هسته زایی
باریون زایی
نظریه های اتحاد بزرگ: اتحاد برهم کنش های قوی، ضعیف، و الکترومغناطیس و نیز کوراک ها و لپتون ها در چارچوب یک نظریه میدان پیمانه ای
دو نتیجه مهم GUT:
1. عالم با تقارن باریونی به عالمی با بی تقارنی باریونی تحول می یابد:
توضیح نسبت باریون به فوتون امروزی
2. تک قطبی های مغناطیسی پایدار و ابرسنگین.
اولین آزمون های مدل استاندارد کیهانشناسی
تشکیل اولین باریون ها و مزون ها از ترکیب کوارک ها و پادکوارک ها
تولید هسته های سبک هیدروژن، دوتریوم، لیتیوم
شکست تقارن کایرال (دستیت)
هسته زایی آغازی
دوران غلبه ماده
شروع تشکیل ساختارها
برابری چگالی ماده و تابش
تشکیل اتم ها از یون ها و الکترون ها؛ دوران بازترکیب؛ شروع واجفت شدگی ماده و تابش
شروع دوران غلبه ماده
واجفت شدگی نوترینوها I
تعادل ترمودینامیکی نوترینوها با ماده
دمای نوترینوها به مقیاس
کاهش می یابد.
کمی بعد در دمای
انتروپی زوج
به فوتون ها می رسد
واجفت شدگی نوترینوهاII
هسته زایی
در نتیجه سرعت سریع انبساط عالم و فرصت کم برای هسته زایی
و نیز تعداد کم هسته در عالم تنها اتم های سبک D، He ، He و Li توانستند با فراوانی قابل توجه اخترفیزیکی ساخته شوند.
فراوانی این هسته ها آزمون مناسبی است برای شرایط کیهان در لحظه های آغازین
3
4
7
هسته زایی
فرض های هسته زایی مهبانگی (BBN):
مدل استاندارد ذرات (سه نوتریونی، سه پادنوترینو)
مدل های کیهانی مبتنی بر نسبیت عام
دوران هسته زایی: چند دقیقه بعد از مهبانگ تا قبل از اینکه سن عالم نیم ساعت بوده است. در این هنگام عالم سردتر از آن شده است که واکنش های هسته ای اتفاق بیفتد.
هسته زایی آغازین: شرایط اولیه Ι
نسبت نوترون به پروتون برای هسته زایی آغازین بسیار اهمیت دارد. همن نوترون ها هستند که هلیوم آغازین را می سازند.
هسته زایی آغازین: شرایط اولیه ΙΙ
هنوز نوترینوهای بازمانده از آغاز کیهان کشف نشده است، برخلاف فوتون های اولیه. اولین داده های دریافتی از تابش زمینه کیهان بر روی نوع نوترینوها و جرم آنها حدّ می گذارد!
فرض می کنیم تعداد آنها بسیار کم است، مانند باریون ها که نسبت آنها به فوتون ها بسیار کم است!
هسته زایی آغازین: شرایط اولیه ΙΙΙ
در دماهای بالاتر از MeV 80, انتظار داریم نسبت نوترون به پروتون برابر مقدار تعادل آن باشد که در دمای بسیار بالاتر MeV 1 برقرار است.
در این دماها نه تنها آهنگ برهم کنش ضعیف، که آهنگ واکنش های هسته ای هم از انبساط عالم سریع تر است: تعادل آماری هسته ای (NSE)!
اتم های سبک D، He ، He و I:Li
اتم های سبک D، He ، He و II:Li
Shortly before this epoch 3 Neutrino species decouple from plasma
Photon temperature raise by
Neutron-Proton Freeze-out
اتم های سبک D، He ، He و III:Li
As the temperature drops below T<30 keV, when the universe is 20 minutes old, Coulomb barriers and the absence of free neutrons abruptly suppress all nuclear reactions. Afterwards, until the first stars form, no relic primordial nuclides are destroyed.
Baryon number of the universe
Very few anti-baryons
Baryon number conservation
Since electron-positron annihilation era
Best non-BBN value:
Tegmark M, Eisenstein DJ, Strauss MA,Weinberg DH. Phys. Rev. D 74:123507
(2006)