Alkuräjähdyksen ydinsynteesi

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Alkuräjähdyksen ydinsynteesi (engl. Big Bang nucleosynthesis eli BBN) tarkoittaa kosmologiassa kaikkeuden varhaisen vaiheen aikana pian alkuräjähdyksen jälkeen tapahtunutta ydinsynteesiä eli atomiytimien muodostumista fuusioitumalla. Syntyneitä ytimiä olivat tavallisen vety-ytimen 1H lisäksi deuterium eli 2H, helium-isotoopit 3He ja 4He, 1H ja litium-isotooppi 7Li. Ydinsynteesi oli mahdollista, koska maailmankaikkeuden lämpötila oli tuolloin sopivan korkea ydinfuusioon, mutta tarpeeksi matala, jotta syntyneet ytimet myös pysyvät stabiileina. Kaikkeuden lämpötila oli ydinsynteesin alussa noin 10 miljardia astetta, mutta viileni nopeasti kaikkeuden laajetessa, jolloin ydinsynteesi tuli mahdolliseksi.[1] Teorian keksijänä pidetään George Gamovia.

Alkuräjähdyksen ydinsynteesi alkoi noin sekunnin alkuräjähdyksen jälkeen ja kesti noin kolme minuuttia. Sen jälkeen maailmankaikkeuden lämpötila ja tiheys laskivat alle ydinfuusioon tarvittavan tason. Ydinsynteesin lyhyt kesto on tärkeä asia, sillä se esti berylliumia raskaampien aineiden muodostumisen ja jätti kevyitä aineita kuten deuterium jäljelle.

Fotonien lukumäärä suhteessa baryonien lukumäärään mahdollistaa ydinsynteesin tuloksen laskemisen. Tämä parametri kuvaa olosuhteita, joissa ydinfuusio tapahtui. Tästä voimme johtaa ydinten suhteelliset runsaudet. Näin saadaan seuraavat suhteelliset osuudet kokonaismassasta: 1H noin 75 %, 4He noin 24 %, deuterium noin 0,01 % ja litiumia ja berylliumia luokkaa 10−10 eikä muita ytimiä. Nämä runsaudet ovat yhdenmukaiset havaintojen kanssa.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Elina Sihvola: Lectio praecursoria Viitattu 10.11.2007.
Tämä fysiikkaan liittyvä artikkeli on tynkä. Voit auttaa Wikipediaa laajentamalla artikkelia.