тяжелые элементы) налагают независимые ограничения на
плотность барионного вещества во Вселенной:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1617.gif) |
(11.19) |
(даже с учетом неопределенности в современном значении постоянной Хаббла).
Наблюдения светящегося вещества в галактиках дает оценку
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1618.gif)
. Отсюда
следует важный вывод: во Вселенной должно существовать невидимое барионное
вещество, масса которого в десятки раз превышает массу светящегося
(т.е. испускающего свет) вещества. Из независимых соображений (рост
возмущений, формирование крупномасштабной структуры Вселенной) делают вывод
о необходимости присутствия еще и
небарионной скрытой массы.
Независимые свидетельства существования значительной доли
небарионной скрытой массы (
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1619.gif)
)
следуют из наблюдения кривых вращения спиральных галактик,
рентгеновского излучения газа в скоплениях галактик,
гравитационного линзирования на скоплениях галактик,
из анализа динамики галактик в группах и скоплениях и др.
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1620.gif) |
Рис. 11.1
Расчет химического содержания легких элементов в эпоху первичного
нуклеосинтеза (число атомов по отношению к атомам водорода)
как функция удельной энтропии на 1 барион или плотности
барионного вещества (верхняя шкала).
Вертикальная полоса соответсвует
наблюдениям содержания легких элементов по спектрам далеких квазаров. |
На радиационно-доминированной стадии связь температуры первичного вещества с
временем
от начала расширения следует из формулы для зависимости плотности
всей материи
от времени:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1622.gif) |
(11.20) |
где
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1623.gif)
- безразмерная величина, характеризующая отношение плотности
числа всех
частиц к плотности числа фотонов (так, равновесным
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1624.gif)
соответствует
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1625.gif)
). Следовательно, равновесная температура будет
зависеть не только от времени, но и от числа сортов частиц, поддерживающих
равновесие. Тогда и температура "закалки" соотношения нейтронов и протонов
(см. выше, раздел
11.3),
определяющая количественное содержание первичных легких
элементов, будет зависеть от
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1623.gif)
:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1626.gif)
.
Cледовательно, из анализа первичного химсосатва можно вывести ограничения на
число сортов слабо взаимодействующих частиц. Этот метод впервые был
предложен советским астрофизиком В.Ф.Шварцманом в 1969 г. В 1967 г. это
ограничение составляло
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1627.gif)
, в 1000 раз лучше тогдашнего ограничения из
экспериментов по физике элементарных частиц. К 1999 г. из экспериментально
определенного значения первичного гелия
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1628.gif)
получены
следующие ограничения на число сортов легких нейтрино:
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1629.gif)
, верхний 3-
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img359.gif)
предел
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1630.gif)
,
что полностью соответствует
новейшим результатам, полученным на ускорителе LEP (ЦЕРН):
![](https://images.astronet.ru/pubd/2002/05/14/0001176797/img1631.gif)
.
Согласно современной теории элементарных частиц, нейтрино могут иметь массу
покоя. Новейшие данные (1998) с нейтринного детектора Суперкамиоканде
(Япония) свидетельствуют об атмосферных осцилляциях различных сортов
нейтрино, что может быть только при ненулевой массе покоя. Измеренное
значение квадрата разницы масс
эВ
. Любопытно, что уже при массе покоя
эВ вклад
нейтрино в полную плотность во Вселенной оказывается сопоставим с вкладом
барионов светящегося вещества в звездах!
<< 11.2 Горячая Вселенная
| Оглавление |
11.4 Реликтовое излучение >>