ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 08.02.2021
Просмотров: 1630
Скачиваний: 1
Дозвёздный
Дозвёздный
нуклеосинтез
нуклеосинтез
Дозвездный
Дозвездный
нуклеосинтез
нуклеосинтез
Протоны
и
нейтроны
ранней
Вселенной
явились
тем
материалом
,
из
которого
в
дальнейшем
возникли
атомные
ядра
различных
химических
элементов
.
Доля
протонов
и
нейтронов
в
общей
массе
Вселенной
составляет
2–5 %.
При
температурах
10
10
T
К
(
и
кинетических
энергиях
>>1
МэВ
)
нейтроны
и
протоны
благодаря
реакциям
слабого
взаимодействия
p
+
e
−
↔
n
+
e
ν
,
n
+
e
+
↔
p
+
e
ν
p
+
e
ν
↔
n
+
e
+
,
n
↔
p
+
e
−
+
e
ν
,
переходили
друг
в
друга
и
находились
в
состоянии
термодинамического
равновесия
.
Вероятность
образования
частицы
с
энергией
Е
описывается
распределением
Гиббса
:
/
E kt
W
Ae
−
=
.
В
условиях
термодинамического
равновесия
соотношение
между
числом
нейтронов
и
протонов
будет
определяться
разностью
масс
нейтрона
и
протона
:
2
(
)
/
n
p
n
p
E
kT
n
E
kT
p
m m c kT
n
n
e
e
e
−
−
−
−
=
=
Дозвездный
Дозвездный
нуклеосинтез
нуклеосинтез
Скорость
протекания
реакций
слабого
взаимодействия
p
+
e
−
↔
n
+
e
ν
,
n
+
e
+
↔
p
+
e
ν
p
+
e
ν
↔
n
+
e
+
,
n
↔
p
+
e
−
+
e
ν
,
зависит
от
температуры
и
плотности
.
Чем
они
ниже
,
тем
ниже
скорость
реакции
.
По
мере
расширения
и
остывания
Вселенной
наступает
момент
,
когда
снижающаяся
скорость
реакций
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
≈
10
10
К
,
когда
средние
кинетические
энергии
частиц
,
уменьшились
до
1
МэВ
.
Равновесное
отношение
концентраций
нейтронов
и
протонов
n
n
/
p
n
уменьшилось
к
этому
моменту
до
≈
1/6
и
до
начала
первичного
нуклеосинтеза
это
отношение
снижалось
в
основном
за
счёт
распада
нейтронов
.
1
6
n
p
n
n
=
Образование
Образование
дейтерия
дейтерия
Стартовой
реакцией
первичного
нуклеосинтеза
является
реакция
образования
дейтерия
p
+
n
→
2
1
H
+
γ
+
2.22
МэВ
.
Накоплению
дейтерия
за
счёт
этой
реакции
на
первых
порах
препятствует
интенсивное
разрушение
дейтерия
фотонами
в
обратном
процессе
фотодиссоциации
.
Энергия
связи
дейтерия
всего
2.22
МэВ
и
,
несмотря
на
то
,
что
средняя
энергия
фотонов
упала
ниже
этой
величины
,
в
высокоэнергичной
части
спектра
ещё
содержится
достаточное
число
фотонов
способных
разрушить
дейтерий
.
Отношение
числа
фотонов
n
γ
к
числу
барионов
б
n
,
т
.
е
.
нуклонов
:
9
10
/
10
10
б
n n
γ
≈
÷
.
Поэтому
начало
синтеза
дейтерия
и
всей
цепочки
первичного
нуклеосинтеза
задерживается
примерно
до
100-
й
секунды
после
Большого
Взрыва
,
когда
средняя
кинетическая
энергия
частиц
уменьшается
до
0.1
МэВ
.
Вселенная
к
этому
времени
остывает
до
10
9
К
.
Образование
Образование
легчайших
легчайших
ядер
ядер
Условия
для
синтеза
более
сложных
легчайших
ядер
возникли
во
Вселенной
примерно
через
100
с
после
Большого
Взрыва
.
При
ещё
достаточно
высокой
плотности
вещества
температура
снизилась
настолько
(10
9
K),
что
при
столкновении
протонов
с
нейтронами
стали
эффективно
образовываться
ядра
дейтерия
.
Соударение
двух
ядер
дейтерия
приводит
к
образованию
гелия
.
Цепочка
основных
реакций
синтеза
гелия
:
p
+
n
→
2
1
H
+
2.22
МэВ
,
2
2
1
1
H
H
+
→
p
n
+
+
+ +
⎧⎪
⎨
⎪⎩
3
1
3
2
H
4.03
МэВ
He
3.27
МэВ
,
,
2
1
H
+
3
1
H
→
4
2
He
+
n
+
17.59
МэВ
,
2
1
H
+
3
2
He
→
4
2
He
+
p
+
18.35
МэВ
.
Для
каждой
реакции
указана
выделяющаяся
энергия
Q
.
За
время
порядка
нескольких
минут
практически
все
нейтроны
в
результате
цепочки
реакций
оказались
связанными
в
ядре
4
2
He
.
Дальнейшее
снижение
температуры
и
плотности
Вселенной
остановило
реакции
синтеза
лёгких
элементов
.