Отношение барион/фотон

Отношение барионов к фотонам или изобилие барионов определяется как:

$n \equiv \frac{N_b}{N_\gamma} \simeq 2.75 \times 10^{-8} \; \Omega{_b}h^2$

где$N_b$- числовая плотность барионов, а$N_\gamma = 4.11 \times 10^8 \; m^{-3}$- числовая плотность фотонов. Таким образом, изначальное содержание барионной материи в стандартном сценарии нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN) пропорционально$\Omega{_b}h^2$.

Его значение получено при прямых измерениях содержаний легких элементов.$^4$Он,$^3$Он,$^2$Н или Д,$^7$Li и косвенно из наблюдений CMBR и наблюдений скоплений галактик. Источник: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Roos/Roos4.html .

Самое сильное ограничение на барионную плотность связано с изначальным содержанием дейтерия. Дейтерий наблюдается в виде лиман-$\alpha$особенность в спектрах поглощения квазаров с большими красными смещениями. Результаты Planck 2018 дают:$\Omega{_b}h^2 = 0.0224 \pm 0.0001 \, (1 \sigma \;$КЛ$)$но уравнение 7 из: « Улучшенные ограничения BBN на изменение гравитационной постоянной » ( 23 октября 2019 г. ) Джеймса Алви, Нэшвана Сабти, Мигеля Эскудеро и Малкольма Фейрберна предлагает на странице 3:

«Мы также заинтересованы во включении консервативного определения барионной плотности, чтобы снять вырождение между$\Omega{_b}h^2$и$G$. Использование непосредственно апостериорных значений из базового анализа ΛCDM Planck 2018 будет неудовлетворительным, поскольку$G$там поддерживается постоянным . Вместо этого мы используем результаты Y. Bai, J. Salvado и BA Stefanek, «Cosmological Constraints on the Gravitational Interactions of Matter and Dark Matter», JCAP 1510 (2015) 029 [1505.04789], которые проводят планковский вероятностный анализ, включая вариации в$G_{CMB}$. В таблице I [Bai et. al.] они обнаружили, что средняя барионная плотность точно соответствует базовому анализу Planck 2018 TTTEEE+lowE в рамках ΛCDM, хотя и с вдвое большей погрешностью:

$$\Omega _{b}h^2 | ^{Obs} = 0.02236, \qquad \sigma(\Omega _{b}h^2) = 0.00030.$$

_{ИНЖИР. 2. Контурный график, показывающий доверительные интервалы 1σ и 2σ в ($\Omega _{b}h^2$,$G_{\text{BBN}} / G_0$) плоская (верхняя) и маргинальная$∆_{χ^2}$как функция$G_{\text{BBN}} / G_0$(ниже). Пунктирные линии соответствуют ограничениям BBN, штрихпунктирные — BBN+.$\Omega _{b}h^2$границы.}

В расчетах остаются некоторые систематические погрешности, связанные с сечениями реакций.

«Хотя предполагается, что в ранней Вселенной преобладало излучение, откуда мы это знаем? Это потому, что нам нужно это излучение, чтобы объяснить ее эволюцию, то есть наблюдаемое изобилие? Насколько мне известно, это излучение не может быть наблюдалось, поскольку Вселенная в то время была непрозрачной».

До темных веков Вселенной космос был настолько горячим, что все существовавшие атомы были расщеплены на положительно заряженные ядра и отрицательно заряженные электроны. Эти электрически заряженные ионы препятствовали свободному распространению всего света.

Примерно через 400 000 лет после Большого взрыва Вселенная достаточно остыла, чтобы эти ионы воссоединились в атомы, позволив, наконец, засиять первому свету в космосе, появившемуся в результате Большого взрыва. Однако затем наступили темные века Вселенной — другого света не было, так как звезды еще не родились.

Текущие модели Вселенной предполагают, что первые галактики начали формироваться примерно через 100 миллионов лет после Большого взрыва, что ознаменовало начало конца темных веков. Этот процесс формирования звезд и галактик постепенно продолжался до тех пор, пока практически весь водород и гелий, из которых состоит большая часть Вселенной, не были снова ионизированы, на этот раз под действием звездного света, примерно через 500 миллионов лет после Большого взрыва.

Даже холодный водород излучает свет в виде радиоволн с определенной длиной волны 21 сантиметр . Источник: https://www.space.com/13368-universe-dark-ages-survival-cosmos-evolution.html .

Легко читаемая статья о галактике Космос Красное смещение 7 — это статья Дэниела Клери « Астрономы заметили звезды первого поколения, образовавшиеся в результате Большого взрыва » в журнале Science Magazine (17 июня 2015 г.).

Оценено и измерено отношение барионов к фотонам. Не из первых принципов. Плотность фотонов рассчитывается разными способами, но один из них — это температура реликтового излучения 2,73 К. Отношение барионов к фотонам оценивается более сложным образом и связано с отношением плотности барионов к критической плотности (для плоской Вселенной) и постоянной Хаббла. Это также независимо только частично измерено/оценено из наблюдений за количеством и средними размерами галактик и звезд, плотностью межзвездного вещества и некоторой другой барионной материей.

Плотность фотонов оценивается очень хорошо, около 413 фотонов на$cm^3$. Плотность барионов лучше всего определяется соответствием реликтового излучения, но наблюдаемая подтвержденная плотность вещества в основном определяется межзвездной массой, а затем звездами и галактиками, и на нее приходится, возможно, 3/4 ее.

См . http://www.astronomy.ohio-state.edu/~dhw/A5682/notes7.pdf .

Расчетное отношение фотонов к барионам$\eta$составляет порядка 1 млрд.

He и другие барионы, полученные в результате нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN), также рассматриваются в этой и других ссылках. Обилие$^4H_e$не слишком чувствителен к$\eta$но другие легкие элементы до$L_i$являются. В статьях описываются другие оценки барионной плотности по реликтовому излучению.

Исконное преобладание барионов над их античастицами остается областью исследований. Известно, что слабое взаимодействие имеет CP-асимметрию, которая может способствовать большему числу частиц по сравнению с античастицами. Чтобы примерно соответствовать ожидаемому в противном случае равенству барионов и фотонов, необходимо было бы учитывать примерно 1 миллиард к 1 предпочтения частиц по сравнению с античастицами. Кажется непростым приписать сильному взаимодействию некоторую СР-асимметрию, и способов объяснить число в 1 миллиард не удалось найти. Но для BBN число примерно в 1 миллиард (пожалуйста, получите текущую наилучшую оценку онлайн), кажется, становится все более устойчивым, проблема остается для стандартной модели частиц или за ее пределами, чтобы объяснить наблюдаемую асимметрию частица-античастица.