Big Bang Nucleosynthesis

ビッグバン元素合成

ビッグバン核合成（BBN）は、ビッグバン後約1秒から20分の間の短い期間を指し、その間に宇宙は核融合が最初の安定した水素、ヘリウム、少量のリチウムの核を合成するのに十分な高温・高密度でした。この時代の終わりまでに、初期宇宙の基本的な化学組成が設定され、数十億年後に星がより重い元素を作り出すまで続きました。

1. なぜBBNが重要か

  1. ビッグバンモデルの検証
    軽元素（水素、ヘリウム、重水素、リチウム）の予測される存在比は、古代のほぼ純粋なガス雲の観測と比較できます。強い一致は私たちの宇宙論モデルの直接的な検証を提供します。
  2. バリオン密度の確立
    原始重水素の測定は、宇宙に存在するバリオン（すなわち陽子と中性子）の数を決定するのに役立ち、これはより広範な宇宙論理論の重要な入力となります。
  3. 初期宇宙物理学
    BBNは極端な温度と密度を探り、現代の実験室では再現できない粒子物理学の一端を垣間見せます。

2. 舞台設定：核合成前の宇宙

  • インフレーションの終わり
    宇宙のインフレーションが終わった後、宇宙は高温で高密度の粒子（光子、クォーク、ニュートリノ、電子など）のプラズマでした。
  • 冷却
    宇宙が膨張するにつれて温度は約1012 K（100 MeVのエネルギー）以下に下がり、クォークが陽子と中性子に結合できるようになりました。
  • 中性子-陽子比
    自由中性子と陽子は弱い相互作用を介して相互変換していました。宇宙があるエネルギー閾値以下に冷えると、これらの相互作用は凍結し、中性子対陽子（n/p）比は約1中性子に対して6～7陽子に設定されました。この比率は最終的に形成されるヘリウムの量に大きく影響しました。

3. ビッグバン核合成のタイムライン

  1. 約1秒から1分まで
    温度は非常に高いままでした（1010 Kから109 K）。ニュートリノはプラズマからデカップリングし、n/p比はほぼ固定されました。
  2. 1分以降
    宇宙が約109 K（およそ0.1 MeV）まで冷えると、陽子と中性子が融合して重水素（一つの陽子と一つの中性子を持つ核）を形成し始めました。しかし、このエネルギーの光子はまだ重水素を分解することができました。宇宙がさらに冷えることで、重水素はより安定し、さらなる融合過程が可能になりました。
  3. 核合成のピーク（約3～20分）
    • 重水素の融合
      安定した重水素核が形成されると、すぐにヘリウム3とトリチウム（水素3）に融合しました。
    • ヘリウム4の形成
      ヘリウム3とトリチウムは、他の陽子や中性子（または互いに）と結合してヘリウム4（二つの陽子＋二つの中性子）を形成することができました。
    • 微量のリチウム
      リチウム7の微量も様々な核融合や崩壊過程を通じて生成されました。
  4. BBNの終了
    約20分後、宇宙の密度と温度が持続的な核融合に対して低すぎる状態になりました。この時点で軽元素の存在比は事実上「固定」されました。

4. 主要な核反応

同位体をより簡単な形で表しましょう:

  • H（水素-1）：陽子1個
  • D（重水素、または水素-2）：陽子1個 + 中性子1個
  • T（三重水素、または水素-3）：陽子1個 + 中性子2個
  • He-3（ヘリウム-3）：陽子2個 + 中性子1個
  • He-4（ヘリウム-4）：陽子2個 + 中性子2個
  • Li-7（リチウム-7）：陽子3個 + 中性子4個

4.1. 重水素（D）形成

  • 陽子（p）+ 中性子（n）→ 重水素（D）+ 光子（γ）
    この段階は当初、高エネルギーの光子によって重水素が分解されるため妨げられていました。さらなる冷却が進んで初めて重水素は生き残ることができました。

4.2. ヘリウムの生成

  • D + D → He-3 + n（またはT + p）
  • He-3 + n → He-4（中間反応を経て）
  • T + p → He-4

重水素が安定するとすぐに、それは急速にヘリウム-4に融合しました。ヘリウム-4は最も安定した軽い核（ただし水素を除く）で、2つの陽子と2つの中性子を含みます。

4.3. リチウム合成

一部のヘリウム-4核は三重水素またはヘリウム-3と結合してベリリウム-7（Be-7）を形成し、それがリチウム-7（Li-7）に崩壊しました。生成されたLi-7の全体量は水素やヘリウムに比べて非常に少なかったです。

5. 最終的な存在比

BBNの終わりまでに、宇宙の軽元素の組成はおおよそ次の通りでした：

  • 水素-1：質量比で約75％
  • ヘリウム-4：質量比で約25％
  • 重水素：水素に対して約105分の数のオーダー
  • ヘリウム3：さらに少ない
  • リチウム7：水素に対して約109分の数または1010分の数のオーダー

これらの比率は数十億年の星の過程でわずかに変化しましたが、星の核合成がほとんどない領域（例えば特定の古いガス雲）では、原始的な比率が大部分保存されています。

6. 観測的証拠

  1. ヘリウム4の測定
    天文学者は金属量の少ない矮小銀河のヘリウム存在比を調べ、質量比で24〜25％に近い値を見つけ、BBNの予測と一致しています。
  2. 重水素は「バリオメーター」として
    重水素の存在比は陽子と中性子の数に非常に敏感です。遠方のガス雲（クエーサー吸収線を用いて）の重水素観測は宇宙のバリオン密度を決定するのに役立ちます。これらの測定は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データと密接に一致し、標準宇宙論モデルを強化しています。
  3. リチウム問題
    ヘリウムと重水素の測定値は予測とよく合うものの、リチウム7については不一致があります。古い星で観測される量は予測よりも少なく、これを「リチウム問題」と呼びます。可能な説明には、星内でのリチウム破壊、核反応率の不正確さ、または未発見の物理が含まれます。

7. なぜBBNが宇宙論の中心なのか

  • ビッグバンの相互検証
    BBNは標準モデルの明確な検証を提供します。なぜなら、軽元素の特定の存在比を予測し、観測はヘリウムと重水素についてこれらの予測と非常によく一致しているからです。
  • CMBとの整合性
    BBNから推定されるバリオン密度は、CMBの温度変動の詳細な研究から得られたものと一致しており、ビッグバンの枠組みを強力かつ独立して裏付けています。
  • 新物理に対する制約
    高温での粒子物理に対するBBNの感度は、原始元素生成を変えたかもしれない異常な粒子、追加のニュートリノ種、または基本定数の微妙な変化を明らかにしたり排除したりすることができます。

8. 大きな視点：宇宙の進化

BBNの時代が終わった後、宇宙は拡大と冷却を続けました:

  • 中性原子の形成
    約38万年後、電子と原子核が結合し、宇宙マイクロ波背景放射が生まれました。
  • 星と銀河の形成
    数億年の間に、わずかに密度の高い領域が重力で崩壊し、星や銀河を形成しました。恒星の核内では、炭素、酸素、鉄などの重元素が生成され、宇宙をさらに豊かにしました。

したがって、ビッグバン核合成は初期の化学的設計図を設定しました。その後のすべての宇宙進化—最初の星から地球上の生命まで—はこれらの原始的な存在量に基づいて築かれました。

ビッグバン核合成は宇宙論の基礎であり、宇宙の最も初期の高エネルギー段階と古代のガス雲や現代の恒星集団で観測される化学組成を結びつけています。水素、ヘリウム、重水素、微量のリチウムの相対的存在量を予測する成功は、ビッグバン理論の最も説得力のある証拠の一つを提供します。原始リチウムの正確なレベルなどいくつかの謎は残るものの、BBNの計算と観測の広範な一致は、宇宙が最初の数分でどのように形成されたかについての深い理解を裏付けています。

出典：

Steigman, G. (2007). “精密宇宙論時代の原始核合成。” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 57, 463–491.
– BBNの包括的レビューであり、理論的枠組みと観測データ（例えば軽元素の存在量）がどのように宇宙論モデルを検証するかを論じています。

Olive, K. A., Steigman, G., & Walker, T. P. (2000). “原始核合成：理論と観測。” Physics Reports, 333–334, 389–407.
– 軽元素の存在量予測をレビューし、観測と比較することで、バリオン密度や初期宇宙物理学への洞察を提供しています。

Cyburt, R. H., Fields, B. D., & Olive, K. A. (2008). “7Liのビッグバン核合成予測の最新情報：問題は悪化している。” Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 11, 012.
– BBNにおけるリチウム問題に焦点を当て、予測されたリチウム7の存在量と観測値の不一致について論じています。

Fields, B. D. (2011). “原始リチウム問題。” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 61, 47–68.
– リチウム7の予測に関する現状と課題をレビューし、BBNの未解決の謎の一つについて詳細に議論しています。

Kolb, E. W. & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley.
– BBN、その核反応、宇宙論における役割を詳細に扱い、初期宇宙物理学の確固たる基礎を提供する古典的教科書です。

Sarkar, S. (1996). “ビッグバン核合成と標準模型を超えた物理学。” Reports on Progress in Physics, 59(12), 1493–1610.
– BBNが新しい物理（例えば、余剰ニュートリノ種や異常粒子）をどのように制約するかを論じ、初期宇宙の条件に対する核合成の感度を概説しています。

 

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