基本介紹
- 中文名：原初核合成
- 外文名：Big Bang nucleosynthesis
- 其他名稱：太初核合成
簡介,反應分析,氦豐度解釋,
簡介
原初核合成涉及的溫度約在10^10K至（稍低於）10^9K之間。溫度高於這個範圍，質子和中子結合為氘核也會被高能光子擊碎（光分裂）。由於這一時間段（大爆炸後100秒左右）涉及的物理知識早已在地球上的實驗室內得到確證，人們對原初核合成理論有足夠的信心。
因為核子密度較低以及宇宙快速膨脹導致反應時間極短（約10^2秒），原初核合成中只有快速的兩粒子反應能夠發生。首先是質子和中子結合成氘核，多餘的能量和動量由一個高能伽馬光子帶走，繼而是一系列後續反應生成氚核，氦3和氦4由於不存在質量數為5的穩定核素，反應鏈至此中斷。氦4作為主要產物逐漸積累，直至數量足夠多時核反應才得以繼續，結果是在氦4基礎上生成的很少一點鋰7。由於不存在質量數為8的穩定核素，反應連至此終結。
反應分析
原初核合成中的第一步是質子同中子結合為氘核。氘核的結合能比氦4的結合能小得多，氦4在溫度低於3*10^9K時就會穩定存在，而氘核在這一溫度下剛一形成就會破裂，因此真正有意義的核合成過程在溫度略小於10^9K時才由於突破了“氘關口”而發生，產物是大量的氦4和微量的氘，氚和鋰7（氚不穩定，會自發衰變為氦3）。若以氦4的量為單位，則氘核和氦3的量約為10^-5，鋰7約為10^-10。
至於今天宇宙中的各種比鋰重的元素，主要是後來在恆星內部的核反應以及超新星爆發中誕生的。恆星內之所以可跳過A=5和A=8的元素而生成重元素，是由於強大的自引力使恆星的核心球的密度很大，並且有足夠的反應時間使三粒子碰撞過程得以發生。
氦豐度解釋
原初核合成產生的氦豐度密切依賴於核合成結束前質子和中子的數量之比。
中微子退耦前，質子和中子可通過兩個弱相互過程互相轉化：
- 質子+電子=中子+電子中微子（可逆）
因為中子質量略大於質子和電子質量之和，質子變中子的過程比其逆過程更難發生。
