Почему водород самый распространенный элемент во Вселенной?

Краткий ответ заключается в том, что (i) протоны (ядра водорода) в изобилии производятся в ранней Вселенной, но лишь небольшая их часть способна участвовать в ядерных реакциях, приводящих к более тяжелым элементам, либо во время первичного нуклеосинтеза, либо позже внутри звезд. Это означает, что водород становится самым распространенным элементом во Вселенной. (ii) нуклеосинтез Большого взрыва дает очень точные предсказания (до$<1$% точности) о доле барионов, которые превращаются в протоны по сравнению с другими ядрами.

Более подробная информация

На ранних стадиях Большого взрыва существовали только составные части нуклонов (кварки и антикварки) плюс лептоны (например, электроны, позитроны) и свет. По мере того как Вселенная расширялась и охлаждалась, кварки смогли объединиться и образовать основные строительные блоки ядер — нейтроны и протоны. Протон — это, конечно, ядро ​​водорода; любые более тяжелые элементы должны были быть созданы путем слияния протонов.

Протоны заряжены положительно и сильно отталкиваются друг от друга. Для синтеза протонов и получения гелия требуются высокие энергии/температуры и промежуточная стадия образования дейтронов - протон плюс нейтрон в связанной паре.

Причина, по которой большинство протонов не сливаются таким образом, носит тройной характер.

1. Небольшая избыточная масса нейтрона по сравнению с протоном означает, что равновесные реакции, в результате которых образуются нуклоны, в конечном итоге производят примерно в шесть раз больше протонов, чем нейтронов.

2. Затем свободные нейтроны распадаются на протоны в течение нескольких минут, что еще больше увеличивает это отношение примерно до семи.

3. Дейтрон слабо связан, поэтому существует лишь ограниченное окно времени между моментом, когда он слишком горячий, чтобы оставаться связанным (до 10 с после Большого взрыва), и моментом, когда слишком холодно, чтобы заставить дейтроны слиться и превратиться в гелий (более чем около через 10 минут после Большого взрыва).

Из этих вещей, безусловно, наиболее важным является фактор № 1, и это, по сути, ответ на ваш вопрос. Это потому, что нейтрон более массивен, чем протон. Все более тяжелые ядра должны содержать нейтроны, потому что кулоновское отталкивание между двумя или более протонами слишком велико, чтобы без них образовывались стабильные ядра. К концу нуклеосинтеза Большого взрыва практически все доступные свободные нейтроны оказываются в ядрах гелия (со следами дейтронов и ядер лития), и, таким образом, отношение H/He составляет около 12 протонов на каждое ядро ​​He (2 протона, 2 нейтрона).

Это количественно точно? Что ж, моя цифра в 12 протонов на каждое ядро ​​гелия, или 75% по массе , немного махровая. Детальная модель должна более точно учитывать температурную эволюцию Вселенной, различные (более второстепенные) пути нуклеосинтеза, фоторасщепление и так далее, но да, модели действительно обеспечивают очень точное предсказание соотношения H/He. соотношение (и более мелких видов) в конце космологического нуклеосинтеза. Существуют небольшие неопределенности в отношении времени жизни нейтрона, различных сечений реакций и так далее, но самая важная неопределенность заключается в том, что существует важный «свободный параметр» — отношение барионов к фотонам , которое необходимо зафиксировать. Это можно ограничить, потребовав, чтобы одно согласованное значение этого числа могло объяснить всеизмеренные первичные отношения содержания (He/H, Li/H, D/H,$^3$He/H), или его можно найти из других космологических измерений (например, из космического микроволнового фона).

Отношение He/H не очень чувствительно к этому свободному параметру, и водород всегда является наиболее доминирующим ядром по причинам, которые я объяснил выше. Текущие уровни неопределенности относительно массовой доли водорода, образовавшегося в (стандартном) Большом взрыве, значительно меньше 1% (например, Peimbert 2008 ). Кок и др. (2013) использовали планковские ограничения космического микроволнового фона на отношение барионов к фотонам и оценили стандартное отношение масс He/H Большого взрыва, равное$0.2463\pm 0.0003$. Можно рассмотреть дополнения к этой стандартной модели — например, изменить число семейств нейтрино, иметь распадающиеся частицы темной материи в ранней Вселенной и т. д., но кажется трудным изменить массовую долю водорода более чем на 1%, не нарушив соответствие другим наблюдениям.

Последнее замечание, которое следует отметить, заключается в том, что очень мало этого космологического материала до сих пор попало в звезды (возможно, 10%), и большая его часть все еще находится в тех же (маломассивных) звездах, которые были сформированы. Таким образом, количество «переработанного» материала из более тяжелых элементов, слившихся из водорода в звездах, обогатившего космологический материал, сравнительно невелико — порядка 1—2%. Таким образом, преобладание водорода почти не уменьшилось после Большого взрыва.

Это последнее свойство можно использовать для проверки всей модели. Глядя на соотношение He/H, когда мы возвращаемся «назад во времени», мы можем видеть, совпадает ли изначальное соотношение с предсказанным Большим взрывом. На практике это можно сделать, оценив отношение Не/Н в древнейших звездах или оценив Не/Н в межзвездной среде наиболее бедных металлами галактик. Эти измерения более неопределенны, чем приведенные выше предсказания, но находятся в разумном согласии с ними. Примером может служить Izotov & Thuan (2010) , которые оценили первичное отношение масс He/H в$0.2565 \pm 0.005$из галактик с низким содержанием металлов - примерно на две (небольшие) полосы ошибок выше, чем предсказание выше.

Между примерно t=$10^{-12}$и т =$10^{-6}$секунд Вселенная была заполнена кварк-глюонной плазмой. Температуры были слишком высоки, чтобы мезоны и барионы (такие как протоны и нейтроны) могли оставаться связанными, если они образовались на короткое время.

Затем между примерно t=$10^{-6}$и 1 секунду, в «адронную эпоху», температура была достаточно низкой, чтобы слипшиеся кварки могли оставаться вместе. Статистически самыми простыми стабильными конфигурациями были протоны и нейтроны, поэтому большинство кварков оказались связанными.

В течение следующих 200 секунд температура все еще была достаточно высокой для ядерных реакций, поэтому около четверти барионов (нейтронов и протонов) были связаны вместе в гелий (и следы других элементов ).

В течение следующих часов все оставшиеся нейтроны распались на протоны и электроны (и нейтрино).

И это примерно то, где мы находимся. Сольные протоны - это H$^+$(ионы водорода), а те, которые связаны с электронами, - это H (атомы водорода).

Космологический нуклеосинтез обеспечивает удивительно точное определение количества как водорода, так и гелия в наблюдаемой Вселенной. Удовлетворительное соответствие между наблюдаемыми количествами и количествами, предсказанными стандартной моделью большого взрыва, является одной из основных причин всеобщего признания достоверности модели большого взрыва.

Книга Вайнберга «Первые три минуты» дает прекрасное описание этих процессов и настоятельно рекомендуется.