大爆炸核合成（BBN） 指的是宇宙大爆炸后大约1秒到20分钟的短暂时期，在此期间，宇宙的温度和密度足以进行核聚变，从而合成第一批稳定的氢、氦和少量锂原子核。到这一时期结束时，早期宇宙的基本化学成分已经确定，直到数十亿年后恒星开始形成更重的元素。
1. BBN 为何重要
- 测试大爆炸模型
轻元素（氢、氦、氘和锂）的预测丰度可以与古老、近乎原始的气体云的观测结果进行比较。强匹配结果为我们的宇宙学模型提供了直接的检验。 - 确定重子密度
对原始氘的测量有助于我们确定有多少重子（i.e宇宙中存在多少质量原子（例如：质子和中子），这是更广泛的宇宙学理论的关键输入。 - 早期宇宙物理学
BBN 探测极端温度和密度，让我们得以一窥现代实验室无法复制的粒子物理学。
2. 基础：核合成之前的宇宙
- 通货膨胀的终结
宇宙膨胀结束后，宇宙是一个由粒子（光子、夸克、中微子、电子等）组成的炽热、致密的等离子体。 - 冷却
随着太空膨胀，温度降至约 1012 K（100 MeV 的能量），使夸克结合成质子和中子。 - 中子-质子比
自由中子和质子通过弱相互作用相互转化。当宇宙冷却到某个能量阈值以下时，这些相互作用逐渐冻结，中子与质子（n/p）的比例约为每6-7个质子对应1个中子。这一比例强烈影响着最终氦的形成量。
3. 大爆炸核合成的时间线
- 大约1秒到1分钟
气温仍然极高（1010 K到109 K).中微子与等离子体分离，n/p比几乎固定。 - 从 1 分钟开始
当宇宙冷却到大约 109 K（约0.1 MeV）时，质子和中子开始聚变形成氘（一个由一个质子和一个中子组成的原子核）。然而，这些能量的光子仍然可以分解氘。只有当宇宙进一步冷却后，氘才变得足够稳定，能够进行进一步的聚变过程。 - 核合成高峰（约 3-20 分钟）
- 氘聚变
一旦稳定的氘核形成，它们就会迅速融合成氦-3和氚（氢-3）。 - 氦-4的形成
氦-3 和氚可以与其他质子或中子（或彼此）结合形成氦-4（两个质子+两个中子）。 - 微量锂
通过各种聚变和衰变过程，还产生了少量的锂-7。
- 氘聚变
- BBN 的终结
大约20分钟后，宇宙的密度和温度降至无法持续聚变的程度。轻元素的丰度实际上被“锁定”在了此时。
4.关键的核反应
让我们用更简单的形式来表示同位素：
- H（氢-1）：1个质子
- D（氘，或氢-2）：1个质子+1个中子
- T（氚，或氢-3）：1个质子+2个中子
- He-3（氦-3）：2个质子+1个中子
- He-4（氦-4）：2个质子+2个中子
- Li-7（锂-7）：3个质子+4个中子
4.1. 氘（D）的形成
- 质子 (p) + 中子 (n) → 氘 (D) + 光子 (γ)
这一步骤最初受到高能光子的阻碍，高能光子会将氘分解。只有进一步冷却后，氘才能存活下来。
4.2. 构建氦气
- D + D → He-3 + n（或 T + p）
- He-3 + n → He-4（通过中间反应）
- T + p → He-4
氘一旦稳定下来，就会迅速聚变成氦-4，它是除氢之外最稳定的轻原子核，含有两个质子和两个中子。
4.3. 锂的合成
一些氦-4原子核与氚或氦-3结合形成铍-7（Be-7），后者随后衰变为锂-7（Li-7）。与氢和氦相比，Li-7的总量非常小。
5. 最后的丰盛
到太初核诞生日结束时，宇宙的光元素组成大致如下：
- 氢-1：约75%（质量比）
- 氦-4：约25%（质量比）
- 氘: 10 个部分5 相对于氢
- 氦-3：甚至更少
- 锂-7：大约 10 个零件9 或 1010 相对于氢
这些比例在数十亿年的时间里因恒星过程而略有改变，但在恒星核合成最少的区域（e.g.，某些古老的气体云），原始比例基本得以保留。
6.观察证据
- 氦-4测量
天文学家观察了金属贫乏的矮星系中的氦丰度，发现其质量值接近 24-25%，与 BBN 预测相符。 - 氘作为“气压计”
氘丰度对质子和中子的数量高度敏感。利用类星体吸收线观测遥远气体云中的氘有助于确定宇宙的重子密度。这些测量结果与宇宙微波背景辐射 (CMB) 数据高度吻合，从而强化了标准宇宙学模型。 - 锂问题
尽管氦和氘的测量结果与预测结果吻合良好，但锂-7的测量结果却存在差异。在古老恒星中观测到的锂-7含量低于预测值，这被称为“锂问题”。可能的解释包括恒星中锂的破坏、核反应速率的不准确性，或未被发现的物理现象。
7. 为什么太初核融合是宇宙学的核心
- 交叉核对大爆炸
太初核融合（BBN）为标准模型提供了清晰的检验，因为它预测了轻元素的具体丰度。观测结果与氦和氘的预测结果极其吻合。 - 与 CMB 的一致性
从 BBN 推断出的重子密度与从 CMB 温度波动的详细研究中得出的密度相匹配，为大爆炸框架提供了令人信服的独立证实。 - 新物理学的限制
BBN 对高温粒子物理学的敏感性意味着它可以揭示或排除外来粒子、额外的中微子种类或可能改变原始元素产生的基本常数的细微变化。
8. 更广阔的图景：宇宙演化
太初核诞生时代结束后，宇宙继续膨胀和冷却：
- 中性原子的形成
大约 380,000 年后，电子和原子核结合，产生了宇宙微波背景。 - 恒星和星系的形成
数亿年来，密度稍高的区域在引力作用下坍缩，形成了恒星和星系。在恒星核心中，更重的元素（碳、氧、铁等）不断形成，进一步丰富了宇宙。
因此，大爆炸核合成奠定了最初的化学蓝图。所有后续的宇宙演化——从第一颗恒星到地球上的生命——都建立在这些原始丰度之上。
大爆炸核合成是宇宙学的基石，它将宇宙最早的高能阶段与我们在古代气体云和现代恒星群中观测到的化学成分联系起来。它成功预测了氢、氦、氘和微量锂的相对丰度，为大爆炸理论提供了最有力的证据之一。尽管一些谜团仍然存在——例如原始锂的精确含量——但大爆炸核合成计算与观测结果之间的广泛一致性，突显了我们对宇宙在最初几分钟内如何形成的深刻理解。
资料来源：
Steigman, G. (2007). “精密宇宙学时代的原始核合成”。 核与粒子科学年度评论，57，463–491。
– 对 BBN 进行全面回顾，讨论理论框架和观测数据（e.g.、轻元素丰度）测试我们的宇宙模型。
奥利弗，KA，斯蒂格曼，G.， & Walker, TP (2000). “原始核合成：理论与观测”。 物理报告，333–334，389–407。
– 本文回顾了轻元素丰度的预测并将其与观测结果进行了比较，为重子密度和早期宇宙物理学提供了见解。
Cyburt，RH，Fields，BD， & Olive, KA (2008). “大爆炸核合成对7Li预测的更新：问题更加严重。” 宇宙学和天体粒子物理学杂志，11，012。
– 重点关注 BBN 中的锂问题，并讨论预测和观察到的锂-7 丰度之间的差异。
Fields, BD (2011). “原始锂问题。” 核与粒子科学年度评论，61，47–68。
– 回顾与锂-7 预测相关的现状和挑战，并对 BBN 的一个未解决的难题进行详细讨论。
科尔布，EW & Turner，MS（1990）。 早期宇宙. 艾迪生-韦斯利。
– 一本经典教科书，为早期宇宙物理学提供了坚实的基础，包括对 BBN、其核反应及其在宇宙学中的作用的详细讨论。
Sarkar, S. (1996). “大爆炸核合成与超越标准模型的物理学”。 物理学进展报告，59(12), 1493–1610.
– 讨论 BBN 如何约束新物理学（e.g.、额外中微子种类、奇异粒子）并概述了核合成对早期宇宙条件的敏感性。