Космологический нуклеосинтез гелия. Часть 2

(1.51)

Таким образом, для оценки окончательного значения концентраций а-частиц нужно проследить изменение концентрации нейтронов и эффективности фоторасщепления (1.51) в период эффективного протекания реакций (1.49), (1.50). Здесь мы ограничимся полуколичественными оценками, детально же этот вопрос рассмотрен в [14,34].

Рассмотрим прежде всего качественный ход относительной концентрации нейтронов в зависимости от температуры Ти Метагалактики или времени, прошедшего от начала расширения tu. Как уже было отмечено выше, эти величины во фридмановской модели связаны следущим соотношением (1.30). При очень высоких температурах Ти > TUpC2Ik ~ 1013 К различие в свойствах протонов и нейтронов слабо сказывается и отношение концентраций nn/rip ~ 1. Однако по мере приближения температуры Ти к значению Tn ~ A^rc2/fc, где Am^ = mn - тр к 1,3 МэВ начинает играть роль большая масса нейтрона по сравнению с массой протона. Различие в концентрациях обусловлено тем, что протоны и нейтроны находятся в состоянии термодинамического равновесия, когда концентрации обусловливаются фактором Больцмана. Тогда относительная концентрация

(1.52)

Фактор (1.52) имеет значение порядка 1 при кТи 3> ArriffC2, но он начинает резко уменьшаться при кТи Arajvc2. Это рассуждение основывалось на существовании статистического равновесия, т. е. существовании реакций взаимных переходов протонов и нейтронов.

Рис. Зависимость относительной доли нейтронов , "? . от времени Ти: 1 — расчет при реальном значении феноменологической константы слабого взаимодействия aw, 2 — расчет при а'ш — 10аш, 3 — расчет при

Детальный анализ показывает, что в области кТи ^ Атп^с2 процессами, определяющими взаимные переходы протонов и нейтронов, являются реакции, обусловленные слабыми токами

(1.53)

которые протекали в интервале времени 0,1 < и < 1 с (1010 < Tn < 3 х 10ю К). При tu ^ 10 вследствие уменьшенной концентрации нуклонов нейтрино практически без взаимодействия проходят Метагалактику. Равновесие нарушается и отношение пп/пр остается почти постоянным до наступления эры нуклеосинтеза, т. е. до момента, когда реакция расщепления дейтона фотонами реликтового излучения становится неэффективной, тогда все нейтроны переходят в а-частицы согласно реакциям типа (1.49, 1.50). На рис. 1.9 показана зависимость относительной доли нейтронов , > от времени Ти, а стрелкой указан период эффек-тивного нуклеосинтеза. Отношение концентраций по массе гелия и протонов равно удвоенному отношению , >, т. е. составляет

приблизительно25%, что хорошо согласуется с экспериментальными данными, что при отсутствии альтернативных объяснений большого содержания гелия свидетельствует в пользу того, что вплоть до времени tu ~ 0,1 -f- 1 с основные положения модели горячей Метагалактики соответствуют реальной картине мира.

 

Другие части:

Космологический нуклеосинтез гелия. Часть 1

Космологический нуклеосинтез гелия. Часть 2