Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, Н.П. Юдин - Частицы и атомные ядра (1120562), страница 89
Текст из файла (страница 89)
зо* 452 Глава 1О. Нуклеасинтез и Вселенная Этот незначительный дисбаланс -10 з между барионами и антибарионами (и вообще между фермионами и антифермионами) вычисляется в рамках современных теорий Великого объединения, дополненных моделью Большого взрыва. В соответствии с таким подхолом обсуждаемый дисбаланс возник в весьма краткий временной интервал после Большого взрыва, когда типичные энергии частиц и температура были еше достаточны для рождения переносчиков сил Великою объединения — Х-, 1е-бозонов и их античастиц. Эти частицы участвуют в кварк-лептонных переходах, не сохраняющих ни барионный, ни лептонный заряды.
Они ответственны за возможную нестабильность протона. Х и Х (так же как У и г ) в силу СРТ-теоремы имеют одинаковые полные ширины распада, но отдельные (парциальные) их распады могут происходить с нарушением СР-инвариантности, как это имеет место в распаде истинно нейтральных Кье-мезонов. Так, напРимеР, за счет того, что веРоЯтность Распада Кьв — я е+и, несколько выше вероятности СР-сопряженного распада Кв — я+е й„может возникнуть избыток протонов по сравнению с антипратонами в процессах типа 1г +е+- р, я +е -~р, возможных в эпоху Великого объединения.
Нарушение СР-симметрин гарантирует появление фермион-антифермионной асимметрии при условии, что система вышла из теплового равновесия. По мере расширения Вселенной сразу после Большого взрыва ее плотность и температура стремительно падали и могло нарушиться состояние теплового равновесия. % 6. Космологический (дозвездный) нуклеосинтез Условия для космологического нуклеосинтеза возникли во Вселенной примерно через минугу после Большого взрыва. К этому моменту Вселенная «остыла» до температуры Т 10" К. Она состояла в основном из фотонов, электронов (познтронов), нейтрино (антинейтрино) и сравнительно небольшого количества легчайших барионов — протонов и нейтронов, оставшихся после объединения кварков в адроны (кваркадронного фазового перехода), произошедшего во Вселенной примерно через 1 мкс после Большого взрыва. Более тяжелые н короткоживущие адроны к моменту начала космологического нуклеосинтеза распались, и их доля по массе в барионной материи упала до !О з.
Необходимо подчеркнута, что во Вселенной практически не осталось и антибарионов (соотношение антивешества и вещества не превышало 1О 4). Как уже отмечалось, эта барионная асимметрия сформировалась во Вселенной, по-видимому, в результате несохранения барионного заряда и нарушения СР-инвариантности в конце эпохи Великого объединения, т. е. уже примерно к 10 зз с после Большого взрыва. в 6. ло мологичегкий (дозвездный) нуклеосиннгез 453 Протоны и нейтроны ранней Вселенной явились тем материалом, из которого в дальнейшем возникли атомные ядра различных химических элементов. Доля этих протонов и нейтронов в обшей массе Вселенной составляет 4%. При температурах Т » 10'о К (и кинетических энергиях » 1 МэВ) нейтроны и протоны благодаря реакциям слабого взаимодействия р+е и+и„ р+й, »и+е+, (10.13) и р+е +й, переходили лруг в друга и нахолились в состоянии термодинамического равновесия. В этом состоянии вероятность образования нейтрона или протона с энергией Е описывается распределением Гиббса: Нг = де-лднт1 Таким образом, в условиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона: -л„д т и Е " — 1нЬ,-»Ь!»Дьт! -Ьж М»адьт1М»В11 е-в»2(нт1 р Из этого соотношения, в частности, следует, что и» вЂ” - 1 при Е /сТ » 1 МэВ.
пр Во Вселенной в этот период существовали только самые легкие и простейшие ядра — водорода (' Н). Скорость протекания реакций слабого взаимодействия (1О.!3) зависит от температуры и плотности. Чем они ниже„тем ниже скорость реакции. По мере расширения и остывания Вселенной она достигает такого момента, когда снижающаяся скорость реакций (!0.13) уже не в состоянии поддерживать равновесие между нейтронами и протонами (скорость слабых процессов становится меньше скорости расширения Вселенной).
Этот момент наступает примерно через 2 с после Большого взрыва при Т 1Оьз К, когда средние кинетические энергии частиц, уменьшаясь, перешагнули рубеж 1 МэВ. Равновесное отношение концентраций нейтронов и протонов и„/пр уменьшилось к этому моменту до 1»гб и до начала первичного нуклеосинтеза это отношение снижалось в основном за счет распяла нейтронов. Стартовой реакцией первичного нуклеосинтеза является реакция образования дейтерия р + а -ь ', Н + э + 2,22 МэВ. Накоплению дейтерня за счет этой реакции на первых порах препятствует интенсивное разрушение дейтерия фотонами в обратном процессе фотодиссоциации.
Энергия связи дейтерия всего 2,22 МэВ и, хотя средняя энергия фотонов упала ниже этой величины, в высокоэнергичном участке их спектра еше со- 454 Глава 1О. Нуняеосингнез и Вселенная держится достаточное число фотонов, способных разрушить дейтерий (напомним. что отношение числа фотонов к числу барионов, т. е. нуклонов, огромно: и /па 10~). В силу этого начало синтеза дейтерия (и всей цепочки первичного нуклеосинтеза) задерживается примерно до 100-и секунды после Большого взрыва, когда средняя кинетическая энергия частиц падает до 0,1 МэВ.
Вселенная к этому моменту остывает до 10~ К. Итак, условия для синтеза более сложных легчайших ядер возникли во Вселенной примерно через минуту после Большого взрыва, При еще достаточно высокой плотности температура снизилась настолько ( 1Оз К), что при столкновении протонов с нейтронами стали эффективно образовываться ядра дейтерия. Соударение двух ядер дейтерия открывает путь к возникновению гелия.
Цепочка основных реакций синтеза гелия выглядит так: р +и- ',Н+ 7+2,22 МэВ, ~Н+ р+ 4,03 МэВ, з ,'Не+ и+ 3,27 МэВ, (!0.14) ,Н+ ~~Н- зНе+ и+ 17,59 МэВ, ~ Н+ зНе - зНе+ р+ 18 35 МэВ. Для каждой реакции указана выделяющаяся энергия !',Г. За короткое время (1-3 минуты) примерно 1/4 нуклонов Вселенной превратилась в гелий. При этом практически все нейтроны в результате цепочки реакций (!О.!4) оказались связанными в ',Не.
Последовавшее вслед за этим снижение температуры и плотности Вселенной остановило реакции синтеза. Количество образовавшегося (первичного) гелия легко оценить, ис- ходя из нейтрон-протонного соотношения и„/пр в момент начала нук- леосинтеза. Последнее оказывается примерно !/7, что несколько ниже равновесного значения !/6 за счет распада нейтрона. Отсюда получаем, что массовая доля Т первичного (космологического) гелия равна Т ~ = =0,25.
(!0.15) ! + и„/и 1 + !/7 Более точное значение Т = 0,24. Космологический синтез гелия — основной механизм его образова- ния во Вселенной. Синтез гелия из водорода в звездах увеличивает долю 'Не по массе в барионной материи примерно на 10% (до 27,4%). Таким образом, изложенный механизм образования гелия позволяет количе- ственно объяснить распространенность гелия во Вселенной и является сильным аргументом в пользу догалактической фазы его возникновения и всей концепции Большого взрыва. Космологический нуклеосинтез позволяет объяснить распространен- ность во Вселенной таких легчайших ядер, как дейтерий ('Н), изотоп ге- лия 'Не и 'Ы. Однако их количества ничтожны по сравнению с ядрами 4 б. Косиааогичегкий (дозаездный) нуклеогингнез 455 барионная плотность, 1О* г см' 10" доля по массе 110 время, с 10* 1О' 10н 10 10" 10н 10 1О 10 1О' 1Онв 1О 10на з.о 1.О о.з темпервтура.
10 К О.1 Рне. 10.2. Изменение выхола легчайших ядер н барнониой плотности (штрихоаая линия) иа этапе космологического нуклеосинтеза водорода и 4Не. По отношению к водороду дейтерий образуется в количестве 1О 4-10 1, 'Не — в количестве 10 ', а 'Ь1 — в количестве 1О 'а.
Таким образом, лиапазон успешно обьясненных распространенностей огромен — 9 порядков (от лНе до "Ь1). Изменение выхода легчайших ядер и барионной плотности на этапе космологического нуклеосинтеза показано на рис. 10.2. Распространенность изотопов водорода, гелия и зЬ1 существенно зависит от трех важнейших параметров: барион-Фотонного соотношения и = па/пт, числа типов (ароматов) нейтрино Фр и времени жизни нейтрона т„. В настояшее время т„известно с высокой точностью (т„= 885,7 ш 0,8 с) и неопределенность в этой величине практически не влияет на расчетную распространенность обсуждаемых элементов. Об оставшихся двух параметрах (г1 и лГр) можно сказать следуюшее. Все распространенности упомянутых элементов можно объяснить при г1, лежащем в лиапазоне (4,7 — 6,5) 1О 'а.
Это отвечает нынешней плотности баРионной матеРии Ра = (3,2-4,5) ° 10 з' г/смз. Увеличение г) по сРавнению с вышеуказанным диапазоном означает увеличение относительной концентрапии нукнонов и приводит к более раннему началу первичного нуклеосинтеза н, соответственно, — к большей распространенности лейтерия и изотопов гелия. Эти распространенности начинают превышать экспериментально наблюдаемые.
Количество "Не увеличивается также за счет того, что более ранний синтез этого нуклнда протекает при более высоком отношении и„/пр. Наоборот, уменьшение г( приводит к более позднему началу космологического нуклеосинтеза и уменьшению распространенностей дейтерия и изотопов гелия. 456 Глава 1О. Иуклеосинтез и Вселенная Что касается влияния числа ароматов нейтрино Ж„на космологический нуклеосинтез, то механизм его следующий. Нейтрино безмассовы (или почти безмассовы), и поэтому число их ароматов определяет число релятивистских степеней свободы во Вселенной.
Чем больше таких степеней, тем больше плотность энергии Вселенной и тем выше скорость ее расширения. При этом условия для космологического нуклеосинтеза наступают раньше, т. е. при более высоком отношении и„/пю что и приводит к большему относительному количеству синтезированных ядер гелия. Наблюдаемая концентрация гелия может быть объяснена лишь при 2 < й1„< 4. Прн этом наилучшему согласию с опытом отвечает значение Х„= 3, что полностью согласуется со Стандартной моделью элементарных частиц и данными ускорительных экспериментов. ф 7.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
