---

<< 11.2 Горячая Вселенная | Оглавление | 11.4 Реликтовое излучение >>

Разделы

• 11.3.1 Ограничения на число сортов нейтрино из первичного нуклеосинтеза

---

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:

где разность масс покоя нейтрона и протона  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 (  МэВ), что отношение концентраций протонов и нейтронов "застывает" (англ. "freeze") на значении 0.19. Нейтроны соединяются с протонами с образованием ядер дейтерия , 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 , . Эпоха первичного нуклеосинтеза завершается к моменту  с. Важнейший параметр расчетов относительного содержания первичных элементов удельная энтропия на 1 барион , которая не меняется в ходе расширения. Эта величина также может быть выражена в терминах плотности барионов . Таким образом, хим. состав дозвездного вещества (по числу атомов) предсказывается: (75%), (25%), , , . 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:

(даже с учетом неопределенности в современном значении постоянной Хаббла). Наблюдения светящегося вещества в галактиках дает оценку . 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 ( ) 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.

11.3.1 Ограничения на число сортов нейтрино из первичного нуклеосинтеза

На радиационно-доминированной стадии связь температуры первичного вещества с временем от начала расширения следует из формулы для зависимости плотности всей материи от времени:

где - безразмерная величина, характеризующая отношение плотности числа всех частиц к плотности числа фотонов (так, равновесным соответствует ). 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 : . 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 , в 1000 раз лучше тогдашнего ограничения из экспериментов по физике элементарных частиц. К 1999 г. из экспериментально определенного значения первичного гелия получены следующие ограничения на число сортов легких нейтрино: , верхний 3- предел , что полностью соответствует новейшим результатам, полученным на ускорителе LEP (ЦЕРН): .

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 >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Галактики, звезды и пыль 25 самых ярких звезд на ночном небе Местное межзвездное облако Черная дыра разрушает звезду: анимация Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Все публикации на ту же тему >>