Почему Большой взрыв не произвел более тяжелые элементы?

Вскоре после Большого взрыва температура остыла от температуры Планка. Как только температура понизилась до 116 гигакельвинов, произошел нуклеосинтез и были созданы гелий, литий и следовые количества других элементов.

Однако, если температура была такой высокой вскоре после Большого взрыва, почему не было произведено намного более тяжелых элементов? 116 гигакельвинов, очевидно, намного выше температуры, необходимой для слияния таких элементов, как углерод и кислород. Кроме того, не должно ли большинство протонов при этих температурах расплавиться, оставив во Вселенной в основном более тяжелые элементы?

Я думаю, что ваш мыслительный процесс имеет недостатки, так как вы предполагаете, что, резко увеличив температуру, вы гарантированно получите тяжелые элементы. Как бы странно это ни звучало, это не тот случай (особенно во время нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN)) по нескольким причинам. На самом деле, если вы взяли звезду, содержащую только водород, и сделали ее сверхновой, у вас не было бы тяжелых элементов, которые вы видите в современных звездах, идущих сверхновой.

График времени BBN

Одним из важных моментов, который следует учитывать, является то, что эра BBN рассчитана всего на ~ 20 минут. Это не так много времени для формирования элементов. Конечно, сверхновые происходят мгновенно, но там происходят и другие вещи, о которых я расскажу через секунду. Суть в том, что сплавление требует времени и 20 минут не так много времени для образования тяжелых элементов.

дейтерий

Чтобы получить тяжелые элементы, вам нужно их собрать. Вы не можете просто собрать вместе 50 протонов и 50 нейтронов и получить олово. Итак, первый шаг - собрать вместе протон и нейтрон, чтобы получить дейтерий, но здесь вы уже столкнулись с проблемой, известной как узкое место дейтерия. Как выясняется, огромные температуры на самом деле (и несколько нелогично) препятствуют созданию дейтерия. Это происходит главным образом потому, что дейтрон в итоге будет иметь столько энергии, что сможет преодолеть энергию связи (а дейтерий обладает довольно низкой энергией связи, поскольку его всего два нуклона), и, вероятно, снова распадется. Конечно, учитывая плотность и температуру, вы все равно можете получить хорошее количество дейтерия просто силой воли, но не так сильно и не так, как вы ожидаете иначе. Другой момент, который делает форму дейтерия менее частой, чем можно было наивно ожидать, заключается в том, что отношение протона к нейтрону до BBN составляло примерно 7: 1, поскольку протон был более благоприятным для создания, поскольку он имеет немного меньшую массу. Таким образом, у 6 из 7 протонов не было соответствующего нейтрона, с которым они могли бы соединиться, и им пришлось ждать, пока сначала образуется дейтерий, прежде чем он сможет соединиться с чем-либо.

Тритий, Гелий, Литий, О Боже!

Дейтерий является катализатором для формирования всех последующих стадий частиц в вашем супе. Отсюда вы можете выбросить их вместе с различными другими вещами, чтобы получить , и . Как только у вас появится достаточное количество изотопов дейтерия, трития и гелия, вы можете начать производить литий и, если вам повезет, немного бериллия.3 H 4 H $^3\mathrm{He}$$^3\mathrm{H}$$^4\mathrm{He}$

К бору и дальше

Но теперь вы снова сталкиваетесь с узким местом, более серьезным, чем узкое место с дейтерием. Вы не можете легко перейти к более тяжелым элементам с тем, что у вас есть под рукой. Следующая цепочка синтеза, и то, как это делают звезды, - это тройной альфа-процесс, который помогает формировать углерод, но чтобы выполнить эту цепочку и накопить достаточно углерода, вам нужно много времени. И у нас всего 20 минут! Просто нет времени, чтобы сформировать углерод, нам нужно продвигаться по циклу синтеза. Как я уже говорил вначале, звезды из чистого водорода также не будут производить тяжелые элементы при сверхновой по этой причине. Теперь они способны производить тяжелые элементы, потому что до их события SN у них были миллиарды лет, чтобы накопить базовое количество углерода, азота, кислорода и т. Д., Которые могут помочь в процессах синтеза тяжелых элементов.

Таким образом, у вас нет времени, чтобы следовать тройному альфа-процессу и получать углерод - как насчет других процессов? Конечно, температуры достаточно высоки, поэтому вы можете использовать разные методы синтеза, которых нет у звезд. Ну нет. Вы не можете даже разбить много или чтобы получить действительно тяжелые элементы, потому что тяжелые ядра стабильны, только если в них больше нейтронов, чем протонов. И мы уже говорили, что на ранних этапах был большой дефицит нейтронов, поэтому у вас есть шанс, что у вас будет достаточно нейтронов, чтобы разбить их вместе, скажем,L i 112 S $\mathrm{He}$$\mathrm{Li}$$^{112}\mathrm{Sn}$(это олово с 62 нейтронами), довольно мало. Более того, вы даже не можете попытаться либо пропустить углерод, сделав что-то немного более тяжелым, либо образовать нечто среднее между литием и углеродом. Опять же, это из-за проблем со стабильностью. Таким образом, без других вариантов, вы должны стрелять на углерод после лития, и, как указано выше, у вас просто нет времени на это.

TL; DR

В целом, BBN ограничен получением только лития из-за ограниченного времени, соотношений протонов к нейтронам и узких мест термоядерного синтеза, которые замедляют процесс. Все они объединяются для получения ~ 75% , ~ 25% , ~ 0.01% и , а также следовых количеств из .4 H e 2 H 3 H e L $^1\mathrm{H}$$^4\mathrm{He}$$^2\mathrm{H}$$^3\mathrm{He}$$\mathrm{Li}$