Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

По окончании эпохи первичного нуклеосинтеза барионное вещество во Вселенной в основном состоит из водорода (75 %) и гелия (25 %).

Доля элементов тяжелее гелия во Вселенной в эту эпоху крайне мала, поскольку присоединение нейтронов и протонов к гелию-4, а также объединение двух ядер гелия-4 (альфа-частиц) не приводит к образованию устойчивых ядер (таковых с массами 5 и 8 не существует). Из более тяжелых элементов образуются только небольшие количества 7Li и 7Be (бериллий достаточно быстро превращается в литий, захватывая электрон). Однако Вселенная достаточно быстро расширяется (ее плотность падает) и остывает. Кроме того, постепенно становится важным распад свободных нейтронов. Поэтому спустя примерно тысячу секунд термоядерные реакции полностью прекращаются, и химический состав остается постоянным до образования первых звезд.

Первые модели первичного нуклеосинтеза появились в 1940-е гг. в работах Ральфа Альфера (Ralph Alpher), Георгия Гамова и Роберта Хермана (Robert Herman). Побочным эффектом этих работ стало предсказание существования реликтового излучения и достаточно точное теоретическое определение его температуры. В конце 1960-х – начале 1970-х гг. эта тема активно развивалась, и в настоящий момент теория первичного нуклеосинтеза является развитым разделом астрофизики ранней Вселенной. Точность расчетов первичного нуклеосинтеза постоянно растет, потому что данные экспериментов позволяют уточнять сечения ряда термоядерных реакций, также уточняется время жизни свободного нейтрона. Кроме того, предсказания модели первичного нуклеосинтеза постоянно проверяются на основе результатов наблюдений.

Основы модели нуклеосинтеза были заложены в 1940-е гг. Альфером, Гамовым и Херманом.

Данные наблюдений реликтового излучения (в первую очередь полученные с помощью спутников WMAP и Planck) позволяют достаточно точно определить количество барионного вещества во Вселенной. Это дает возможность с высокой точностью рассчитать ожидаемое соотношение различных изотопов по окончании эпохи первичного нуклеосинтеза. Если бы вклад барионов в полную плотность Вселенной был выше, доля гелия-4 возросла бы, а доля дейтерия и гелия-3 – упала, поскольку они тогда активнее перерабатывались бы в гелий-4. Содержание лития ведет себя более сложным образом. В итоге массовая доля гелия-4 во Вселенной на момент окончания эпохи первичного нуклеосинтеза составляет чуть менее 25 %, доля водорода ( 1H) – 75 %, а на остальные элементы и их изотопы приходится существенно меньше 1 %.

Наблюдения содержания различных элементов, таких как D, 3He, 4He, 7Li, в том числе и в очень далеких объектах, которые мы видим такими, какими они были миллиарды лет назад, а также в очень старых звездах – самых первых в нашей Галактике, показывают, что модель первичного нуклеосинтеза находится в хорошем согласии с результатами наблюдений. Однако получение данных о первичном химическом составе является очень непростой задачей, поскольку реакции в звездах и другие процессы постоянно меняют химический состав Вселенной, а наблюдать первичное вещество непосредственно мы пока не можем. Существуют вопросы с объяснением наблюдаемого содержания лития, но такие проблемы не ставят под сомнение модель в целом.

Данные по реликтовому излучению позволяют определить плотность барионов и тем самым уточнить предсказания модели первичного нуклеосинтеза.

Детальные исследования позволяют с высокой точностью определить относительное содержание элементов в Солнце (так называемый солнечный химический состав), в других звездах, межзвездной среде. Содержание различных элементов в Солнечной системе также хорошо известно – оно соответствует составу туманности, из которой образовалась Солнечная система. Все это позволяет вполне надежно судить и о содержании элементов во Вселенной.

Самыми распространенными (благодаря первичному нуклеосинтезу) являются водород и гелий. В десятку самых часто встречающихся элементов входят также кислород, углерод, неон, железо, азот, кремний, магний, сера. Этот ряд элементов в порядке уменьшения распространенности плавно падает вплоть до висмута (при этом элементы с четным числом частиц в ядре обычно чуть более распространены). После висмута в содержании элементов наблюдается серьезное снижение, и последовательность заканчивается на уране (более тяжелые ядра неустойчивы, и их содержание в природе крайне мало). Формирование всех этих элементов в основном связано со звездами и их остатками, начиная со звезд населения III, рождающихся спустя десятки миллионов лет после Большого взрыва. При этом даже межгалактические облака, наблюдаемые с большим красным смещением, уже хоть немного, но обогащены элементами тяжелее гелия, в первую очередь благодаря взрывам первого поколения звезд (населения III).