Kosmologický problém s lithiem - Cosmological lithium problem

v astronomie, problém s lithiem nebo rozpor lithia odkazuje na rozpor mezi prvotním hojnost z lithium jak je odvozeno z pozorování kovů chudých (Obyvatelstvo II ) halo hvězdy v naší Galaxii a částka, která by teoreticky měla existovat kvůli Nukleosyntéza velkého třesku +WMAP předpovědi hustoty kosmického baryonu CMB. Konkrétně nejuznávanější modely Velkého třesku naznačují, že zejména třikrát tolik prvotního lithia lithium-7, by měl existovat. To kontrastuje s pozorovaným množstvím izotopů vodík (1Ruka 2H ) a hélium (3On a 4On ), které jsou v souladu s předpovědi.[1] Rozpor je zvýrazněn v takzvaném „Schrammově spiknutí“, pojmenovaném na počest astrofyzika David Schramm, který zobrazuje tyto prvotní hojnosti jako funkci obsahu kosmického baryonu ze standardu BBN předpovědi.

Tento „Schrammův spiknutí“[2] líčí prvotní hojnost 4On, D, 3On a 7Li jako funkce obsahu kosmického baryonu ze standardních předpovědí BBN. CMB předpovědi 7Li (úzká svislá pásma, na 95% CL ) a BBN D +4Rozsah shody (širší svislé pásy, 95% CL) by se měl překrývat s pozorovanými množstvím světelných prvků (žluté rámečky), aby byly v souladu. K tomu dochází v 4On a je dobře omezen v D, ale není tomu tak 7Li, kde pozorovaná pozorování Li leží faktor 3–4 pod predikcí BBN + WMAP.

Původ lithia

Minuty po Velkém třesku byl vesmír téměř celý tvořen vodíkem a heliem, se stopovým množstvím lithia a berylia a zanedbatelně malým množstvím všech těžších prvků.[3]

Syntéza lithia ve velkém třesku

Nukleosyntéza velkého třesku produkovala lithium-7 i beryllium-7 a ten druhý skutečně dominuje prvotní syntéze hromadných 7 nuklidů. Na druhou stranu, Velký třesk produkoval lithium-6 na úrovních více než 1000krát menších. 7
4Být
 později se rozpadl přes elektronový záchyt (poločas rozpadu 53,22 dnů) do 7
3Li
, takže pozorovatelná primordiální hojnost lithia je v podstatě součtem prvotních 7
3Li
 a radiogenní lithium z rozpadu 7
4Být
.

Tyto izotopy jsou produkovány reakcemi

3
1H
 		+ 4
2On
 		→ 7
3Li
 		+ 
y
3
2On
 		+ 4
2On
 		→ 7
4Být
 		+ 
y

a zničen

7
4Být
 		+ 
n
  		→ 7
3Li
 		+ 
p
7
3Li
 		+ 
p
  		→ 4
2On
 		+ 4
2On

Lze vypočítat množství lithia generovaného ve Velkém třesku.[4] Vodík-1 je nejhojnější nuklid, obsahující zhruba 92% atomů ve vesmíru, s helium-4 druhý na 8%. Jiné izotopy včetně 2H, 3H, 3On, 6Li, 7Li a 7Buďte mnohem vzácnější; odhadovaná hojnost prvotního lithia je 10−10 vzhledem k vodíku.[5] Vypočítaná hojnost a poměr 1Ruka 4Souhlasí s údaji z pozorování mladých hvězd.[3]

Pobočka P-P II

Viz také: Spalování lithia

Ve hvězdách se lithium-7 vyrábí v a řetězová reakce proton-proton.

Řetězová reakce proton – proton II
3
2On
 		+ 4
2On
 		→ 7
4Být
 		+ 
y
7
4Být
 		+ 
E−
  		→ 7
3Li-
 		+ 
ν
E  		+ 0,861 MeV / 0,383 MeV
7
3Li
 		+ 1
1H
 		→ 2 4
2On

Větev P-P II je dominantní při teplotách od 14 do 23 MK.

Stabilní nuklidy prvních několika prvků

Zjištěné množství lithia

Navzdory nízkému teoretickému množství lithia je skutečné pozorovatelné množství menší než vypočtené množství faktorem 3-4.[6] To kontrastuje s pozorovaným množstvím izotopů vodík (1Ruka 2H ) a hélium (3On a 4On ), které jsou v souladu s předpovědi.[1]

Množství chemických prvků ve sluneční soustavě. Vodík a helium jsou nejčastější zbytky v paradigmatu velkého třesku.[7] Li, Be a B jsou vzácné, protože jsou špatně syntetizovány ve Velkém třesku a také ve hvězdách; hlavním zdrojem těchto prvků je spalace kosmického záření.

Zdá se, že starší hvězdy mají méně lithia, než by měly, a některé mladší hvězdy mají mnohem více.[8] Nedostatek lithia ve starších hvězdách je zjevně způsoben „smícháním“ lithia do vnitřku hvězd, kde je zničen,[9] zatímco lithium se vyrábí v mladších hvězdách. I když transmutuje na dva atomy hélium v důsledku kolize s a proton při teplotách nad 2,4 milionu stupňů Celsia (většina hvězd snadno dosáhne této teploty ve svých interiérech) je lithium hojnější, než by současné výpočty předpovídaly u hvězd pozdější generace.[10][11]

Nova Centauri 2013 je první, u kterého byly nalezeny důkazy o lithiu.[12]

Lithium se také nachází v hnědý trpaslík podhvězdné objekty a určité anomální oranžové hvězdy. Protože lithium je přítomno v chladnějších, méně masivních hnědých trpaslících, ale je zničeno v teplejších červený trpaslík hvězdy, jeho přítomnost ve spektrech hvězd může být použita v „lithiovém testu“ k odlišení těchto dvou, protože obě jsou menší než Slunce.[10][11][13]

Méně lithia ve hvězdách podobných Slunci s planetami

Hvězdy podobné Slunci bez planet mají desetinásobek lithia než hvězdy podobné Slunci s planetami ve vzorku 500 hvězd.[14][15] Povrchové vrstvy Slunce mají méně než 1% lithia původní formace protosolární plynové mraky navzdory tomu, že povrchová konvekční zóna není dostatečně horká na to, aby spálila lithium.[15] Existuje podezření, že gravitační přitažlivost planet může zvýšit rozvíření povrchu hvězdy a vést lithium k žhavějším jádrům, kde spalování lithia dojde.[14][15] Absence lithia by také mohla být způsob, jak najít nové planetární systémy.[14] Tento tvrzený vztah se však stal v komunitě planetární astrofyziky sporným bodem, který je často popírán[16][17] ale také podporováno.[18][19]

Vyšší než očekávané lithium u hvězd chudých na kov

Některé oranžové hvězdy mohou také obsahovat vysokou koncentraci lithia.[20] U těchto oranžových hvězd bylo zjištěno, že mají vyšší než obvyklou koncentraci hmotných předmětů obíhajících lithium - neutronové hvězdy nebo černé díry - jejichž gravitace evidentně táhne těžší lithium na povrch vodíkově-heliové hvězdy, což způsobuje pozorování většího množství lithia.[10]

Navrhovaná řešení

Možná řešení spadají do tří širokých tříd.

Astrofyzikální řešení

Vzhledem k možnosti, že předpovědi BBN jsou zdravé, by naměřená hodnota prvotního množství lithia měla být chybná a astrofyzikální řešení by ji měla revidovat. Například systematické chyby, včetně ionizační korekce a nepřesného stanovení teplot hvězd, mohou ovlivnit poměry Li / H ve hvězdách. Kromě toho zůstává důležitých více pozorování o vyčerpání lithia, protože současné hladiny lithia nemusí odrážet počáteční hojnost hvězdy. Souhrnně lze říci, že aktuálním zaměřením pokroku je přesné měření výskytu prvotní lithia a je možné, že konečná odpověď nespočívá v astrofyzikálních řešeních.[6]

Řešení jaderné fyziky

Když vezmeme v úvahu možnost, že naměřená primordiální hojnost lithia je správná a vychází z Standardní model částicové fyziky a standardní kosmologie znamená problém lithia chyby v předpovědích světelných prvků BBN. Ačkoli standardní BBN spočívá na dobře dané fyzice, slabé a silné interakce jsou pro BBN komplikované, a proto mohou být slabým bodem ve standardním výpočtu BBN.[6]

Za prvé, nesprávné nebo chybějící reakce by mohly vést k problému s lithiem. U nesprávných reakcí leží hlavní myšlenky v revizi průřez chyby a standardní termonukleární rychlosti podle posledních studií.[21][22]

Zadruhé, počínaje od Fred Hoyle objev a rezonance v uhlík-12, důležitý faktor v triple-alfa proces Možnými řešeními lithiového problému se staly rezonanční reakce, z nichž některé se mohly vyhnout experimentální detekci nebo jejichž účinky byly podhodnoceny.[23][24]

Řešení nad rámec standardního modelu

Za předpokladu všech správných výpočtů, řešení mimo existující Standardní model nebo možná bude potřeba standardní kosmologie.[6]

Rozpad temné hmoty a supersymetrie poskytují jednu možnost, ve které scénáře rozpadající se temné hmoty představují bohatou škálu nových procesů, které mohou měnit světelné prvky během a po BBN, a najít dobře motivovaný původ v supersymetrických kosmologiích. S plně funkční Velký hadronový urychlovač (LHC), hodně minimální supersymetrie leží na dosah, což by způsobilo revoluci ve fyzice částic a kosmologii, pokud by byla objevena.[6]

Měnící se základní konstanty může být jedním z možných řešení, a to znamená, že za prvé, atomové přechody v kovech s vysokourudý posuv regiony se mohou chovat odlišně od našich. Kromě toho se mohou standardní spojky a hmotnosti částic lišit; zatřetí, je nutná variace parametrů jaderné fyziky.[6]

Nestandardní kosmologie naznačují variaci poměru baryon k fotonu v různých oblastech. Jeden návrh je výsledkem rozsáhlých nehomogenit v kosmické hustotě, odlišných od homogenity definované v kosmologický princip. Tato možnost však k testování vyžaduje velké množství pozorování.[25]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Hou, S. Q .; On, J. J.; Parikh, A .; Kahl, D .; Bertulani, C. A.; Kajino, T .; Mathews, G.J .; Zhao, G. (2017). "Neobsáhlé statistiky kosmologického lithiového problému". Astrofyzikální deník. 834 (2): 165. arXiv:1701.04149. Bibcode:2017ApJ ... 834..165H. doi:10.3847/1538-4357/834/2/165.
  2. ^ Tanabashi, M .; Hagiwara, K .; Hikasa, K .; Nakamura, K .; Sumino, Y .; et al. (Particle Data Group) (2018-08-17). "Recenze částicové fyziky". Fyzický přehled D. Americká fyzická společnost (APS). 98 (3): 030001. doi:10.1103 / physrevd.98.030001. ISSN  2470-0010. a aktualizace 2019.
  3. ^ A b Langmuir, C.H .; Broecker, W. S. (2012). Jak vybudovat obyvatelnou planetu: Příběh Země od velkého třesku po lidstvo. ISBN  978-0691140063.
  4. ^ Boesgaard, A. M .; Steigman, G. (1985). "Nukleosyntéza velkého třesku - teorie a pozorování". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. Palo Alto, CA. 23: 319–378. Bibcode:1985ARA & A..23..319B. doi:10.1146 / annurev.aa.23.090185.001535. A86-14507 04–90.
  5. ^ Tanabashi, M .; et al. (2018). „Nukleosyntéza velkého třesku“. In Fields, B. D .; Molaro, P .; Sarkar, S. (eds.). Přehled (PDF). Fyzický přehled D. 98. 377–382. doi:10.1103 / PhysRevD.98.030001.
  6. ^ A b C d E F Fields, B. D. (2011). "Prvotní lithiový problém". Výroční přehled jaderné a částicové vědy. 61: 47–68. arXiv:1203.3551. Bibcode:2011ARNPS..61 ... 47F. doi:10.1146 / annurev-nucl-102010-130445.
  7. ^ Stiavelli, M. (2009). Od prvního světla po reionizaci, konec temných věků. Weinheim, Německo: Wiley-VCH. str. 8. Bibcode:2009fflr.book ..... S. ISBN  9783527627370.
  8. ^ Woo, M. (21. února 2017). „Kosmické exploze, které stvořily vesmír“. Země. BBC. Archivováno z původního dne 21. února 2017. Citováno 21. února 2017. Tajemná kosmická továrna vyrábí lithium. Vědci se nyní blíží ke zjištění, odkud pochází
  9. ^ Cain, F. (16. srpna 2006). „Proč se starým hvězdám zdá nedostatek lithia“. Archivováno z původního dne 4. června 2016.
  10. ^ A b C Emsley, J. (2001). Přírodní stavební kameny. Oxford: Oxford University Press. ISBN  978-0-19-850341-5.
  11. ^ A b Cain, F. "Hnědý trpaslík". Vesmír dnes. Archivovány od originál dne 25. února 2011. Citováno 17. listopadu 2009.
  12. ^ „První detekce lithia od explodující hvězdy“. Archivovány od originál dne 1. srpna 2015. Citováno 29. července 2015.
  13. ^ Reid, N. (10. března 2002). "Klasifikace trpaslíků L". Archivovány od originál dne 21. května 2013. Citováno 6. března 2013.
  14. ^ A b C Pletenec, P. (11. listopadu 2009). „Chcete planetu? Možná se budete chtít lithiu vyhnout.“. Objevit.
  15. ^ A b C Israelian, G .; et al. (2009). „Zvýšené vyčerpání lithia ve hvězdách podobných Slunci na oběžných planetách“. Příroda. 462 (7270): 189–191. arXiv:0911.4198. Bibcode:2009Natur.462..189I. doi:10.1038 / nature08483. PMID  19907489. ... potvrdit zvláštní chování Li v efektivním teplotním rozsahu 5600–5900 K ... Zjistili jsme, že obrovská většina hvězd hostitelských planet planeta vážně vyčerpala lithium ... Při vyšších a nižších teplotách se hvězdy planety-hostitele neobjevují ukázat jakékoli zvláštní chování v jejich hojnosti Li.
  16. ^ Baumann, P .; Ramírez, I .; et al. (2010). „Vyčerpání lithia ve hvězdách podobných slunečnímu záření: žádné planetární spojení“. Astronomie a astrofyzika. 519: A87. doi:10.1051/0004-6361/201015137. ISSN  0004-6361.
  17. ^ Ramírez, I .; Fish, J. R .; et al. (2012). „Množství lithia v blízkých trpaslících a subgiantních hvězdách FGK: vnitřní destrukce, galaktický chemický vývoj a exoplanety“. Astrofyzikální deník. 756 (1): 46. doi:10.1088 / 0004-637X / 756/1/46. hdl:2152/34872. ISSN  0004-637X.
  18. ^ Figueira, P .; Faria, J. P .; et al. (2014). „Hostitelé exoplanety odhalují vyčerpání lithia“. Astronomie a astrofyzika. 570: A21. doi:10.1051/0004-6361/201424218. ISSN  0004-6361.
  19. ^ Delgado Mena, E .; Israelian, G .; et al. (2014). „Vyčerpání Li v solárních analogech s exoplanety“. Astronomie a astrofyzika. 562: A92. doi:10.1051/0004-6361/201321493. ISSN  0004-6361.
  20. ^ Li, H .; Aoki, W .; Matsuno, T .; Kumar, Y. Bharat; Shi, J .; Suda, T .; Zhao, G .; Zhao, G. (2018). „Enormní vylepšení Li předcházející červeným obřím fázím v nízkohmotných hvězdách v Halo Mléčné dráhy“. Astrofyzikální deník. 852 (2): L31. arXiv:1801.00090. Bibcode:2018ApJ ... 852L..31L. doi:10.3847 / 2041-8213 / aaa438.
  21. ^ Angulo, C .; Casarejos, E .; Couder, M .; Demaret, P .; Leleux, P .; Vanderbist, F .; Coc, A .; Kiener, J .; Tatischeff, V .; Davinson, T .; Murphy, A. S. (září 2005). „Průřez 7Be (d, p) 2α při energiích velkého třesku a prvotní hojnost 7Li“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 630 (2): L105 – L108. doi:10.1086/491732. ISSN  0004-637X.
  22. ^ Boyd, Richard N .; Brune, Carl R .; Fuller, George M .; Smith, Christel J. (listopad 2010). „Nová jaderná fyzika pro nukleosyntézu velkého třesku“. Fyzický přehled D. 82 (10): 105005. arXiv:1008.0848. doi:10.1103 / PhysRevD.82.105005. ISSN  1550-7998.
  23. ^ Hammache, F .; Coc, A .; de Séréville, N .; Stefan, I .; Roussel, P .; Ancelin, S .; Assié, M .; Audouin, L .; Beaumel, D .; Franchoo, S .; Fernandez-Dominguez, B. (prosinec 2013). „Hledání nových rezonančních stavů v 10C a 11C a jejich dopad na kosmologický lithiový problém“. Fyzický přehled C.. 88 (6): 062802. arXiv:1312.0894. doi:10.1103 / PhysRevC.88.062802. ISSN  0556-2813.
  24. ^ O'Malley, P. D .; Bardayan, D. W .; Adekola, A. S .; Ahn, S .; Chae, K. Y .; Cizewski, J. A.; Graves, S .; Howard, M.E .; Jones, K. L .; Kozub, R.L .; Lindhardt, L. (říjen 2011). „Hledejte rezonanční vylepšení reakce 7Be + d a prvotních hojností 7Li“. Fyzický přehled C.. 84 (4): 042801. doi:10.1103 / PhysRevC.84.042801. ISSN  0556-2813.
  25. ^ Držák, Gilbert P .; Nollett, Kenneth M .; van Engelen, Alexander (červen 2010). „O možné změně kosmologické frakce baryonů“. Astrofyzikální deník. 716 (2): 907–913. doi:10.1088 / 0004-637X / 716/2/907. ISSN  0004-637X.