Hidrógeno es el elemento más abundante en la naturaleza. ¿Nucleosíntesis cosmológica proporciona una explicación de por qué es este el caso? ¿Es la explicación cuantitativa precisa?
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En las fases iniciales del big bang sólo las partes constituyentes de los nucleones (quarks y anti-quarks), además de los leptones (por ejemplo, electrones, positrones) y la luz existió. Como el universo se expande y se enfría, los quarks fueron capaces de combinar y formar los bloques básicos de construcción de núcleos (protones y neutrones). Un protón es, por supuesto, un núcleo de hidrógeno; cualquiera de los elementos pesados necesarios para ser construido por la fusión de protones.
Los protones tienen carga positiva y se repelen fuertemente. A fin de fusionar los protones y hacer helio requiere de alta energía y de las temperaturas y de la etapa intermedia de la formación de deuterones - una de protones más neutrones obligado par.
La razón por la que la mayoría de los protones no fusible de esta manera es triple.
El pequeño exceso de masa del neutrón en comparación con el de protones significa que el equilibrio de las reacciones que producen los nucleones terminan produciendo cerca de seis veces el número de protones y neutrones.
Neutrones libres luego del decaimiento en protones en escalas de tiempo de minutos, lo que aumenta aún más esta relación a alrededor de siete.
El deuteron es débilmente enlazados, por lo que hay sólo una ventana limitada de tiempo entre el momento en que es demasiado caliente para permanecer atado (antes de 10s después del big bang) y cuando es demasiado cool para obtener deuterones a fusionan para convertirse en helio (a unos 10 minutos después del big bang).
De estas cosas, por mucho, el factor más importante es la #1 y esta es, fundamentalmente, la respuesta a su pregunta. Es porque el neutrón es más masa que el protón. Todos los núcleos más pesados deben contener los neutrones debido a la repulsión de Coulomb entre dos o más protones es demasiado fuerte para formar núcleos estable sin ellos. Por el final de big bang de la nucleosíntesis, esencialmente todos los neutrones disponibles terminan en núcleos de helio (con trazas de deuterones y núcleos de litio) y por tanto el H/Él relación termina a las 12 protones por cada núcleo Él (2 protones y 2 neutrones).
Es esta cuantitativamente precisa? Bueno, mi figura, de 12 de protones por cada núcleo Él, o del 75% en masa, es un poco handwaving. Un modelo detallado debe tomar en cuenta en una forma más precisa la evolución de la temperatura del universo, los diferentes (menores) nucleosynthetic vías, photodisintegration y así, pero sí, los modelos proporcionan una predicción precisa de la H/Él (y de la especie menor) al final de cosmológica de la nucleosíntesis. Hay pequeñas incertidumbres en la neutrones toda la vida, las diversas reacción secciones transversales y así sucesivamente, pero el más importante de la incertidumbre es que hay un importante "parámetro libre" - la de bariones para fotones de relación que deben ser corregidos. Esto puede ser limitada por exigente que un valor constante de este número puede explicar todas las medido primordial de la abundancia ratios (Él/H, Li/H, D/H, $^3$/H) o puede ser encontrado de otros cosmológico medidas (como las de la radiación cósmica de fondo de microondas). Los actuales niveles de incertidumbre en la fracción de masa de hidrógeno producido en la (estándar) big bang son significativamente menores que 1% (por ejemplo, Peimbert 2008). Coc et al. (2013) el uso de Planck restricciones en la bariones para fotones de la relación y de estima un estándar del big-bang, Él/H relación de la masa de $0.2463\pm 0.0003$. Uno podría considerar la posibilidad de añadir a esta modelo estándar - por ejemplo, cambiar el número de neutrinos familias, han descomposición de partículas de materia oscura en el universo temprano y así sucesivamente, pero parece difícil cambiar la fracción de masa de hidrógeno en más de 1% sin perturbar la concordancia con otras observaciones.
Un último punto a tener en cuenta es que muy poco de este cosmológico material ha encontrado su camino en las estrellas (tal vez 10%), y de que, gran parte de ella está todavía en la misma (baja masa) estrellas que se formaron. La cantidad de "procesado" material compuesto de elementos más pesados, en fusión de hidrógeno en las estrellas, que ha enriquecido la cosmológica material es por lo tanto relativamente pequeña del orden de 1%. De modo que el predominio de hidrógeno desde el big-bang no ha cambiado mucho.
Esta última propiedad puede ser utilizada para probar el modelo completo. Mirando en el que Él/H relación de como vamos "en el tiempo", podemos ver si el primordial de la relación de los partidos que la predicha por el big-bang. En la práctica esto se puede hacer mediante la estimación de la Él/H proporción en las estrellas más viejas o por la estimación de que Él/H en el medio interestelar de la mayoría de los pobres en metal galaxias. Estas mediciones son más inciertas que las predicciones de arriba, pero son razonablemente de acuerdo con ellos. Un ejemplo sería Izotov & Thuan (2010), quienes estiman que el primordial Él/H relación de la masa de $0.2565 \pm 0.005$ de pobres en metal galaxias - acerca de dos (pequeño) barras de error mayor que la predicción anterior.
Louise
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986
Entre t=$10^{-12}$ y t=$10^{-6}$ segundos, el universo estaba lleno de un plasma de quarks-gluones. Las temperaturas eran demasiado altos para los mesones y bariones (como los protones y los neutrones) estando obligado, en caso de que brevemente forma.
Luego, entre t=$10^{-6}$ y 1 segundo, durante la "Colisionador de la época," la temperatura era lo suficientemente bajo para que los quarks que pegadas podría permanecer juntos. Estadísticamente, la más sencilla de configuraciones estables fueron los protones y los neutrones, de modo que es como la mayoría de los quarks terminó atado.
Durante los próximos 200 segundos, las temperaturas estaban todavía lo suficientemente alta como para las reacciones nucleares, por lo que alrededor de una cuarta parte de los bariones (protones y neutrones) se unen en helio y trazas de otros elementos).
Durante las próximas horas, cualquier resto de neutrones decayó en protones y electrones y neutrinos).
Y eso es más o menos donde estamos. Solo los protones H$^+$ (iones de hidrógeno) y aquellos que se combinan con los electrones son H (átomos de hidrógeno).
ChrisA
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219
Nucleosíntesis cosmológica equipan una contabilidad muy precisa de la cantidad de hidrógeno y helio en el universo observable. La satisfactoria correspondencia entre las cantidades observadas y los montos predichos por el modelo estándar de big bang es una de las principales razones para la aceptación generalizada de la validez del modelo de big bang.
Libro "los primeros tres minutos" de Weinberg proporciona una excelente descripción de estos procesos y es muy recomendable.
