İlkel nükleosentezin Big Bang'den yaklaşık 10 saniye ila 20
dakika sonra gerçekleştiğine inanılmaktadır: az miktarda hidrojen izotopu
döteryum (2H veya D) ile birlikte helyum izotopu helyum-3 (3He)
ve çok az miktarda lityum izotopu lityum-7 (7Li) ile birlikte
evrenin helyumunun çoğunun oluşumundan sorumlu olduğu hesaplanmıştır.
Bu kararlı çekirdeklere ek olarak, iki kararsız veya
radyoaktif izotop da üretildi: ağır hidrojen izotopu trityum (3H
veya T) ve berilyum izotopu berilyum-7 (7Be); ancak bu kararsız
izotoplar daha sonra yukarıdaki gibi 3He ve 7Li'ye
bozunmuştur.
Esasen, lityumdan daha ağır olan tüm elementler, gelişen ve
patlayan yıldızlarda yıldız nükleosentezi ile çok daha sonra yaratılmıştır.
Big Bang nükleosentezin (BBN)
birkaç önemli özelliği vardır:
· Başlangıç koşulları (nötron-proton oranı) Big
Bang'den sonraki ilk saniyede belirlenmiştir
· Evren bu anda homojen olana çok yakındı ve
radyasyona şiddetle hakim oldu
· Çekirdek füzyonu, Big Bang'den yaklaşık 10
saniye ila 20 dakika sonra gerçekleşti; bu evrenin, döteryumun hayatta kalması
için yeterince soğuk olduğu, ancak füzyon reaksiyonlarının önemli bir oranda
gerçekleşmesi için yeterince sıcak ve yoğun olduğu sıcaklık aralığına karşılık
gelir
· Olay yaygındı ve tüm gözlemlenebilir evreni
kapsıyordu
Önemli parametreler
BBN sırasında hafif elementlerin oluşturulması bir dizi
parametreye bağlıydı; bunlar arasında nötron-proton oranı ve baryon-foton oranı
vardır.
Nötron–proton oranı
Nötron-proton oranı nükleosentez döneminden önce Standart
Model fiziği tarafından, esasen Big Bang'den sonraki ilk 1 saniye içinde
belirlenmiştir. Nötronlar, aşağıdaki reaksiyonlardan birinde, protonlar ve
diğer ürünler oluşturmak için pozitronlar veya elektron nötrinoları ile
reaksiyona girebilir:
n + e+ ¬® ͞ne
+ p
n + ne ¨ p + e-
Baryon–foton oranı
Baryon-foton oranı (η), nükleosentez bittikten sonra hafif
elementlerinin bolluğunu belirleyen anahtar parametredir. Baryonlar ve hafif
elementler aşağıdaki ana reaksiyonlarla birleşebilir:
p + n ¨ 2H + g
p + 2H ¨ 3He + g
2H + 2H ¨ 3He
+ n
2H + 2H ¨ 3H +
p
3He + 2H ¨ 4He
+ p
3H + 2H ¨ 4He + n
Evrenin başlangıcında ilkel hafif elementlerin bolluğunun zaman ve
sıcaklık gelişimi
https://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang_nucleosynthesis
https://aasnova.org/2017/02/15/fixing-the-big-bang-theorys-lithium-problem/
27 Temmuz 2020
