Η ανασύνθεση του παρελθόντος: τα στοιχεία κατά την πυρηνοσύνθεση στο Big Bang

Άρθρο, Ιούλιος 2008

Ήδη από τότε που τα πρώτα άστρα 'άναψαν', κάπου τριακόσια ή τετρακόσια εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, οι αναλογίες των ελαφρών πυρήνων έχουν αλλάζει - το σύμπαν έχει υποστεί αυτό που οι αστρονόμοι λένε χημική εξέλιξη: τα αστέρια (σαν τον ήλιο μας) είναι αντιδραστήρες πυρηνικής σύντηξης - εκπέμποντας ελεύθερα την ενέργεια τους μακριά με τη μορφή του φωτός και άλλα είδη ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.

Ως εκ τούτου, στο εσωτερικό των άστρων, συνεχώς δημιουργούνται ελαφρά στοιχεία από ακόμη πιο ελαφρές πρόδρομες ουσίες,  που οι τελευταίες καταστρέφονται καθώς οι συντήξεις παράγουν βαρύτερους ατομικούς πυρήνες. Καθώς καίνε τα καύσιμα τους τα ελαφρά άστρα εκτοξεύουν τα εξωτερικά στρώματα τους, σχηματίζοντας έτσι πλανητικά νεφελώματα, ή αν είναι πιο βαριά αστέρια με την έκρηξη εκτοξεύουν την περισσότερη από τη μάζα τους στο διάστημα με μια έκρηξη σουπερνόβα. Έτσι, τα προϊόντα της σύντηξης διασκορπίζονται σε όλες τις περιοχές του διαστήματος.

Για να ελέγξετε τις προβλέψεις της νουκλεοσύνθεσης κατά το Big Bang, χρειάζεται να προσδιορίσουμε κατάλληλα αστρονομικά αντικείμενα στα οποία να διατηρείται η πρωταρχική (δηλαδή όπως ήταν κατά το Big Bang) αναλογία των ελαφρών στοιχείων, όσο το δυνατόν καλύτερα - και ακολούθως πρέπει να υπολογίσουμε τι αλλαγές άφησε πίσω της αυτό που οι αστρονόμοι λένε χημική εξέλιξη.

Ευτυχώς για τους αστρονόμους, υπάρχουν δείκτες για το πόσο μεγάλη χημική εξέλιξη έχουν υποστεί ορισμένα αντικείμενα, και οι πιο σημαντικοί δείκτες είναι η παρουσία του αζώτου και του οξυγόνου. Αυτά είναι στοιχεία με πυρήνες που δεν δημιουργήθηκαν κατά την πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang, αλλά παράγονται μόνο από πυρηνική σύντηξη στο εσωτερικό των άστρων. Όσο περισσότερο οξυγόνου και αζώτου βρίσκουμε σε μια περιοχή του διαστήματος, τόσο πιο πολλά ελαφρά στοιχεία δεσμεύονται μαζί (συντήκονται) κι άρα μειώνεται η αναλογία τους στα άστρα.

Δευτέριο και κβάζαρ υψηλής μετατόπισης προς το ερυθρό (redshift)

Για το δευτέριο (ισότοπο του υδρογόνου με έναν πυρήνα που περιέχει ένα πρωτόνιο και ένα νετρόνιο και δημιουργήθηκε κατά τη νουκλεοσύνθεση κατά το Big Bang), η κατάσταση είναι κάπως διαφορετική. Στις διαδικασίες της αστρικής πυρηνικής σύντηξης, κάθε δευτέριο που ενδέχεται να παρουσιάζεται - είτε πρωταρχικό είτε πιο πρόσφατο - γρήγορα μετατρέπεται σε ήλιο-3. Κατά συνέπεια, αυτές οι διεργασίες σύντηξης μπορούν μόνο να καταστρέφουν, αλλά ποτέ δεν παράγουν δευτέριο. Κάθε δευτέριο που μπορεί να ανιχνεύσουν οι αστρονόμοι πρέπει να έχει παραχθεί στις πρώιμες εποχές του σύμπαντος, καθώς και κάθε ποσότητα δευτερίου που μετράται μπορεί απλώς να χρησιμεύσει ως το κατώτερο όριο της πρωταρχικής τιμής  κατά το Big Bang.

Οι καλύτερες τρέχουσες εκτιμήσεις της ποσότητας του πρώιμου δευτερίου κάνουν χρήση κάποιων από τα αρχαιότερα ορατά αντικείμενα του σύμπαντος: τα μακρινά κβάζαρ, τους λαμπρούς πυρήνες των ενεργών γαλαξιών και περισσότερο από 10 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά από τη γη. Κάθε φως που φτάνει σε μας από εκείνα τα κβάζαρ μας δείχνει το Σύμπαν όπως ήταν, περίπου, 10 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Αναλύοντας το φάσμα της ακτινοβολίας του κβάζαρ, και ιδίως τα ειδικά χαρακτηριστικά ( τις γραμμές απορρόφησης) που οφείλονται στο δευτέριο και στο κανονική υδρογόνο, μπορεί να προσδιοριστεί η αναλογία του δευτέριου ως προς το υδρογόνο. Προς το παρόν, τα καλύτερα αποτελέσματα δείχνουν ότι, στις απαρχές του πρώιμου σύμπαντος, υπήρχε περίπου 1 πυρήνας δευτερίου για κάθε 30.000 πυρήνες υδρογόνου. Με πιο μεγάλη ακρίβεια, η αναλογία των πυρήνων δευτερίου ως προς το υδρογόνο είναι (3 ± 0.4)·10^-5. Είναι πιθανό ότι η αβεβαιότητα ενδέχεται να είναι υψηλότερη εάν, ερήμην των αστρονόμων, υπάρχουν κοσμικά νέφη κοσμικής μεταξύ της Γης και των κβάζαρ, που φιλτράρουν την ακτινοβολία των κβάζαρ.

Το ήλιο-3 και τα νέφη του αερίου εντός του Γαλαξία

Το ήλιο-3 είναι ίσως το πιο δύσκολο στοιχείο για το οποίο μπορούμε να γνωρίσουμε την πρωταρχική τιμή του στο πρώιμο σύμπαν. Σε αστέρια χαμηλά μάζας, θα παράγεται σε μεγάλες ποσότητες, ενώ σε αστέρια μεγάλης μάζας, εξίσου σημαντικές ποσότητες ηλίου-3 μετατρέπονται σε βαρύτερους πυρήνες. Ως εκ τούτου, είναι πάντοτε δύσκολο να ερμηνεύσουμε τις παρατηρήσεις μεμονωμένων αστρονομικών αντικειμένων.

Επίσης, οι ιδιότητες των ατόμων του ηλίου με τους πυρήνες ηλίου-3 και τους πυρήνες του ηλίου-4, είναι πολύ παρόμοιες - οι διαφορές τους είναι σημαντικά μικρότερες από εκείνες του απλού υδρογόνου και του δευτέριου. Κατά συνέπεια, είναι πρακτικά αδύνατον να ανιχνευθεί ήλιο-3 στα εξωγαλαξιακά συστήματα.

Γι αυτό οι αστρονόμοι στρέφονται για παρατηρήσεις στο δικό μας Γαλαξία. Έρευνες για το σύνολο των διαφόρων στοιχείων (συμπεριλαμβανομένου του αζώτου και του οξυγόνου) δείχνουν ότι υπάρχει ένας απλός συσχετισμός: όσο πιο κοντά είναι μια περιοχή στο Γαλαξιακό κέντρο, τόσο μεγαλύτερη είναι η επιρροή της αστρικής νουκλεοσύνθεσης για την αφθονία ενός στοιχείου. Για την εκτίμηση της πρωταρχικής αφθονίας του ηλίου-3, οι αστρονόμοι εξετάζουνιτα νέφη HII στο εσωτερικό του δικού μας Γαλαξία. Ενώ το περιεχόμενο ήλιο-3 μπορεί να καθοριστεί με σημαντική αβεβαιότητα μόνο, τα αποτελέσματα φαίνεται να είναι τα ίδια για όλες τις περιοχές, ανεξαρτήτως της απόστασης τους με το Γαλαξιακό κέντρο.

Προφανώς, από το γράφημα φαίνεται ότι η αστρική σύντηξη έχει πολύ μικρή επίδραση στη συνολική ποσότητα του ηλίου-3 (αφού μένει σταθερή). Δεδομένων των σημερινών μοντέλων αστρικής εξέλιξης, αυτό είναι ένα εκπληκτικό αποτέλεσμα - τα σημερινά πρότυπα προβλέπουν μια συνολική αύξηση του ηλίου-3, λόγω της αστρικής πυρηνικής σύντηξης. Αυτό είναι μια ένδειξη ότι τα σημερινά πρότυπα είναι ελλιπή, και ότι θα πρέπει να συμπεριληφθούν σε αυτά μερικά νέα φαινόμενα. Μέχρι σήμερα, οι μετρήσεις της αφθονίας του ηλίου-3 μας μαθαίνουν πολλά για τα αστέρια παρά για τη νουκλεοσύνθεση κατά το Big Bang.

Από τις έρευνες των νεφών HII, μπορεί κανείς να συναγάγει μια μέση τιμή για το Γαλαξιακό περιεχόμενο σε ήλιο-3. Αν πιστεύουμε ότι τα σημερινά πρότυπα είναι βασικά σωστά στην πρόβλεψή τους, ότι κατά μέσο όρο περισσότερο ήλιο-3 παράγεται στα αστέρια απ' ό,τι καταστρέφεται, αυτό μας δίνεται ως ανώτατο όριο για το πρωταρχικό ήλιο-3. Οι αστρονόμοι έχουν υπολογίσει με ακρίβεια το ανώτατο αυτό όριο, ανατρέχοντας σε μια ιδιαίτερα καλά μελετημένη περιοχή σε μια μεγάλη απόσταση από τη Γαλαξιακή κέντρο. Στην περιοχή αυτή, υπάρχει ένας πυρήνας ηλίου-3 για κάθε 91.000 πυρήνων υδρογόνου. Πιο συγκεκριμένα, ο λόγος του ηλίου-3 προς τους πυρήνες του υδρογόνου είναι (1,1 ± 0,2)·10^-5.

Το ήλιο-4 και οι νάνοι γαλαξίες

Η πιο άμεση - και επομένως η πιο στέρεα - πρόγνωση της νουκλεοσύνθεσης κατά το Big Bang αφορά το ήλιο-4, κάθε πυρήνας του οποίου αποτελείται από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια. Ωστόσο, το ήλιο-4 είναι επίσης ένα κανονικό προϊόν της αστρικής πυρηνικής σύντηξης του υδρογόνου.

Για να εξάγουν συμπεράσματα για την ποσότητα του πρωταρχικού ήλιου-4, οι αστρονόμοι στρέφονται σε ορισμένους νάνους γαλαξίες. Η δεξιά εικόνα παρουσιάζει ένα σημαντικό τέτοιο παράδειγμα, τον γαλαξία "I Zwicky 18", ένα νάνο γαλαξία μάλλον κοντά μας για τα διαγαλαξιακά στάνταρτ, μόλις 45 εκατομμύρια έτη φωτός:

Κρίνοντας από το οξυγόνο και το άζωτο που περιέχουν, οι νάνοι γαλαξίες είναι σχετικά πρωτόγονοι. Σε αναζήτηση του πρωταρχικού ηλίου, επιλέγεται εκείνος ο νάνος γαλαξίας που να είναι ιδιαίτερα φτωχός σε οξυγόνο και άζωτο. Μέσα σε αυτούς τους γαλαξίες, μπορεί κάποιος να βρει αυτό που συνήθως οι αστρονόμοι ονομάζουν περιοχές HII - νέφη αερίου των οποίων το βασικό συστατικό είναι ένα πλάσμα που αποτελείται από πρωτόνια (πυρήνες υδρογόνου) και ηλεκτρόνια. Εάν ένα τέτοιο νέφος είναι αρκετά καυτό, τότε λαμβάνουν χώρα ορισμένες αντιδράσεις που συμμετέχουν και άτομα ηλίου (πιο συγκεκριμένα, άτομα ηλίου που ξανακερδίζουν ένα ηλεκτρόνιο που είχαν χάσει στο παρελθόν), οδηγώντας σε χαρακτηριστικές εκπομπές ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, και σε συχνότητες που ορίζονται επακριβώς. Συγκρίνοντας τις εντάσεις αυτών των "γραμμών εκπομπής" με εκείνες των αντίστοιχων γραμμών για τα άτομα του υδρογόνου, μπορούμε να βρούμε την αναλογία του ηλίου σε ένα τέτοιο νέφος. Με παρόμοιο τρόπο, μπορεί κανείς να κάνει τη μέτρηση της αναλογίας του αζώτου και του οξυγόνου.

Ενώ δεν υπάρχει άμεσος τρόπος για να διαπιστωθεί πόσο από το ήλιο που εντοπίστηκε είναι ήλιο-4, σε σχέση με το ήλιο-3 (το τελευταίο έχει μόνο ένα νετρόνιο στον κάθε πυρήνα), μετρήσεις στο δικό μας Γαλαξία δείχνουν ότι το ήλιο-3 είναι εξαιρετικά σπάνιο, αντιπροσωπεύοντας μόλις το 1 χιλιοστό του ενός τοις εκατό του συνολικού ηλίου. Έτσι, δεν είναι σημαντικό σφάλμα αν πούμε ότι όλη η ποσότητα του ήλιου που μετρήθηκε είναι ήλιο-4 για ένα δεδομένο νάνο γαλαξία.

Όταν λοιπόν γίνει ο προσδιορισμός αυτών των ποσοτήτων σε μια σειρά από νέφη και σε διαφορετικούς νάνους γαλαξίες, τότε από το διάγραμμα (αριστερά) βλέπουμε πως η ποσότητα του ηλίου-4 και του οξυγόνου συνδέονται.

Το διάγραμμά δείχνει την σχετική ποσότητα του οξυγόνου σε σχέση με την ποσότητα του ηλίου-4. Βλέπουμε να υπάρχει μάλλον μια γραμμική σχέση ανάμεσα τους: Όσο περισσότερο οξυγόνο περιέχει ο νάνος γαλαξίας, τόσο περισσότερο ήλιο-4 περιέχει. Με αυτή τη γραμμική σχέση, μπορούμε να μάθουμε τι ήλιο-4 υπήρχε προτού ξεκινήσουν οι αστρικές συντήξεις. Με μια απλή εξαγωγή συμπεράσματος έχουμε μια εκτίμηση για την ποσότητα του πρωταρχικού (στην αρχή του Κόσμου )ηλίου-4.

Όλες οι έρευνες αυτού του είδους οδηγούν στο συμπέρασμα ότι το πρωταρχικό ήλιο-4 ήταν 24%, με μία αβεβαιότητα λίγο περισσότερο από το 1%. Δεν είναι κακό για μια απλή εξαγωγή συμπεράσματος. Πιο αναλυτικά, ωστόσο, εξακολουθούν να υπάρχουν διαφωνίες μεταξύ των διαφόρων ερευνητικών ομάδων που κάνουν τέτοιες αξιολογήσεις. Με μια συντηρητική εκτίμηση, η πραγματική τιμή βρίσκεται κάπου μεταξύ 23,2 και 25,8 τοις εκατό.

Για το λίθιο-7

Το πιο ενδιαφέρον κομμάτι της πυρηνοσύνθεσης είναι η ποσότητα του λιθίου-7 (πυρήνες με 3 πρωτόνια και 4 νετρόνια). Αυτοί οι πυρήνες που παράγονται από πυρηνική σύντηξη μέσα σε μερικά άστρα, αλλά πολύ συχνά αυτοί καταστρέφονται. Πρόσθετοι τρόποι παραγωγής του λιθίου-7 πρέπει να λαμβάνουν  υπόψη τα εξής: Ο Κόσμος είναι γεμάτος με πολύ γρήγορα, υψηλής ενέργειας σωματίδια, κυρίως πρωτόνια, που συνήθως ονομάζονται "κοσμικές ακτίνες". Όταν οι κοσμικές ακτίνες συγκρούονται με το διαστρικό αέριο, ένα από τα πιθανά αποτελέσματα είναι πυρήνες του λίθιου-7.

Ευτυχώς, φαίνεται ότι υπάρχουν κάποια αντικείμενα στο σύμπαν - ακόμα και στο δικό μας Γαλαξία -- στα οποία η πρωταρχική ποσότητα του λιθίου-7 διατηρείται. Αυτά τα αντικείμενα είναι άστρα ιδιαίτερα μεγάλης ηλικίας, και συγκριτικά πολύ ψυχρά. Πώς το ξέρουμε όμως;

Τα άστρα έχουν μια πολυεπίπεδη διάρθρωση - οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης λαμβάνουν χώρα στις εσωτερικές, πιο καυτές περιοχές, αλλά όχι στα ακραία εξωτερικά στρώματα. Συνεπώς, η σύνθεση των ακραίων στρωμάτων θα πρέπει να δείχνει τις αναλογίες των στοιχείων από τα οποία έχει σχηματιστεί το άστρο. Για πολύ παλαιά λοιπόν άστρα, η αναλογία των ποσοτήτων των στοιχείων πρέπει να είναι κοντά στις πρωταρχικές τιμές του νέου σύμπαντος. Για τα νεότερα άστρα, τα οποία έχουν μολυνθεί με τα υλικά που σχηματίστηκαν από τα προϊόντα της σύντηξης των προηγούμενων γενεών, οι αναλογίες θα είναι διαφορετικές.

Με μια συστηματική ανάλυση του φωτός που λήφθηκε από τα ακραία εξωτερικά στρώματα (πιο συγκεκριμένα, των διαφόρων γραμμών εκπομπής και απορρόφησης), οι αστρονόμοι μπορούν να καθορίσουν τις ποσότητες των συστατικών στοιχείων του στρώματος. Η παρουσία στοιχείων όπως είναι το οξυγόνο ή το άζωτο ή, στη συγκεκριμένη περίπτωση, η παρουσία του σιδήρου χρησιμεύουν ως δείκτες της χημικής εξέλιξης: Αξιόλογα ποσά αυτά τα στοιχεία δείχνουν ότι ένα αστέρι είναι νεαρό, το οποίο σχηματίστηκε από τα συντρίμμια των άλλων άστρων . Χαμηλές ποσότητες μας δείχνουν ότι το αστέρι είναι αρκετά παλαιό.

Διάγραμμα για τα νεαρά άστρα, όπου το λίθιο ποικίλει

Για τα νεότερα άστρα - που αναγνωρίζονται από την υψηλή τους περιεκτικότητα σε σίδηρο - οι ποσότητες του λίθιου-7 μπορεί να είναι κατά πολύ διαφορετικές, όπως φαίνεται στο πιο πάνω διάγραμμα, που δείχνει την περιεκτικότητα σε σίδηρο (οριζόντιος άξονας, το αντικείμενο που αναφερόμαστε είναι ο ήλιος μας) ως προς το λίθιο-7 (κάθετος άξονας, η κλίμακα είναι ο αριθμός των πυρήνων του λιθίου-7 ανά πυρήνα υδρογόνου). Αυτό συμβαίνει γιατί η ποσότητα του λιθίου-7 που παράγεται στην αστρική σύντηξη θα ποικίλλει σημαντικά ανάλογα με τη μάζα του άστρου, τη θερμοκρασία και την αρχική του σύνθεση.

Σε αντίθεση, το περιεχόμενο λίθιο-7 για τα περισσότερα από τα παλαιότερα άστρα (άστρα, με εξωτερικά στρώματα που περιέχουν λιγότερο από το 1/10 του σιδήρου του ήλιου μας) είναι περίπου σταθερό, όπως δείχνει το παρακάτω διάγραμμα:

Διάγραμμα για τα παλιά άστρα, όπου το λίθιο είναι σταθερό

Το γεγονός ότι οι ποσότητες του λίθιου-7 για αυτά τα αρχαιότερα άστρα δείχνουν πολύ μικρή διακύμανση (σαν πλάτωμα) είναι ισχυρή ένδειξη ότι, στα πιο εξωτερικά στρώματα αυτών των άστρων, το λίθιο-7 είναι αμόλυντα από την αστρική πυρηνική σύντηξη. Το σταθερό περιεχόμενο του λιθίου έχει δώσει σε αυτά τα άστρα το όνομά τους: Λέγονται άστρα με πλάτωμα-λιθίου ή, εναλλακτικά, άστρα με πλάτωμα Spite (γιατί το ανακάλυψαν οι François και Monique Spite του Γαλλικού Παρατηρητηρίου). Από την αστρική φυσική, μπορεί κανείς να εκτιμήσει ότι είναι μεταξύ 10 και 13 δισεκατομμυρίων ετών - τα πιο αρχαία τέτοια άστρα έχουν περίπου το 95% της ηλικίας του σύμπαντος!

Κατά μέσο όρο, τα αστέρια περιέχουν ένα πυρήνα λίθιου-7 για κάθε 8 δισ. πυρήνες υδρογόνου - ο λόγος των πυρήνων του λιθίου-7 ως προς ένα πυρήνα υδρογόνου είναι κάπου μεταξύ 1.3·10^-10 και 2.0·10^-10, παρόλο που αυτή η εκτίμηση δεν αναμένεται να είναι και πολύ ακριβής. Για παράδειγμα, στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο αναμένεται να μεταναστεύουν σιγά-σιγά προς τα βαθύτερα στρώματα του άστρου, ένα κοσμικό ανάλογο με το φαινόμενο της καθίζησης.

Βάζοντας όλα αυτά μαζί

Οπλισμένοι με τα αποτελέσματα που περιγράφονται παραπάνω, μπορούμε να αντιμετωπίσουμε τις προβλέψεις της πυρηνοσύνθεσης κατά το Big Bang με αστρονομικές παρατηρήσεις.

Συνήθως γίνεται το διάγραμμα των προβλέψεων για κάθε ελαφρύ στοιχείο ως προς το συνολικό αριθμό των πρωτονίων και βαρυονίων στο σύμπαν διαιρεμένου με τον αριθμό των φωτονίων στην Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου. Ο τελευταίος αριθμός παριστάνεται με το ελληνικό γράμμα η.

Ας δούμε το ήλιο-4

Σε αυτό και τα ακόλουθα διαγράμματα, ο οριζόντιος άξονας αντιπροσωπεύει διαφορετικές τιμές του η. Η κλίμακα είναι λογαριθμική. Το 10^-9 αντιστοιχεί σε ένα πρωτόνιο ή νετρόνιο για κάθε 1 δισεκατομμύριο φωτόνια. Η κάθετη χρυσή λουρίδα αντιπροσωπεύει τον πρόσφατο προσδιορισμό του η (6.1 ± 0.2)·10^-10 ) από τις ιδιότητες της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου όπως μετρήθηκε από την αποστολή WMAP.

Επίσης, στο διάγραμμα, ο κάθετος άξονας αντιπροσωπεύει την αναλογία του ηλίου-4. Παραδείγματος χάριν το 0.25 δείχνει ότι οι πυρήνες ηλίου-4 συμβάλλουν στο 25% της συνολικής μάζας όλων των πυρήνων. Η μπλε καμπύλη δείχνει τη θεωρητική πρόβλεψη για αυτήν την αναλογία.

Όπως δείχνει το διάγραμμα, η συντηρητική εκτίμηση που προέρχεται από τις παρατηρήσεις καλύπτει μια πολύ μεγάλη σειρά πιθανών τιμών για το η , το οποίο είναι σύμφωνο και με την πρόβλεψη και με τον προσδιορισμό του η με την αποστολή WMAP.

Το επόμενο διάγραμμα αναφέρεται στο ήλιο-3 και το δευτέριο

Στον κάθετο άξονα η τιμή, για παράδειγμα, του λόγου D/H 10^-4  δείχνει ότι υπάρχει ένας πυρήνας δευτερίου για κάθε 10.000 πυρήνες υδρογόνου. Το πάνω όριο για τον λόγο  ³He/H από τις παρατηρήσεις είναι πλήρως συμβατό με την τιμή του η της αποστολής WMAP, έτσι δεν αλλάζει τίποτα.. Ο λόγος του δευτέριου ως προς το υδρογόνο δείχνει εντυπωσιακή συμφωνία με το η της αποστολής WMAP.

Τέλος, το πιο προβληματικό στοιχείο είναι το λίθιο-7 με το παρακάτω διάγραμμα, που δείχνει την προβλεπόμενη τιμή και την παρατηρούμενη για την αναλογία του λιθίου-7.

Όπως φαίνεται στο διάγραμμα, οι παρατηρηθείσες ποσότητες του λιθίου-7 θα ήταν συνεπής με την χαμηλότερη δυνατή τιμή για το ήλιο-4, αλλά δεν συνδυάζεται με την υψηλότερη τιμή για το ήλιο-4, του δευτέριου και της αποστολής WMAP. Για να το καταλάβουμε πώς γίνεται αυτό, πρέπει να μάθουμε γιατί, στα αστέρια που παρουσιάζουν το πλάτωμα του λιθίου, το λίθιο-7 σήμερα φαίνεται να είναι λιγότερο από το μισό της ποσότητας που υπήρχε στις αρχές του σύμπαντος.

Συμπερασματικά: η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang υποστηρίζεται ένθερμα από τις παρατηρήσεις. Αλλά για το λίθιο-7 και, δευτερευόντως, για τις μάλλον αβέβαιες τιμές για το ήλιο-3, θα χρειαστεί πολλή δουλειά για να προσδιορίσουμε τις πρωταρχικές τιμές, από τις τιμές που παρατηρήθηκαν με μεγαλύτερη ακρίβεια.

Διαβάστε και το άρθρο Ελέγχοντας τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν στο Big Bang για λεπτομέρειες.