Ελέγχοντας τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν στο Big Bang
Μέρος 1ον

Άρθρο, Ιούλιος 2008

1o μέρος, 2o μέρος, 3o μέρος, 4o μέρος

Οι μετρήσεις της ποσότητας του λιθίου στο σύμπαν σε συνδυασμό με ακριβή δεδομένα από την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου αποτελούν μια πρόκληση για την κατανόηση τόσο της αστρικής αστροφυσικής και πιθανώς ακόμη και της ίδιας της πυρηνοσύνθεσης κατά το Big Bang (BBN) όπως εξηγείται παρακάτω.

Η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang έγινε στα πρώτα 3 λεπτά της ιστορίας του Κόσμου και είναι υπεύθυνη κατά μεγάλο μέρος για τις αναλογίες του υδρογόνου, του δευτέριου), του ηλίου-3, και του ηλίου-4, στο σύμπαν. Παρόλο που το ήλιο-4 εξακολουθεί να παράγεται και από άλλους μηχανισμούς (όπως στις συντήξεις μέσα στα άστρα και στην άλφα διάσπαση) και ίχνη υδρογόνου παράγονται από βομβαρδισμούς και ορισμένα είδη ραδιενεργών διασπάσεων (εκπομπή πρωτονίων και νετρονίων), το μεγαλύτερο μέρος της μάζας αυτών των ισοτόπων στο σύμπαν, αλλά και όλα τα ασήμαντα ίχνη από το δευτέριο και το ήλιο-3 στο σύμπαν, που παράγονται από σπάνιες διαδικασίες, θεωρούνται ότι έχουν παραχθεί κατά το Big Bang.

Οι πυρήνες των ελαφρών αυτών στοιχείων, μαζί με κάποιες ποσότητες λιθίου-7 και βηρυλλίου-7, πιστεύεται ότι έχουν σχηματιστεί όταν το σύμπαν ήταν ηλικίας μεταξύ 100 και 300 δευτερολέπτων, μόλις το πρωταρχικό πλάσμα κουάρκ-γκλουονίων πάγωσε για να σχηματίσει πρωτόνια και νετρόνια. Λόγω της πολύ μικρής χρονικής περιόδου κατά την οποία έγινε η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang, προτού αυτή σταματήσει λόγω της διαστολής και της ψύξης, κανένα στοιχείο βαρύτερο από το λίθιο δεν θα μπορούσε να σχηματιστεί. Το γεγονός ότι τα στοιχεία αυτά έγιναν γύρω από την αρχή του χρόνου είναι σίγουρα ένα από τα πιο συναρπαστικά γεγονότα στην αστροφυσική.

Από την άλλη, τα βαρύτερα στοιχεία όπως είναι το άζωτο και το οξυγόνο που αναπνέουμε, ο άνθρακας που σχηματίζει όλες τις οργανικές ενώσεις και καθιστά έτσι δυνατή τη βιοχημεία, καθώς και το ασβέστιο στα οστά μας έχουν μια εντυπωσιακή κοινή ιδιότητα: έχουν όλα παραχθεί μέσα στα πολύ παλιά άστρα, που τώρα δεν υπάρχουν πια. Μάλιστα, το ίδιο ισχύει και για το σύνολο σχεδόν των χημικών στοιχείων που συναντούμε στη καθημερινή ζωή, από τα πλέον σπάνια αέρια έως τα βαρύτερα μέταλλα.

Η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang (BBN) ξεκίνησε όταν το σύμπαν είχε ψυχθεί επαρκώς ώστε τα πρωτόνια και νετρόνια, τα οποία μόλις είχαν σχηματιστεί από το πρωταρχικό πλάσμα, ήταν σε θέση να συνδεθούν σε πυρήνες δευτερίου. Το δευτέριο, στη συνέχεια υπέστη περαιτέρω πυρηνικές αντιδράσεις οπότε σχηματίστηκαν πυρήνες ηλίου-4 (που ο κάθε ένας περιέχει δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια), μαζί με μικροσκοπικές ποσότητες δευτερίου, ηλίου-3 και λιθίου-7. Μάλιστα, μέχρι το τέλος της BBN (δηλαδή σε περίοδο λίγων λεπτών) το 1/4 της συνήθους ύλης στο Σύμπαν είχε μετατραπεί σε ήλιο-4, ενώ όλη ή άλλη ύλη - εκτός ενός μικροσκοπικού κλάσματος - έμεινε στη μορφή του υδρογόνου.

Όπως περιγράφεται από τον Αϊνστάιν στη γενική θεωρία της σχετικότητας, ο ρυθμός διαστολής εξαρτάται από την ποσότητα της μάζας και ενέργειας που περιέχει το σύμπαν περιέχει, γι αυτό κι έχει μεγάλη σημασία η ποσότητα της ύλης στο σύμπαν, άρα και των στοιχείων κατά την BBN.

Το μοντέλο της πυρηνοσύνθεσης κατά το Big Bang μας επιτρέπει να υπολογίσουμε την ολική βαρυονική πυκνότητα στο σύμπαν από κάθε ελαφρό στοιχείο : από το δευτέριο, από το ήλιο-3, από το ήλιο-4 και από το λίθιο-7. Μετρώντας λοιπόν τις αναλογίες (ποσότητες) των ελαφρών στοιχείων σήμερα , οι αστρονόμοι μπορούν να συμπεράνουν τα γεγονότα που συνέβησαν όταν το σύμπαν ήταν ηλικίας λίγων λεπτών μόνο.

Επειδή, οι μετρήσεις της ποσότητας του ηλίου-4 στο σύμπαν, όπως μετρήθηκε κατά τη δεκαετία του 1990 από ανεξάρτητες ομάδες, δεν συμφωνούν με τους υπολογισμούς της BBN, αυτό πιθανώς δείχνει ότι έχουν υποτιμηθεί κάποιες αβεβαιότητες στις μετρήσεις. Η ποσότητα του δευτερίου μετρήθηκε σε οκτώ διαφορετικές τοποθεσίες, και επίσης διαφέρει σε κάποιο βαθμό με την BBN,, ενώ οι μετρήσεις του πρωταρχικού ηλίου-3 στο πρώιμο σύμπαν είναι πολύ δύσκολο να περιορίσουν την πυκνότητα των βαρυονίων. Τέλος, η μετρούμενη ποσότητα του λιθίου υπονοεί μια βαρυονική πυκνότητα που είναι σε σύγκρουση με τον ανεξάρτητο καθορισμό όπως μετρήθηκε από την αποστολή WMAP, αν και η διαφορά αυτή θα μπορούσε να προκύψει από κάποια άγνωστη αστροφυσική διαδικασία.

Πως λειτούργησε η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang

Σχήμα 1

Πριν τη BBN - όταν το σύμπαν ήταν μικρότερο από 1 δευτερόλεπτο - η ύλη και η ενέργεια υπήρχε με τη μορφή του θερμού, και πυκνού αερίου από θεμελιώδη σωματίδια. Καθώς το σύμπαν ψύχθηκε, γεμίζουν το σύμπαν σωματίδια με ολοένα μικρότερη ενέργεια, έτσι ώστε μετά από 1 s μόνο βρίσκουμε πρωτόνια, νετρόνια και ελαφρύτερα σταθερά σωματίδια. Ασθενείς αλληλεπιδράσεις μεταξύ πρωτονίων και νετρονίων και των πολύ ελαφρύτερων ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων και νετρίνων διατήρησε τη θερμική ισορροπία, που σταθεροποίησε το σχετικό αριθμό των πρωτονίων και νετρονίων σε μια συγκεκριμένη τιμή. Μετά από αυτό, η θερμοκρασία του αερίου μειώθηκε σε περίπου 8 δισ, Κέλβιν, μποδίζοντας έτσι την περαιτέρω ασθενή αλληλεπίδραση. Από αυτή τη στιγμή και μετά, παρέμεινε ένα νετρόνιο για κάθε έξι πρωτόνια (δηλαδή πυρήνες υδρογόνου, ¹H).

Κατά τα επόμενα λίγα λεπτά, σχηματίζονται κι άλλοι πυρήνες. Οι πυρήνες δευτερίου (²H) παρήχθησαν από συγκρούσεις μεταξύ πρωτονίων και νετρονίων, ενώ περαιτέρω πυρηνικές συγκρούσεις οδήγησαν το κάθε νετρόνιο σε μπλοκάρισμα ενός πρωτονίου για να σχηματίσουν τον πιο ελαφρύ σφικτό πυρήνα: του ηλίου-4. Η διαδικασία αυτή ολοκληρώθηκε μετά από περίπου πέντε λεπτά, όταν το σύμπαν ήταν πολύ ψυχρό για να συνεχιστούν οι πυρηνικές αντιδράσεις. Είχαν δε παραχθεί και μικροσκοπικά ποσά δευτερίου, ηλίου-3 και βηρυλλίου-7 ως υποπροϊόντα, με το τελευταίο να υποστεί βήτα διάσπαση σχηματίζοντας λίθιο-7. Σχεδόν όλα τα πρωτόνια που δεν είχαν ενσωματωθεί στους πυρήνες ηλίου-4 παρέμεινε ως ελεύθερα σωματίδια, και αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο το Σύμπαν περιέχει κοντά στο 25% ήλιο και στο 75% υδρογόνο, παντού όπου βλέπουμε. Οι άλλοι πυρήνες είναι λιγότεροι κατά πολλές τάξεις μεγέθους.

Με τη μέτρηση της έντασης των φασματικών γραμμών στα φάσματα των αστροφυσικών αντικειμένων, οι αστρονόμοι μπορούν να συμπεράνουν τον αριθμό των πυρήνων ενός συγκεκριμένου τύπου για κάθε πυρήνα υδρογόνου. Αυτή η αφθονία των πυρήνων που δημιουργήθηκε κατά τη διάρκεια της BBN εξαρτάται από την πυκνότητα της ύλης (ή πυκνότητα βαρυονίων) κατά τη διάρκεια αυτών των πρώτων λίγων λεπτών, που μπορεί να σχετίζεται άμεσα με την πυκνότητα των βαρυονίων που βλέπουμε σήμερα. Οποιαδήποτε επίδραση ή φαινόμενο που άλλαξε την πρώιμη θερμική εξέλιξη του σύμπαντος ή τις αλληλεπιδράσεις μεταξύ των πυρήνων θα έχει αφήσει ίχνη πάνω στην ποσότητα των στοιχείων, πράγμα που σημαίνει ότι η BBN είναι ένας σημαντικός δέκτης του πρώιμου σύμπαντος.

Αν υποθέσουμε ότι ήταν παρόντα κατά τη διάρκεια της BBN μόνο τα σωματίδια και οι δυνάμεις που περιέχονται στο Στάνταρτ Μοντέλο της σωματιδιακής φυσικής, τότε η πυκνότητα των βαρυονίων όπως μετρήθηκε από την αποστολή WMAP της  NASA  (και επιβεβαιώνεται από την αναλογία του δευτερίου), καθορίζει την αρχική χημική σύνθεση του σύμπαντος: η πλειοψηφία είναι υδρογόνο, με περίπου ανά 1 άτομο υδρογόνου να έχουμε 0,08 άτομα ηλίου-4, 10^–5 άτομα δευτερίου, 10^–5 άτομα ηλίου-3 και 10^–10 άτομα λιθίου. Πέραν αυτών δεν έχει ανιχνευτεί οποιαδήποτε ποσότητα οτιδήποτε άλλου στοιχείου. Όλα τα άλλα στοιχεία που συνθέτουν τον κόσμο ήρθαν πολύ αργότερα μέσα στα άστρα ή στις συγκρούσεις της κοσμικής ακτινοβολίας.

Δεδομένου ότι η ποσότητα αυτών των πυρήνων που παράγονται εξαρτάται από την θερμοκρασία και την πυκνότητα του σύμπαντος, όταν αυτό ήταν ηλικίας μόλις λίγων λεπτών, μπορούμε να χειριστούμε την πρώιμη εξέλιξη μετρώντας την σχετική ποσότητα τους σήμερα. Ειδικότερα, τα μοντέλα της BBN προσφέρουν μια εκτίμηση της μέσης βαρυονικής πυκνότητας του σύμπαντος, η οποία αποτελεί μια θεμελιώδη παράμετρο για την κοσμολογία. Γνωρίζουμε από μετρήσεις της κίνησης των γαλαξιών ότι η συνολική πυκνότητα της μάζας του σύμπαντος είναι εξαπλάσια της πυκνότητας των βαρυονίων, όπως έχει συναχθεί από τη BBN, κάτι που δηλώνει σαφώς ότι το μεγαλύτερο μέρος της ύλης στο σύμπαν δεν είναι κατασκευασμένα από απλά βαρυονικά υλικά, που περιέχουν πρωτόνια και νετρόνια, αλλά από κάτι πιο μυστηριώδης που ονομάζεται σκοτεινή ύλη.

Τέτοιες διαφωνίες μεταξύ της BBN και του πειράματος θα μπορούσε επίσης να κρύβουν νέες φυσικές διεργασίες που ενδέχεται να ήταν ενεργές κατά τη διάρκεια της πυρηνοσύνθεσης. Για παράδειγμα, αν θεμελιώδη σωματίδια που δεν έχουν ποτέ φανεί στο εργαστήριο ήταν παρόντα στις αρχές του σύμπαντος, τότε τα αποτελέσματά τους μπορεί να είναι διακριτά στην αναλογία των στοιχείων που παρατηρούμε σήμερα. Για τους λόγους αυτούς, η BBN είναι ζωτικής σημασίας για τις μελέτες όλης της δομής του Σύμπαντος, την ιστορία της ύλης, από το Big Bang, και την στενή σύνδεση μεταξύ της φυσικής των σωματιδίων και την κοσμολογία.

Παρά την επιτυχία της στον καθορισμό της βαρυονικής πυκνότητας του σύμπαντος και στην εξήγηση της μεγάλης αναλογίας του ηλίου που παρατηρούμε, η πυρηνοσύνθεση κατά το Big Bang (BBN) εξακολουθεί να αντιμετωπίζει σοβαρές προκλήσεις. Οι πρόσφατες μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας, η οποία αποκαλύπτει το Σύμπαν όπως ήταν όταν σχηματίστηκαν τα άτομα, περίπου, 380.000 χρόνια μετά το Big Bang, και της μεγάλης κλίμακας κατανομής των γαλαξιών έχει αυξηθεί σε μεγάλο βαθμό η ακρίβεια των κοσμολογικών δεδομένων. Μέχρι στιγμής φαίνεται ότι η παρατηρούμενη αρχική αναλογία των στοιχείων - ιδίως εκείνη του λιθίου - δεν συμπίπτουν απόλυτα με την θεωρία BBN. Ο στόχος τώρα είναι να κάνουμε τη BBN να συμφωνεί με τις νέες ακριβείς μετρήσεις της κοσμολογίας, και να κατανοήσουμε καλύτερα τα αστροφυσικά περιβάλλονταμ όπου παρατηρείται η πρωταρχική αναλογία των στοιχείων.

1o μέρος, 2o μέρος, 3o μέρος, 4o μέρος

Πηγή: physicsworld, wikipedia κλπ