Первичный нуклеосинтез

В момент времени 0,1 с после Большого взрыва температура Вселенной составляла около 3⋅10¹⁰ K, а её вещество представляло собой электрон-позитрон-нейтринную плазму, в которой в небольшом количестве имелись нуклоны: протоны и нейтроны. В таких условиях происходили постоянные превращения протонов в нейтроны и обратно в следующих реакциях[2][3][комм. 1]:

${\displaystyle {\ce {n~{+}~e^{+}<=>p~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

${\displaystyle {\ce {n + \nu_{e}<=> p + e^-}}}$

${\displaystyle {\ce {n<=>p~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

Первоначально прямые и обратные реакции уравновешивали друг друга, и равновесная доля нейтронов от всех нуклонов ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ зависела от температуры ${\displaystyle T}$[3][4]:

${\displaystyle X_{\text{n}}={\frac {1}{1+\exp \left({\frac {Q}{kT}}\right)}},}$

где ${\displaystyle Q}$ — разность энергий покоя нейтрона и протона, равная 1,29 МэВ, а ${\displaystyle k}$ — постоянная Больцмана. Когда температура снизилась до 3⋅10⁹ K, что соответствует возрасту Вселенной в 10 секунд, эти реакции практически прекратились, а равновесие перестало сохраняться — в этот момент значение ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ составило около 0,17. Превращение нейтронов в протоны стало идти посредством бета-распада нейтрона со временем жизни около 880 секунд, и ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ стало убывать экспоненциально: к моменту начала первичного нуклеосинтеза, через 3 минуты после Большого взрыва, ${\displaystyle X_{\text{n}}}$ снизилось до приблизительно 0,125, то есть на 1 нейтрон приходилось 7 протонов[2][5][6].

Основные реакции первичного нуклеосинтеза

Зависимость количества различных элементов от времени после Большого взрыва

Когда с момента Большого взрыва прошло около 3 минут, температура Вселенной стала ниже 10⁹ K. После этого стало возможно образование стабильных ядер дейтерия (дейтронов) при столкновении протона и нейтрона, практически все из которых в цепочке реакций превращались в более стабильные ядра гелия. Таким образом, практически все нейтроны в результате нуклеосинтеза оказались в ядрах гелия путём следующих реакций[5][7][8][комм. 2]:

${\displaystyle {\ce {p + n -> d + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {d + d -> ^3_1H + p}}}$

${\displaystyle {\ce {d + d -> ^3_2He + n}}}$

${\displaystyle {\ce {d + ^3_1 H -> ^4_2He + n}}}$

${\displaystyle {\ce {d + ^3_2 He -> ^4_2He + p}}}$

Образование дейтронов было возможно и при более высоких температурах, но в таких условиях они были нестабильны и быстро распадались, а из-за невысокой плотности вещества столкновение двух ядер дейтерия с образованием более стабильного ядра было маловероятно. Тем не менее, возможны реакции с участием одного ядра дейтерия и одного нуклона, хотя их характерные сечения малы[7]:

${\displaystyle {\ce {d + n -> ^3_1H + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {d + p -> ^3_2He + \gamma}}}$

Некоторая часть ядер гелия-4 сформировала литий. К образованию лития-7 приводили следующие реакции[9][10]:

${\displaystyle {\ce {^3_1 H + ^4_2 He -> ^7_3 Li + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {^3_2 He + ^4_2 He -> ^7_4 Be + \gamma}}}$

${\displaystyle {\ce {{^{7}_{4}Be}+e^{-}->{^{7}_{3}Li}+\nu _{e}}}}$

Формирование этих химических элементов завершилось, когда после Большого взрыва прошло 20 минут. Кроме этих элементов, при первичном нуклеосинтезе образовались и более тяжёлые ядра, однако из-за отсутствия стабильных ядер с атомным весом 5 или 8[11] доля этих элементов оказалась ничтожной (см. ниже)[6][12].

Когда первичный нуклеосинтез завершился, большая часть протонов — ядер водорода — осталась в свободном состоянии, составив 75% барионной массы Вселенной. Ядра гелия-4 составили около 25% барионной массы — эта величина зависит от доли нейтронов среди всех нуклонов и с хорошей точностью вдвое превышает её, поскольку ядро гелия содержит 2 протона и 2 нейтрона[5][8][13].

Менее распространёнными изотопами оказались дейтерий, гелий-3 и литий-7. По наблюдательным данным относительное содержание[комм. 3] дейтерия составило 2,5⋅10⁻⁵, гелия-3 — 0,9—1,3⋅10⁻⁵, лития-7 — 1,6⋅10⁻¹⁰, что в целом сходится с теоретическими предсказаниями (см. ниже)[6][12][14]. Также образовалось сопоставимое количество трития и бериллия-7, но эти изотопы нестабильны и после завершения первичного нуклеосинтеза распались: тритий превратился в гелий-3 путём бета-распада, а бериллий-7 — в литий-7 путём электронного захвата[15][16][17]:

${\displaystyle {\ce {^{3}_{1}H->_{2}^{3}He~{+}~e^{-}~{+}~{\tilde {\nu _{e}}}}}}$

${\displaystyle {\ce {^7_4 Be + e^- -> ^7_3 Li + \nu_{e}}}}$

Доли других элементов в веществе, которое образовалось при первичном нуклеосинтезе, оказались незначительными: например, относительное содержание бора-11 составило около 3⋅10⁻¹⁶, а углерода, азота и кислорода в сумме ― 10⁻¹⁵. Эти элементы в таком малом количестве не могли как-либо повлиять на параметры и эволюцию первых звёзд, которые сформировались из этого вещества[6][12].