Співвідношення кількості протонів і нейтронів у Всесвіті є наріжним каменем нашого розуміння космічної еволюції та процесів, які керують формуванням матерії. Це співвідношення в основному було визначено в перші кілька хвилин після Великого вибуху протягом періоду, відомого як первинний нуклеосинтез. Розуміння цього співвідношення проливає світло на умови раннього Всесвіту та подальше формування елементів.

У перші частки секунди після Великого вибуху Всесвіт перебував у надзвичайно гарячому і щільному стані, з температурами, що перевищували ${\displaystyle 10^{10}}$ K (приблизно 1 МеВ в енергетичних одиницях). У цю епоху протони (${\displaystyle p}$) і нейтрони (${\displaystyle n}$) перебували в тепловій рівновазі завдяки частим взаємоперетворенням, опосередкованим слабкими ядерними силами.

 ${\displaystyle n+\nu _{e}\leftrightarrow p+e^{-}}$

 ${\displaystyle n+e^{+}\leftrightarrow p+{\overline {\nu }}_{e}}$

Ці реакції відбувалися за час, набагато менший за швидкість розширення Всесвіту, завдяки чому густини протонів і нейтронів підтримувалися в рівновазі у співвідношенні 1:1.

Конкуренція між швидкістю слабкої взаємодії (Γ∼nσv) і швидкістю розширення Габбла (H) визначає заморожування (freeze-out). Коли Γ≪H, слабкі взаємодії ефективно припиняються, і відношення нейтронів до протонів (n/p) «застигає» на значенні, яке визначається фактором Больцмана при температурі вмороження:

  ${\displaystyle {\frac {n}{p}}\propto e^{-\Delta mc^{2}/k_{B}T}}$

де ${\displaystyle \Delta mc^{2}=1.293}$ MeB - різниця мас нейтрона і протона, ${\displaystyle k_{B}T=0.7}$ MeB

При вморожуванні це дає відношення приблизно:

  ${\displaystyle {\frac {n}{p}}\approx {\frac {1}{6}}}$

Після заморожування нейтрони більше не поповнюються через слабкі взаємодії, а починають розпадатися на протони через бета-розпад:

 ${\displaystyle n\rightarrow p+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}}$

Швидкість розпаду регулюється періодом напіврозпаду нейтрона, приблизно 880 секунд. На той час, коли Всесвіт досягнув умов, необхідних для нуклеосинтезу (приблизно ${\displaystyle T\sim 0,1}$ МеВ, або через 3 хвилини після Великого вибуху), значна частина нейтронів розпалася. Це зменшило відношення нейтронів до протонів приблизно до:

  ${\displaystyle {\frac {n}{p}}\approx {\frac {1}{7}}}$

Коефіцієнт вимерзання закладає основу для утворення легких елементів під час нуклеосинтезу Великого вибуху.

Охолоджений до T∼0.1 МеВ Всесвіт всесвіт забезпечив умови для зв’язування нуклонів (протонів і нейтронів) у легкі ядра. Основні ядерні реакції під час первинного нуклеосинтезу включали:

   Утворення дейтерію:  ${\displaystyle p+n\rightarrow ^{2}{\text{H}}+\gamma }$
   Утворення гелію-3:  ${\displaystyle ^{2}{\text{H}}+p\rightarrow ^{4}{\text{He}}+\gamma }$ 
   Утворення гелію-4:  ${\displaystyle ^{2}{\text{H}}+^{2}{\text{H}}\rightarrow +^{4}{\text{He}}+n}$

Майже всі нейтрони були включені в ${\displaystyle ^{4}He}$, оскільки це найбільш стабільне легке ядро, тоді як протони здебільшого залишилися у вигляді ядер водню.

Відносна кількість легких елементів, синтезованих під час первинного нуклеосинтезу, була безпосередньо пов’язана з n/p співвідношення:

   водень (${\displaystyle ^{1}}$H) : Приблизно 75% за масою, представляючи вільні протони, які не були включені до складу важчих ядер.
   Гелій-4 (${\displaystyle ^{4}}$He) : Приблизно 25% за масою, оскільки майже всі доступні нейтрони поєднуються з протонами, утворюючи гелій.
   Дейтерій (${\displaystyle ^{2}}$H) : незначні кількості (за чисельною щільністю, ∼2.5×10^−5 ), що представляє залишкові нейтрони та протони, які не утворили гелій.
   Гелій-3 (${\displaystyle ^{3}}$He) і Літій-7 ( ${\displaystyle ^{7}}$Li) : Ще менша кількість слідів, що відображає рідкість шляхів їх синтезу. 

Отриману масову частку гелію-4 можна оцінити за допомогою n/p співвідношення:

  ${\displaystyle Y_{He}={\frac {2(n/p)}{1+(n/p)}}\approx 0.25}$

Спостереження над вмістом легких елементів пропонують суворі випробування стандартної космологічної моделі. Сучасні телескопи та спектроскопічні методи значно підвищили точність цих вимірювань:

   Дейтерій : спостерігається в системах поглинання квазарів із високим червоним зміщенням, кількість дейтерію дуже чутлива до щільності баріонів у Всесвіті. Поточні вимірювання тісно збігаються з прогнозами моделей первинного нуклеосинтезу, надаючи вагомі докази узгодженості n/p співвідношення із спостережуваним співвідношенням баріон-фотон. [4]

   Гелій-4 : Вимірювання гелію-4 в регіонах Всесвіту з низьким вмістом металу використовуються для висновку про первинний вміст гелію. Ці спостереження узгоджуються з прогнозами, але мають більшу невизначеність порівняно з вимірюваннями дейтерію.[5]

   Проблема літію-7 : спостережувана кількість літію-7 у стародавніх зірках значно нижча (у 2–3 рази), ніж передбачення моделей первинного нуклеоситезу, ця розбіжність відома як «космологічна проблема літію». Це питання залишається невирішеним і може вказувати на прогалини в нашому розумінні ядерних реакцій, зоряних процесів або нової фізики за межами Стандартної моделі. [6]

1. ↑ P.A. Zyla et al. (Particle Data Group), Prog. Theor. Exp. Phys. 2020, 083C01 (2020) and 2022 update.
2. ↑ Peebles, P. J. E. (31 грудня 2020). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. doi:10.1515/9780691206721. ISBN 978-0-691-20672-1.
3. ↑ Kolb, Edward (8 березня 2018). Kolb, Edward W.; Turner, Michael S. (ред.). The Early Universe (англ.) (вид. 1). CRC Press. doi:10.1201/9780429492860. ISBN 978-0-429-49286-0.
4. ↑ Cooke, Ryan J.; Pettini, Max; Jorgenson, Regina A.; Murphy, Michael T.; Steidel, Charles C. (3 січня 2014). PRECISION MEASURES OF THE PRIMORDIAL ABUNDANCE OF DEUTERIUM. The Astrophysical Journal. Т. 781, № 1. с. 31. doi:10.1088/0004-637X/781/1/31. ISSN 0004-637X. Процитовано 27 листопада 2024.
5. ↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X.; Lipovetsky, Valentin A. (1997-01). The Primordial Helium Abundance: Systematic Effects and a New Determination. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 108, № 1. с. 1—39. doi:10.1086/312956. ISSN 0067-0049. Процитовано 27 листопада 2024.
6. ↑ Fields, Brian D. (23 листопада 2011). The Primordial Lithium Problem. Annual Review of Nuclear and Particle Science (англ.). Т. 61, № Volume 61, 2011. с. 47—68. doi:10.1146/annurev-nucl-102010-130445. ISSN 0163-8998. Процитовано 27 листопада 2024. {{cite news}}: |issue= має зайвий текст (довідка)