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太初核合成

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太初核合成BBN)是物理宇宙學的一個概念,指宇宙在早期階段產生H-1(最常見,也是最輕的同位素,只有單獨的一個質子)之外原子核的過程。太初核合成在大霹靂之後只經歷了幾分鐘,相信與一些較重的同位素的形成,如(H-2或D)、的同位素(He-3和He-4)、的同位素(Li-6和Li-7)的形成有密切的關係。除了這些穩定的原子核之外,還有一些不穩定的放射性同位素在太初核合成之際也形成了:(H-3)、(Be-7和Be-8)。這些不穩定的同位素不是蛻變就是融合成前述其它的穩定同位素。(所有這些原子核通常表示為NX,此處X = 這些元素的標準名稱,N = 原子量的數值,但是這兒將簡單的標示為X-N。)

太初核合成的特性[编辑]

太初核合成有兩項重要的特徵:

  • 它僅持續了大約17分鐘(從空間擴張開始的第3分鐘至第20分鐘),之後,宇宙的溫度和密度下跌至核聚變所需要的。太初核合成期間的短促是很重要的,因為它防止了比重的原子核生成,同時也允許未燃燒的存在。
  • 它是普遍的,充斥在整個宇宙。

進行計算太初核合成作用的關鍵參數是光子重子的比率。這個參數與宇宙早期的溫度和密度相關,能夠讓我們確定核聚變發生的條件,並由此導出元素的豐度。雖然光子對重子的比率在確定元素的豐度上非常重要,但數值精確與否對整個宇宙圖型產生的變化很小。無須變動大霹靂理論本身的主要架構,太初核合成的結果以質量表示的豐度為大約75%的H-1、25%的He-4、0.01%的氘,和總量僅可供辨識的微量(只有10-10),並且沒有其他的重元素。宇宙被觀測到的元素豐度與理論數值的一致性,被認為是大霹靂理論最有力的證據。

在這個領域習慣上是使用質量的百分比,因此25%的He-4意味著氦占有25%的質量,但是He-4的原子數目僅有總數的8%。

太初核合成的序列[编辑]

太初核合成開始於第三分鐘,當宇宙降溫至足以形成穩定的氫核中子重子產生過程之後。這些微粒的相對豐度只是簡單的遵循熱力學的論述,與隨著時間的過去而改變的宇宙平均溫度結合(如果與宇宙擴張的溫度變化速率比較,反應要達到熱力學上偏愛的平衡值是太慢的,豐度依然是一些特殊的不穩定平衡值)。結合熱力學和由宇宙擴張帶來的變動,可以計算在當時的溫度下,中子和氫核在數量上的相對值。這個數值是傾向氫核的,因為中子的質量較大,導致中子以10分鐘的半衰期蛻變成質子。太初核合成的一個特性是處理物質行為所遵循的物理定律和常數是很容易被理解的,並且太初核合成缺乏在宇宙早期生命中某些隨機的不確定性。另一個特點是核合成的過程取決於宇宙生命在這個階段開始的條件,與在此之前發生的一切都毫不相關。

當宇宙膨脹時溫度也隨之降低,自由中子和質子的穩定性不如氦核(He-4),因此氫核和中子有合成氦核的強烈傾向。然而,形成氦核之前必然會先形成中間產物的核。當核合成發生時,當時的溫度讓微粒的平均能量高於氘的束縛能;因此所有的氘在形成之後立刻又被毀壞掉(此情況稱為氘的形成瓶頸)。因此,氦核的形成被延後至宇宙的溫度低至氘能穩定的存在之後(大約是溫度在0.1百萬電子伏特),這時元素突然的爆增。緊接著,在大霹靂的廿分鐘之際,宇宙變得太涼快,以致所有的核融合都難以發生。在這個時間點上,元素的豐度被固定了,只有少數太初核合成產生的放射性產物,像是(H-3)繼續蛻變。[1]

太初核合成的歷史[编辑]

在1940年代,喬治·伽莫夫拉尔夫·阿尔菲開始進行太初核合成的演算。他們與汉斯·贝特一起出版了《Alpher-Bethe-Gamow報告》,在討論會上概要的說明光子-元素如何在早期的宇宙產生。

到了1970年代,在計算太初核合成的重子密度時遇到了主要的難題,觀測到的數量少於依據擴張的速率計算所得,而這個難題在加入暗物質的假設後,大部分都被解決了。

重元素[编辑]

太初核合成未能製造出比重的元素,被認為是缺乏由8個核子組成的穩定原子核形成了瓶頸。在恆星,瓶頸是經由3個氦核(He-4)的碰撞生成3氦過程)。然而,這個過程是非常緩慢的,需要數萬年的時間才能將足夠數量的氦轉換成碳,因此在大霹靂之後的幾分鐘內能有的貢獻是微不足道的。

氦(He-4)[编辑]

不論宇宙的初始條件為何,太初核合成預測氦質量的原始豐度為25%。只要宇宙的溫度夠高,氫核和中子能夠很容易的相互轉換,而比率取決於它們的的相對質量,大約是1 個中子相對於7個質子(氫核,考慮一些中子蛻變為質子)。一旦溫度降得夠低,中子會迅速的與相等數量的質子結合成氦(He-4)。氦是非常穩定的,暨不會蛻變也不會結合成更重的原子核。所以每16個核子(2個中子14個質子)中的4個(25%)結合成氦核。可以這樣比喻,氦好比是灰燼,當一塊燃燒中的木頭有足夠數量的灰燼之後,燃燒的速率會變得緩慢甚至停止。

氦的豐度是很重要的,因為宇宙中多出來的氦可以用恆星核合成來解釋。另一方面,這也為大霹靂理論提供一個重要的測試。如果觀測到的氦豐度與25%有很大的差異,則將對此一理論提出嚴峻的挑戰。因為氦是很難蛻變的,所以這是一個特別的假設情況:如果早期的氦豐度低於25%。在幾年前,1990年代中期,觀測上得到的就是如上的情況,因而天文物理學家對太初核合成有所議論,但是進一步的觀測與大霹靂的理論是一致的。[2]

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氘在許多方面都是與氦相對的,氦是非常穩定與不易蛻變的,而氘不僅非常不穩定也極易蛻變。因為氦是非常的穩定,因此兩個氘有結合成氦的強烈傾向。太初核合成未能將所有的氘轉換成氦,唯一的原因就是宇宙膨脹使溫度下降,在未全部完成前就切斷了轉換。與氦不同的結果是,氘的數量對溫度是非常敏感的,宇宙的密度越高,氘轉換成氦的數量也越多,能殘留下來的氘也越少。雖然目前仍不知道大霹靂的過程製造與殘留下多少可供辨識的氘,不過對於氘豐度的觀測,建議宇宙不是無窮的老,這與大霹靂的理論是相符的。

在1970年代,主要的努力在發現氘可能產生的程序。結果,除此之外還發現生成同位素的方法。問題是,當在宇宙中整體的氘濃度與大霹靂模型一致時,它顯得太高而不能與宇宙模型中假設的其他的氫核中子一致。如果假設宇宙中包含所有的氫核和中子,以宇宙的密度,目前所觀測到的氘絕大多數都應該已經燃燒成氦(He-4)。

在觀測到的氘和觀測到的宇宙擴張速率上的不一致,導致對氘可能產生過程的深入研究。經過10年的努力之後,一致認為這些過程是不太可能的,並且現在用來解釋氘豐度的標準是宇宙不完全只有重子,還有非重子的物質(像是所知的暗物質)組成絕大部份的物質宇宙。這樣的解釋與演算的結果也是一致的,宇宙除了由為數眾多被觀測到的質子和中子組成之外,還有更多有待觀測的樹叢

經由核合成產生氘的另一種程序是非常困難的。甚麼樣的過程需要足夠高的溫度能夠生成氘,卻又不足以產生氦,並且溫度又還要在幾分鐘之內立刻降低至不足以讓反應繼續下去,同時還要在它再發生之前,又需要清除掉已經生成的氘。

由核分裂生成氘也是困難的。這兒的問題再度是氘受到核子過程的支配,而且原子核的碰撞可能導致核子的被吸收,自由中子或是α粒子的發射。在1970年代,企圖使用宇宙射線散裂產生氘,這些企圖都失敗了,但卻意外的產生了其他的輕元素。

太初核合成的觀測測試和狀態[编辑]

太初核合成的理論已經對輕元素——氘、氦(He-3和He-4)、鋰(Li-7)——的生成給了詳細的數學描述。特別是,這些理論產生精確的定量性的預測,即這些元素混合物的原始豐度。

為了驗證這些預測,必須儘可能必要的忠實重建原始豐度,例如經由觀測很少發生恆星核合成的天體(矮星系)或是觀察非常遙遠的天體(類星體),因而能看見宇宙在非常早期發展時的狀態。

如上所述,在太初核合成的標準圖形中,所有輕元素的豐度取決於所有能被觀察到的普通物質(重子)相對於輻射(光子)的比率。由於宇宙是均值的,重子對光子的比率只有單一的數值。長久以來,這意味著在太初核合成理論和觀測的對抗上,你必須問:所有對輕元素的觀測能否解釋重子對光子的唯一比率?或是更精準的說,考慮到預測和觀測兩者之間最佳的精確值,你可以要求:所有觀測到的重子對光子的比率,有沒有在一定的範圍之內?

最近,問題改變了:威爾金森微波各向異性探測器宇宙微波背景輻射的精密觀測,給了重子對光子比率的一個獨立數值。使用這個數值,太初核合成預測的輕元素豐度與觀測的是否相符(一致)?

目前已經有資格這樣的回答問題:對氦(He-4),有很好的一致性;對(He-3)和氘(對豐度的測量)比以前要好;鋰(Li-7),觀測和預測有著相同的數量級,但還有兩倍的差異。然而,是否要重新檢討對鋰豐度的假設,不如先檢視我們在恆星物理和太初核合成的理論上,何者的缺陷較多。在這個層次上取得一致的協議或保證,才能在現在宇宙論上獲得令人感動與深思的成功:太初核合成將現代的宇宙(大約140億歲老)向前回朔至大約一秒鐘年齡的狀況下,而且結果與觀測能夠一致。[3]

非標準的太初核合成[编辑]

除了標準的太初核合成理論之外,還有許多非標準的太初核合成理論,不能將它們與非標準宇宙論混淆:非標準太初核合成假設大霹靂曾經發生,但插入了其它的物理量以觀察對元素豐度的影響。這些加入的片段物理條件包括放寬或解除均質的做法,或是加入新的微粒,如有質量的微中子

已經,並且繼續用各種不同的理由研究非標準的太初核合成。首先,最主要是歷史的影響,要解決太初核合成在理論與觀測上的不一致性。這點已經被證明是效果有限的,因為經由更好的觀測可以解決不一致的問題;而且在很多的情況下,試圖改變太初核合成的條件,反而導致更多觀測與理論預測上的不一致。其次,在21世紀初,那些主要的非標準太初核合成理論,都需要置入未知或有風險的物理條件。例如,標準的太初核合成不需要假設異於尋常的假想微粒造成太初核合成的混亂,你加入一個假設的微粒(例如有質量的微中子)以觀察在之前太初核合成的豐度在預測和觀測非常不同的數值。這曾經有效過,因為加入的是質量極低的τ微中子

相關條目[编辑]

外部链接[编辑]

一般讀物[编辑]

技術專刊[编辑]

參考文献[编辑]

  1. ^ Weiss, Achim. Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis. Einstein Online. [2007-02-24]. 
  2. ^ Bludman, S. A. Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos. Astrophysical Journal. 1998-12, 508: 535–38 [2007-04-05]. 
  3. ^ Weiss, Achim. Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation. Einstein Online. [2007-02-24].  For a recent calculation of BBN predictions, see A. Coc et al. Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the Abundance of Light Elements. Astrophysical Journal. 2004, 600: 544.  For the observational values, see the following articles: Helium-4: K. A. Olive & E. A. Skillman. A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance. Astrophysical Journal. 2004, 617: 29.  Helium-3: T. M. Bania, R. T. Rood & D. S. Balser. The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way. Nature. 2002, 415: 54.  Deuterium: J. M. O'Meara, et al. The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards a Fourth QSO: HS0105+1619. Astrophysical Journal. 2001, 552: 718.  Lithium-7: C. Charbonnel & F. Primas. The Lithium Content of the Galactic Halo Stars. Astronomy & Astrophysics. 2005, 442: 961.