التخليق النووي في الانفجار العظيم

في علم الكونيات الفيزيائي ، يُعدّ التخليق النووي للانفجار العظيم (المعروف أيضًا بالتخليق النووي البدائي ، ويُختصر بـ BBN ) ^{[ 1 ]} نموذجًا لإنتاج النوى الخفيفة (بما في ذلك، على سبيل المثال لا الحصر، 2H ^و 3 ^He و ⁴ He و ⁷ Li) خلال أول 20 دقيقة تقريبًا من تطور الكون . [ ^{2 ] تعتمد} تنبؤات التخليق النووي للانفجار العظيم على مزيج من الحجج الديناميكية الحرارية وقياسات معدلات التفاعلات النووية المتوقع نشاطها في الكون المبكر . وتميل النماذج المُحسّنة إلى التوافق بشكل جيد مع رصد وفرة هذه العناصر الخفيفة. ويُعدّ هذا النموذج أحد المفاهيم الأساسية في علم الكونيات القياسي.

أما العناصر الأثقل من الليثيوم فتتكون بكميات كبيرة في أوقات لاحقة عبر التخليق النووي النجمي ، من خلال تكوين النجوم وتطورها وموتها.

تاريخ

بدأ تاريخ أبحاث التخليق النووي للانفجار العظيم مع جورج غاموف ، الفيزيائي النووي الذي اعتقد أن بيانات فيكتور غولدشميت حول وفرة العناصر في الكون يمكن التنبؤ بها من خلال التفاعلات النووية. في أوائل أربعينيات القرن العشرين، أدرك غاموف أن درجات الحرارة والضغوط العالية جدًا اللازمة للتفاعلات النووية تشير إلى انفجار يتبعه تمدد. ^{[ 3 ]}^{: 177} وقد حددت حسابات أجراها تلميذه رالف ألفير ، ونُشرت ^{[ 4 ]} في ورقة ألفير-بيث-غاموف الشهيرة ، نظرية مبكرة لإنتاج العناصر الخفيفة في الكون المبكر. لم تتضمن هذه الجهود المبكرة تفاعلات نووية محددة. عندما حاول إنريكو فيرمي وأنتوني ل. توركفيتش ، وجدا أنهما سيتنبأان بالهيدروجين والهيليوم، ولكن ليس بالعناصر الأعلى. كانت المشكلة الرئيسية هي "فجوة الكتلة": لا توجد نوى بكتل 5 و8 وحدات كتلة ذرية اللازمة لوصول التفاعلات إلى كتل أعلى. في عام 1953، بدت هذه المشكلة مستعصية وألقت بظلال من الشك على المفهوم برمته. ^{[ 3 ]}^{: 181}

لم يُعانِ النموذج الكوني المنافس، وهو نموذج الحالة المستقرة ، الذي ظهر في منشورين عام 1948 لكلٍّ من فريد هويل وهيرمان بوندي وتوماس غولد ، من مشكلة فجوة الكتلة لأنه تجاهل العمليات النووية في البداية. في عام 1957، تعاون هويل مع مارغريت بوربيدج وجيفري بوربيدج وويليام أ. فاولر لتطوير نموذج مفصل للتخليق النووي في النجوم . تطابقت هذه النظرية مع وفرة جميع العناصر تقريبًا باستثناء الهيدروجين والهيليوم، وهما العنصران اللذان تنبأت بهما نظرية الانفجار العظيم بشكل صحيح. ^{[ 3 ]}^{: 190}

ساهم اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي عام 1965 بشكل كبير في دعم نظرية الانفجار العظيم، كما مكّن جيم بيبلز من استخدام درجة حرارة الخلفية المقدرة، 3 كلفن، في أولى الحسابات التفصيلية للوفرة النظائرية البدائية، ^{[ 5 ]} حيث أظهرت وفرة الهيليوم بين 26 و28%. وفي العام التالي، بيّن هويل وفولر وروبرت واغنر أن العناصر الخفيفة جدًا مثل الهيليوم تتطلب درجات حرارة أعلى مما توفره النجوم، ^{[ 6 ]} وهو دليل اعتبره معظم العلماء دعمًا لنموذج الانفجار العظيم. ^{[ 3 ]}^{: 206}

في عام ١٩٧٢، بدأ القمر الصناعي كوبرنيكوس بتوفير قياسات دقيقة لوفرة الديوتيريوم . ولأن التخليق البدائي للديوتيريوم يعتمد على كثافة الباريونات أكثر من اعتماده على تخليق الهيليوم ^-٣ ، فقد أمكن استخدام وفرة الديوتيريوم لاستنتاج الكثافة البدائية. وبحلول تسعينيات القرن العشرين، خلصت قياسات إضافية إلى أن هذه الكثافة تشير إلى وجود كتلة أخرى غير الباريونات في الكون، وهي فكرة عُرفت فيما بعد بالمادة المظلمة . ^{[ ٣ ]}^{: ٢٠٦}^{[ ٧ ]}

تم تحسين طرق التخليق النووي هذه على مر السنين باستخدام تقديرات محدثة لمعدلات التفاعل النووي المدخلة. ^{[ 8 ]}^{: 3} أُجريت أول دراسة منهجية باستخدام طريقة مونت كارلو حول كيفية تأثير عدم اليقين في معدل التفاعل النووي على تنبؤات النظائر، ضمن نطاق درجة الحرارة ذي الصلة، في عام 1993. ^{[ 9 ]}

الوصف المادي

تصف عملية التخليق النووي في الانفجار العظيم إنتاج النوى الذرية من البروتونات والنيوترونات في الكون المبكر المتوسع والمبرد. تحدث هذه العملية في حالة توازن، حيث تتحد البروتونات والنيوترونات لتكوين النوى، ثم تتفكك هذه النوى. ومع انخفاض درجة الحرارة والضغط، يتحول التوازن لصالح عدد قليل من نوى العناصر الخفيفة. ويؤدي التوسع الإضافي إلى توقف عمليات التخليق النووي في الانفجار العظيم، مما يحدد الوفرة الكونية الأولية لهذه العناصر. ^{[ 11 ]}^{: 36}

تُوصَف عملية التوسع الكوني خلال عملية التخليق النووي البدائي بنموذج فريدمان-روبرتسون-ووكر . تُحدِّد هذه المعادلات معدل توسع الكون بشكل كامل، بالإضافة إلى تطور كثافات الطاقة لأنواع الجسيمات المختلفة. ^{[ 12 ]} وعلى وجه الخصوص، تُشير هذه المعادلات إلى أن الكون يصبح أقل كثافة وتنخفض درجة حرارة الجسيمات في النموذج القياسي مع تقدم عملية التخليق النووي البدائي.

عند درجات حرارة أعلى من 1-2 ميغا إلكترون فولت ، يتحول البروتونات والنيوترونات فيما بينها عبر التفاعل الضعيف . ومع انخفاض درجة الحرارة، تخرج هذه التفاعلات عن حالة التوازن، وتتحلل النيوترونات بشكل أساسي إلى بروتونات، وتنخفض نسبة النيوترونات إلى البروتونات إلى حوالي 1/7. ^[²^]^:³¹⁵ وهذا يُهيئ الظروف الأولية لبدء تكوين النوى الخفيفة. ^[¹³^]^:⁶³

بدأ التخليق النووي البدائي بشكل جدي عندما انخفضت درجة حرارة جسيمات النموذج القياسي إلى ما دون 1 ميغا إلكترون فولت تقريبًا. ^{[ 12 ]} عند هذه الدرجة، كانت طاقة الفوتونات المتوسطة في الكون المبكر منخفضة جدًا بحيث لا تسمح بتفكيك الديوتيريوم أثناء تشكله، لكن الكون ظل ساخنًا وكثيفًا بما يكفي لحدوث تفاعلات الاندماج بمعدل كبير. ^{[ 1 ]} هذا يعني تشكل كمية كبيرة من الديوتيريوم.

ثم اندمج الديوتيريوم مع نوى أثقل، بما في ذلك التريتيوم والهيليوم -3 والهيليوم -4 والليثيوم -7 . ^{[ 2 ]}^{: 315} يتميز الهيليوم-4 بطاقة ربط عالية ، مما يعني أنه بمجرد تكوّن نواة الهيليوم-4، يصعب تفكيكها ودمج مكوناتها في نوى أثقل. لذلك، تتكون المادة في الكون بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم-4 بعد التخليق النووي البدائي. ^{[ 13 ]}^{: 68} تتوقع نظرية التخليق النووي البدائي القياسية أنه بحلول نهاية التخليق النووي البدائي، سيتكون الكون من حوالي 75% من الهيدروجين و25% من الهيليوم-4 من حيث الكتلة. تقريبًا، نواة واحدة من كل 100,000 نواة هي ديوتيريوم أو هيليوم-3، ونواة واحدة من كل مليار نواة هي ليثيوم-7. وقد تم التنبؤ بتشكل كميات أصغر من العناصر الأثقل، مثل الأكسجين-20 . ^{[ 10 ]}

يتزامن حدث التخليق النووي البدائي (BBN) أو يكاد يتزامن مع حدثين مهمين آخرين في علم الكونيات. حدث انفصال النيوترينو عندما اختل توازن التفاعل الضعيف، ^{[ 14 ]} قبيل بدء التخليق النووي البدائي. وحدث إفناء الإلكترون-بوزيترون خلال التخليق النووي البدائي، عند طاقة تقارب 0.5 ميغا إلكترون فولت، عندما لم تعد الفوتونات تمتلك طاقة كافية للتحول مرة أخرى إلى إلكترونات وبوزيترونات للحفاظ على التوازن. ^[¹⁵^] نتج عن ذلك استنزاف وفرة البوزيترونات في الكون، وارتفاع درجة حرارة الفوتونات . ولأن إفناء الإلكترون-بوزيترون حدث بعد انفصال النيوترينو، لم ترتفع درجة حرارة النيوترينوات بالتزامن مع الفوتونات عند إفناء الإلكترونات والبوزيترونات، واكتسبت الفوتونات درجة حرارة منفصلة عن النيوترينوات. ولهذا الأمر تبعات مهمة على معدلات التحول المتبادل بين البروتون والنيوترون، وعلى التنبؤ بوفرة العناصر الخفيفة. ^[¹⁶^]

تحديد وفرة العناصر الخفيفة

المعايير المهمة

كان تكوين العناصر الخفيفة خلال عملية التخليق النووي البدائي يعتمد على معايير معدل التفاعل النووي ومعلَمين كونيين: نسبة النيوترونات إلى البروتونات (التي يمكن حسابها من فيزياء النموذج القياسي ) ونسبة الباريونات إلى الفوتونات. معدلات التفاعل النووي معروفة جيدًا من دراسات مخبرية مفصلة أجريت عند درجات حرارة مماثلة لتلك التي تظهر في عملية التخليق النووي البدائي. ^{[ 11 ]}

نسبة الباريون إلى الفوتون

تتأثر وفرة العناصر الخفيفة، وخاصة الديوتيريوم، بنسبة عدد الباريونات إلى عدد الفوتونات، η، وهي نسبة كثافة عدد الباريونات إلى كثافة عدد الفوتونات. وقيمتها صغيرة، حوالي 6 × 10⁻¹⁰ ^. [ ^{18 ] يتناسب} هذا المعامل طرديًا مع كثافة الباريونات ، ويتحكم في إنتروبيا الكون، التي بدورها تحدد درجة الحرارة التي يمكن أن يبدأ عندها الاندماج النووي. ^{[ 12 ]} تمنع الإنتروبيا العالية تكوّن نوى العناصر الخفيفة، مما يؤخر بدء عملية التخليق النووي البدائي؛ وعلى العكس، تسمح الإنتروبيا المنخفضة باستمرار عملية التخليق النووي البدائي لفترة أطول، وبالتالي تستنفد وفرة العناصر الخفيفة التي يمكن أن تندمج لتكوين الهيليوم-4.

يُعد الديوتيريوم على وجه الخصوص شديد الحساسية لقيمة نسبة الباريون إلى الفوتون؛ ^{[ 19 ]} يؤدي انخفاض η بمعامل 10 إلى زيادة مقابلة في وفرة الديوتيريوم البدائي بمعامل 50 تقريبًا. ^{[ 1 ]}

معدل التوسع

تخرج الجسيمات والنوى عن حالة التوازن عندما تتباطأ معدلات تفاعلها عن معدل تمدد الكون. إذا انخفض معدل الحفاظ على توازن نوع نووي ما عن معدل التمدد، فإن وفرة هذا النوع النسبية تتوقف عن التطور (أو تنخفض إذا كان التحلل ممكناً).

خلال عملية التخليق النووي البدائي، يهيمن الإشعاع على الكون ، ولذا فإن تمدد الكون يتحدد بشكل أساسي بكثافة الطاقة في الأنواع الإشعاعية مثل الفوتونات والنيوترينوات. وبالتالي، فإن وفرة العناصر الخفيفة حساسة لكثافات الطاقة لهذه الأنواع. ^{[ 20 ]}

تسلسل التخليق النووي

يبدأ التخليق النووي البدائي بعد فترة وجيزة من انفصال النيوترينوات عن النموذج القياسي، وخروج عمليات تحويل البروتونات والنيوترونات عن حالة التوازن. بعد حوالي 20 ثانية من الانفجار العظيم، كان الكون قد برد بدرجة كافية سمحت لنوى الديوتيريوم بالنجاة من التفكك بفعل الفوتونات عالية الطاقة. في ذلك الوقت، كان هناك حوالي ستة بروتونات لكل نيوترون.

مع تمدد الكون وبرودته، بدأت عناصر خفيفة أخرى بالتشكل، ثم ازدادت ثقلًا عبر الاندماج النووي. عند درجات حرارة أقل من 0.3 ميغا إلكترون فولت، كانت الظروف مواتية لتشكل الهيليوم-4، وعند درجات حرارة أقل من 0.1 ميغا إلكترون فولت، ارتفع وفرة الديوتيريوم إلى مستوى كافٍ لحدوث طفرة في تشكل العناصر. ^{[ 12 ]} مع ذلك، بعد فترة وجيزة، حوالي عشرين دقيقة من الانفجار العظيم، انخفضت درجة الحرارة والكثافة إلى مستوى لا يسمح بحدوث أي اندماج يُذكر. عند هذه النقطة، استقرت وفرة العناصر تقريبًا. نتجت تغيرات أخرى عن التحلل الإشعاعي للمنتجين الرئيسيين غير المستقرين للتخليق النووي البدائي، وهما التريتيوم والبريليوم -7 ، ^{[ 21 ]} بالإضافة إلى استمرار تحلل النيوترونات التي لم تندمج لتكوين أي نوى. في نهاية عملية التخليق النووي، كان هناك حوالي سبعة بروتونات لكل نيوترون، وكانت جميع النيوترونات تقريبًا موجودة في نوى الهيليوم-4. ^{[ 22 ]}

تحويل النيوترون-بروتون

عند درجات حرارة أعلى من حوالي 2 ميغا إلكترون فولت (من ثانية واحدة إلى دقيقة واحدة تقريبًا بعد الانفجار العظيم)، تحولت البروتونات والنيوترونات فيما بينها عبر تفاعلات تشمل الإلكترونات والبوزيترونات والنيوترينوات والنيوترينوات المضادة:

{\ce {n\ +e+<=>{\overline {\nu }}_{e}+p}}

{\ce {n \ + \nu_{e}<=> p + e-}}

في بعض الأحيان، وقبل ثانية واحدة بكثير، كانت هذه التفاعلات سريعة وحافظت على نسبة نيوترون/بروتون قريبة من 1. النيوترونات أثقل قليلاً من البروتونات، لذا على الرغم من بقاء هذه المعدلات في حالة توازن مع انخفاض درجة الحرارة، إلا أن التوازن تحول لصالح البروتونات وانخفضت نسبة النيوترونات/البروتونات تدريجيًا. عند درجة حرارة تقارب 2 ميغا إلكترون فولت، خرجت هذه التفاعلات عن حالة التوازن مع انفصال النيوترينوات عن بقية النموذج القياسي. بعد ذلك، أصبح التحويل المتبادل بين البروتونات والنيوترونات غير فعال، واستقرت نسبة النيوترونات إلى البروتونات عند حوالي 1/6. ^{[ 12 ]}

مع ذلك، استمر هذا الجزء في التطور خلال عملية التخليق النووي البدائي، نظرًا لأن النيوترونات الحرة غير مستقرة ويبلغ عمرها حوالي 15 دقيقة. ^{[ 23 ]} لو لم تحدث عملية التخليق النووي، لانخفضت هذه النسبة إلى الصفر، ولكن نظرًا لأن النيوترونات عادةً ما تكون مستقرة عند ارتباطها بالنوى، فإن نسبة النيوترون إلى البروتون تستقر عند حوالي 1/7 بنهاية عملية التخليق النووي البدائي. ^{[ 12 ]} وبالتالي، فإن جميع هذه النيوترونات المتبقية تقريبًا تندمج في النوى في نهاية عملية التخليق النووي البدائي.

الديوتيريوم

يُعدّ الديوتيريوم أول نواة تندمج خلال عملية التخليق النووي البدائي. ويُمثّل تكوينه الخطوة الأولى في جميع سلاسل التفاعلات اللازمة لتخليق العناصر الأثقل. يتميّز الديوتيريوم بطاقة ربط منخفضة ، ^{[ 24 ]} مما يعني سهولة تفكيك نوى الديوتيريوم ودمجها في نوى أثقل. على سبيل المثال، لدمج التريتيوم، تنكسر نواة الديوتيريوم عند اصطدامها بنواة ديوتيريوم أخرى، ويُدمج النيوترون الناتج من النواة الأولى في النواة الثانية. وتُعدّ هذه العملية فعّالة نظرًا لانخفاض طاقة ربط الديوتيريوم.

يزداد وفرة الديوتيريوم باطراد خلال عملية التخليق النووي البدائي حتى تصل درجات الحرارة إلى أقل من 0.1 ميغا إلكترون فولت تقريبًا. ^{[ 10 ]} بعد ذلك، يصبح اندماج الديوتيريوم غير فعال بسبب انخفاض درجة حرارة الكون وكثافته. تستمر عملية التخليق النووي البدائي لفترة من الزمن حيث يندمج الديوتيريوم المتبقي في نوى أثقل، ولكن في النهاية تصبح هذه العمليات غير فعالة أيضًا، ويبقى وفرة ضئيلة من الديوتيريوم (واحد تقريبًا من كل 100,000 نواة).

التريتيوم والهيليوم-3 والهيليوم-4

يتشكل التريتيوم والهيليوم-3 لاحقًا، عندما يكون وفرة الديوتيريوم كافيةً لاندماجه بكفاءة. ويتشكل الهيليوم-4 سريعًا بعد ذلك، ليصل إلى وفرة ملحوظة بعد حوالي 10 ثوانٍ من الانفجار العظيم، ويتجاوز وفرته بسرعة وفرة الديوتيريوم بعد ذلك مع استهلاك الديوتيريوم لتكوين عناصر أثقل. ^{[ 25 ]} يتميز الهيليوم-4 بطاقة ربط عالية جدًا مقارنةً بجميع النوى الأخرى ذات الوزن الذري المماثل. ^{[ 26 ]} على عكس الديوتيريوم، فإن العمليات التي تتطلب دمج نوى الهيليوم-4 مع نوى أخرى غير فعالة. علاوة على ذلك، فإن غياب نواة مستقرة تحتوي على 5 أو 8 نيوكليونات يعني استحالة دمج الهيليوم-4 مع الهيليوم-4، أو دمج الهيليوم-4 مع البروتونات، وهما أكثر النوى وفرةً في الكون.

تتطابق وفرة الهيليوم-4 بشكل وثيق مع وفرة النيوترونات. من المرجح جدًا أن تكون النيوترونات التي لم تتحلل خلال عملية التخليق النووي البدائي موجودة في نواة الهيليوم-4، نظرًا لأن الهيليوم-4 يجب أن يتشكل في طريق تكوين العناصر الأثقل، ويتطلب دمج نيوكليونات إضافية طاقة كبيرة. تكفي نسبة النيوترونات إلى البروتونات وحدها لتقدير أن حوالي 8% من جميع الذرات يجب أن تكون من الهيليوم-4، مما يؤدي إلى نسبة كتلة للهيليوم-4 تبلغ حوالي 25%. يتوافق هذا التقدير مع الملاحظات. ^{[ 25 ]}

العناصر الأثقل

تتشكل كميات ضئيلة من العناصر الأثقل من الهيليوم-4 أيضًا خلال عملية التخليق النووي البدائي. وتُكبح هذه الوفرة بشدة ، إذ يجب إنتاج الهيليوم-4 المرتبط ثم تفكيكه لتكوين نوى أثقل. أما العناصر الأثقل من الهيليوم-4 فتُنتج بشكل أساسي في النجوم ، حيث يُتغلب على هذه العقبة من خلال تصادمات ثلاثية لنوى الهيليوم-4، مما ينتج الكربون ( عملية ألفا الثلاثية ). ^{[ 27 ]} هذه العملية بطيئة للغاية بحيث لا تكون ذات أهمية خلال مدة التخليق النووي البدائي التي تبلغ 20 دقيقة.

تُقدّم برامج حسابية دقيقة تنبؤات بوفرة العناصر الثقيلة التي تصل إلى ثقل الأكسجين. ^{[ 10 ]} تتشكل هذه العناصر بالتتابع خلال عملية التخليق النووي البدائي، في تفاعلات تشمل نوى أخف تشكلت سابقًا.

قياسات الوفرة البدائية

لاختبار تنبؤات التخليق النووي البدائي، يُجري علماء الفيزياء الفلكية قياسات دقيقة لوفرة العناصر الخفيفة في الكون. وتتعقد هذه القياسات بسبب تغير الوفرة النسبية للهيدروجين والديوتيريوم والهيليوم-3 والهيليوم-4 والعناصر الأثقل مع تطور الكون. لذا، تُجرى قياسات وفرة العناصر البدائية في أنظمة فقيرة بالمعادن ، حيث يُتوقع أن يكون التلوث الناتج عن التخليق النووي النجمي منخفضًا.

تتضمن قياسات الديوتيريوم البدائي قياس أطياف الامتصاص من سحب الغاز الفقيرة بالمعادن التي تمر أمام الكوازارات الساطعة والبعيدة . ^{[ 28 ]} أما قياسات الهيليوم-4 البدائي فتتضمن قياس خطوط إعادة تركيب الهيليوم-4، المنبعثة عندما يتحد إلكترون مع هيليوم-4 متأين لتكوين ذرة متعادلة، في المجرات القزمة الفقيرة بالمعادن . ^{[ 29 ]} وقد تم قياس هذين النظيرين بدقة تصل إلى مستوى النسبة المئوية. ويتوافق الوفرة المرصودة لكل من هاتين النواتين عمومًا مع الوفرة المتوقعة من خلال التخليق النووي البدائي. ^{[ 13 ]}^{: 69}^{[ 2 ]}^{: 313}

توجد أيضًا قياسات لليثيوم-7 البدائي، سواء في النجوم أو في الوسط بين النجوم . ^{[ 30 ]} في ثمانينيات القرن الماضي، أظهرت قياسات النجوم القزمة من النوع الثاني وفرة متقاربة من الليثيوم، على الرغم من اختلاف تركيبها المعدني. ^[³¹^] اعتُقد أن هذه النتيجة، المسماة هضبة سبايت ، تتطابق مع وفرة الليثيوم-7 البدائي. مع ذلك، كشفت قياسات أحدث لنجوم ذات تركيب معدني أقل عن وفرة أقل لليثيوم، مما يثير تساؤلات حول افتراض أن وفرة الليثيوم-7 على هضبة سبايت بدائية. ^[³²^] يقل القياس الناتج لليثيوم-7 البدائي بمقدار 2-4 أضعاف عن الوفرة المتوقعة في عملية التخليق النووي البدائي، ^[³³^] وهو تناقض يُعرف بمشكلة الليثيوم الكونية ، مع بقاء تساؤلات مفتوحة حول هضبة سبايت وموثوقية هذه القياسات. ^[³⁴^]^[³⁵^]

أخيرًا، يوجد حدٌّ أعلى مُلاحَظ لوفرة الهيليوم-3 البدائي. يصعب قياس الهيليوم-3 البدائي لأن الأنظمة تتأثر بسهولة بالنشاط النجمي المجاور، وقد تتباين القياسات تباينًا كبيرًا دون وجود ارتباط واضح بينها وبين معدنية النظام أو موقعه. ^{[ 25 ]} لذلك، لا يُمكن الإبلاغ إلا عن حدٍّ أعلى من خلال الرصد (إذ من المفترض أن يزيد التلوث من كمية الهيليوم-3 في النظام)، ^{[ 36 ]} مع أنه لا يُستخدم غالبًا في التحليلات الدقيقة. ^{[ 35 ]}

دلالة

لعلم الكونيات القياسي

توفر عملية التخليق النووي البدائي (BBN) قياسًا مباشرًا لنسبة الباريونات إلى الفوتونات، وهي إحدى المعلمات الست في نموذج لامدا-سي دي إم لعلم الكونيات. ^{[ 35 ]} يتميز الديوتيريوم بحساسية فائقة لقيمة هذه المعلمة؛ إذ تُحدد نسبة الباريونات إلى الفوتونات بحساب قيمة η التي تُنتج تنبؤًا بوفرة الديوتيريوم يتطابق مع الوفرة المقاسة. وقد استخدمت دراسات حديثة عملية التخليق النووي البدائي لتحديد نسبة الباريونات إلى الفوتونات بدقة تصل إلى 1%. ^{[ 37 ]}

يمكن أيضًا استنتاج نسبة الباريونات إلى الفوتونات من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB). ^{[ 18 ]} يفصل بين التخليق النووي البدائي (BBN) وتكوين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ما يقارب 400,000 سنة من التطور؛ فهما حقبتان مستقلتان في علم الكونيات، ومع ذلك، يتطلب نموذج لامدا-سي دي إم (Lambda-CDM) أن تتشاركا نفس قيمة نسبة الباريونات إلى الفوتونات. وقد لوحظ توافق بين هاتين الحقبتين، وبالتالي يجتاز نموذج لامدا-سي دي إم اختبار الاتساق هذا. ^{[ 37 ]}

يتطلب ضبط معلمات نموذج لامدا-سي دي إم الستة على البيانات المرصودة من تجارب إشعاع الخلفية الكونية الميكروي معرفة وفرة الهيليوم-4 البدائي. في حين أن هذه المعلمة تُستنتج في بعض التحليلات من بيانات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، فإن أحدث طرق استنتاج معلمات نموذج لامدا-سي دي إم تتطلب مدخلات من نظرية التخليق النووي البدائي. ^{[ 18 ]}

يُستخدم تحديد نسبة الباريونات إلى الفوتونات باستخدام طريقة التخليق النووي البدائي (BBN) أيضًا في تحليلات بيانات التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO). تتأثر بيانات BAO بنسبة الباريونات إلى الفوتونات، ولذلك في التحليلات التي تتطلب استقلالية عن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB)، يُستخدم تحديد هذه النسبة باستخدام طريقة BBN أثناء تحليل البيانات. ^{[ 38 ]}

للفيزياء الجديدة

يُستخدم التخليق النووي البدائي غالبًا لتقييد سيناريوهات فيزياء الجسيمات التي تتجاوز النموذج القياسي، بما في ذلك سيناريوهات المادة المظلمة ، والنيوترينوات الضخمة ، ^{[ 39 ]}^{[ 40 ]} وغيرها من الجسيمات أو الظواهر غير المدرجة في النموذج القياسي. ^{[ 41 ]}

يحدث التخليق النووي البدائي عند درجات حرارة تقارب 1 ميغا إلكترون فولت، ولذلك فهو حساس للعمليات التي تتميز بمقياس طاقة مماثل. في علم الكونيات القياسي، يشمل ذلك انفصال النيوترينو وفناء الإلكترون-بوزيترون. يمكن أيضًا دراسة سيناريوهات تتضمن، على سبيل المثال، حقن الطاقة من جسيمات غريبة في بلازما النموذج القياسي عند درجة الحرارة نفسها تقريبًا، باستخدام التخليق النووي البدائي، حيث تُغير هذه العمليات الجديدة التنبؤات المتعلقة بوفرة العناصر البدائية. ^{[ 42 ]}^{[ 43 ]} ويمكن دراسة سيناريوهات أخرى، بما في ذلك الثوابت الأساسية المتغيرة مع الزمن أو سيناريوهات الجسيمات الخفيفة الجديدة، بالطريقة نفسها تقريبًا. ^{[ 41 ]}

انظر أيضاً

مراجع

1 2 3 باترينياني، سي.؛ وآخرون (مجموعة بيانات الجسيمات) (2016). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم" (ملف PDF) . الفيزياء الصينية ج . 40 : 100001. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل بتاريخ 2016-12-01.
1 2 3 4 شرام، ديفيد ن.؛ تيرنر، مايكل س. (1998-01-01). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم يدخل عصر الدقة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 70 (1): 303-318 . arXiv : astro-ph/9706069 . Bibcode : 1998RvMP...70..303S . doi : 10.1103/RevModPhys.70.303 .
1 2 3 4 5 كراغ، هيلج (2007). مفاهيم الكون: من الأساطير إلى الكون المتسارع: تاريخ علم الكونيات . أكسفورد؛ نيويورك: مطبعة جامعة أكسفورد. ISBN 978-0-19-920916-3.
↑ ألفير، ر . أ .؛ بيث، هـ .؛ غاموف، ج. (1 أبريل 1948). "أصل العناصر الكيميائية" . مجلة Physical Review . 73 (7): 803-804 . Bibcode : 1948PhRv...73..803A . doi : 10.1103/PhysRev.73.803 . PMID 18877094 .
↑ بيبلز، بي جيه إي (1966). "وفرة الهيليوم البدائي وكرة النار البدائية". رسائل المراجعة الفيزيائية . 16 (10): 410-413 . رمز Bibcode : 1966PhRvL..16..410P . doi : 10.1103/PhysRevLett.16.410 .
↑ Wagoner, Fowler and Hoyle “ON THE SYNTHESIS OF ELEMENTS At VERY HIGH TEMPERATURES” , Robert V. Wagoner, William A. Fowler, and F. Hoyle, The Astrophysical Journal, Vol. 148, April 1967.
↑ شرام ، د.ن. (1996). الانفجار العظيم وانفجارات أخرى في الفيزياء الفلكية النووية والجسيمية . سنغافورة: وورلد ساينتيفيك. ص 175. ISBN 978-981-02-2024-2.
↑ هاشيموتو، ماسا-أكي؛ ناكامورا، ريو؛ ثوشاري، إي بي بيرني آن؛ أراي، كينزو (2018). التخليق النووي للانفجار العظيم: التاريخ النووي الحراري في الكون المبكر . سلسلة سبرينغر الموجزة في الفيزياء. سنغافورة: سبرينغر. doi : 10.1007/978-981-13-2935-7 . ISBN 978-981-13-2935-7ISSN 2191-5423
↑ سميث، كاوانو، ومالاني. "التحليل التجريبي والحسابي والرصدي للتخليق النووي البدائي" ، مايكل س. سميث، لورانس هـ. كاوانو وروبرت أ. مالاني، سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية، 85:219-247، أبريل 1993.
1 2 3 4 بيترو، سيريل؛ كوك، آلان؛ أوزان، جان فيليب؛ فانجيوني، إليزابيث (2018-09-03). "التخليق النووي الدقيق للانفجار العظيم مع تنبؤات محسّنة للهيليوم-4" . تقارير الفيزياء . 754 (1): 1-66 . arXiv : 1801.08023 . Bibcode : 2018PhR...754....1P . doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .
1 2 شرام، ديفيد ن. (1 يناير 1991). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم: النموذج القياسي والبدائل" . فيزيكا سكريبت . T36 : 22-29 . Bibcode : 1991PhST...36...22S . doi : 10.1088/0031-8949/1991/T36/003 . ISSN 0031-8949 . متوفر في: شرام، ديفيد ن. (1996). الانفجار العظيم والانفجارات الأخرى في الفيزياء الفلكية النووية والجسيمية . سنغافورة: وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-02-2024-2. OCLC 1147737739 .
1 2 3 4 5 6 كولب، إدوارد دبليو؛ تيرنر، مايكل ستانلي (1990). الكون المبكر . آفاق في الفيزياء. ريدينغ، ماساتشوستس: أديسون-ويسلي. ISBN 978-0-201-11603-8.
1 2 3 دودلسون، سكوت (2003). علم الكونيات الحديث . سان دييغو، كاليفورنيا: دار النشر الأكاديمية. ISBN 978-0-12-219141-1.
↑ دولغوف، أ.د. (19 أبريل 2002). "النيوترينوات في علم الكونيات". تقارير الفيزياء . 370 ( 4-5 ): 333-535 . arXiv : hep-ph/0202122 . Bibcode : 2002PhR...370..333D . doi : 10.1016/S0370-1573(02)00139-4 .
↑ باومان، دانيال (2022). علم الكونيات . كامبريدج، المملكة المتحدة. نيويورك، نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-1-108-93709-2.
↑ غروس، إي.؛ فولر، جورج م. (2016-10-01). "التأثير المفاجئ للتفاعلات الضعيفة للتيارات المشحونة المتأخرة على التخليق النووي للانفجار العظيم" . الفيزياء النووية ب . 911 : 955-973 . arXiv : 1607.02797 . Bibcode : 2016NuPhB.911..955G . doi : 10.1016/j.nuclphysb.2016.08.034 . ISSN 0550-3213 .
↑ جيوفانيتي، كارا؛ ليسانتي، ماريانجيلا؛ ليو، هونغوان؛ ميشرا-شارما، سيدهارث؛ رودرمان، جوشوا ت. (17-09-2025). "حزمة برمجية سريعة، قابلة للتفاضل، وقابلة للتوسيع لتخليق العناصر في الانفجار العظيم" . مجلة Physical Review D. 112 ( 6): 063531. arXiv : 2408.14538 . Bibcode : 2025PhRvD.112f3531G . doi : 10.1103/f3tj-r882 .
1 2 3 التعاون، بلانك؛ اغانيم، ن.؛ أكرمي، ي.؛ أشداون، م.؛ أومونت، J.؛ باسيجالوبي، C .؛ بالارديني، م.؛ بانداي، AJ. باريرو ، آر بي (2021-08-09). “ نتائج بلانك 2018”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 641 : أ6. أرخايف : 1807.06209 . دوى : 10.1051/0004-6361/201833910 .
↑ أوليف، كيث أ؛ ستيغمان، غاري؛ ووكر، تيري ب (2000-08-01). "التخليق النووي البدائي: النظرية والملاحظات" . تقارير الفيزياء . 333-334 : 389-407 . arXiv : astro-ph/9905320 . Bibcode : 2000PhR...333..389O . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00031-4 . ISSN 0370-1573 .
^ مانجانو ، جيانبيرو. سيربيكو ، باسكوالي د. (10/06/2011). "حد أعلى قوي على $Neff$ من BBN، حوالي عام 2011. رسائل الفيزياء ب . 701 (3): 296-299 . arXiv : 1103.1261 . doi : 10.1016/j.physletb.2011.05.075 .
↑ فايس، آخيم. "التوازن والتغيير: الفيزياء وراء التخليق النووي للانفجار العظيم" . أينشتاين أونلاين . مؤرشف من الأصل في 8 فبراير 2007. تم الاسترجاع في 24 فبراير 2007 .
↑ بيرتولاني، كارلوس أ. (2013). النوى في الكون . وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-4417-66-2.
↑ ويتفيلدت، فريد إي.؛ غرين، جيفري إل. (2011-11-03). "ندوة: عمر النيوترون" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 83 (4): 1173-1192 . رمز Bibcode : 2011RvMP...83.1173W . doi : 10.1103/RevModPhys.83.1173 . ISSN 0034-6861 .
↑ فان دير ليون، سي.؛ ألدرليستن، سي. (24-05-1982). "طاقة ربط الديوتريوم". الفيزياء النووية أ . 380 (2): 261-269 . Bibcode : 1982NuPhA.380..261V . doi : 10.1016/0375-9474(82)90105-1 . ISSN 0375-9474 .
1 2 3 غاري ستيغمان (2007). "التخليق النووي البدائي في عصر علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 57 (1): 463-491 . arXiv : 0712.1100 . Bibcode : 2007ARNPS..57..463S . doi : 10.1146/annurev.nucl.56.080805.140437 . S2CID 118473571 .
↑ أودي، ج.؛ وابسترا، أ.هـ. (25-12-1995). "تحديث عام 1995 لتقييم الكتلة الذرية". الفيزياء النووية أ . 595 (4): 409-480 . رمز Bibcode : 1995NuPhA.595..409A . doi : 10.1016/0375-9474(95)00445-9 . ISSN 0375-9474 .
↑ سولوند كيرسيبوم، أوليفر (2013). "الكربون-12 ومعدل تفاعل ألفا الثلاثي" . مجلة الفيزياء: سلسلة المؤتمرات . 436 (12072) 012072. doi : 10.1088/1742-6596/436/1/012072 – عبر IOPScience.
↑ كوك، رايان؛ بيتيني، ماكس؛ ستيدل، تشارلز سي. (26-03-2018). "تحديد وفرة الديوتيريوم البدائي بنسبة واحد بالمئة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 855 (2): 102. arXiv : 1710.11129 . Bibcode : 2018ApJ...855..102C . doi : 10.3847/1538-4357/aaab53 .
↑ آفر، إريك؛ أوليف، كيث أ.؛ بورتر، ر. ل.؛ سكيلمان، إيفان د. (30 أغسطس 2013). "وفرة الهيليوم البدائي من خلال تحديث الانبعاثيات". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية (11): 017. arXiv : 1309.0047 . Bibcode : 2013JCAP...11..017A . doi : 10.1088/1475-7516/2013/11/017 .
↑ مولارو، ب.؛ بونيفاسيو، ب.؛ كوباني، ج.؛ هوك، س. (15 يوليو 2024). " نسب نظائر ^85Rb / ^87Rb و ⁶ Li/ ^7Li خارج المجرة في سحابة ماجلان الصغرى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 690 : A38. arXiv : 2407.10818 . Bibcode : 2024A & A...690A..38M . doi : 10.1051/0004-6361/202449529 .
↑ سبايت، ف.؛ سبايت، م. (1982). "وفرة الليثيوم في النجوم غير المتطورة ونجوم القرص القديمة: التفسير والنتائج" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 115 : 357-366 . Bibcode : 1982A & A...115..357S . ISSN 0004-6361 .
↑ سبوردوني، ل.؛ بونيفاسيو، ب.؛ كافاو، إ.؛ لودفيج، هـ.-ج.؛ بيهارا، ن.ت.؛ هيرنانديز، ج.إ. غونزاليس؛ ستيفن، م.؛ كايريل، ر.؛ فريتاغ، ب. (17 أغسطس/آب 2010). "الطرف الفقير بالمعادن من هضبة سبيت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 522 : A26. arXiv : 1003.4510 . doi : 10.1051/0004-6361/200913282 .
↑ آر إتش سيبورت، بي دي فيلدز، وكيه إيه أوليف (2008). "حبة مُرّة: مشكلة الليثيوم البدائي تتفاقم". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2008 (11): 012. arXiv : 0808.2818 . Bibcode : 2008JCAP...11..012C . doi : 10.1088/1475-7516/2008/11/012 . S2CID 122212670 .
↑ وانغ، إي إكس؛ نوردلاندر، تي؛ أسبلوند، إم؛ ليند، ك؛ تشو، واي؛ ريجياني، إتش (2021-10-11). "عدم رصد الليثيوم-6 في نجوم هضبة سبيت باستخدام ESPRESSO" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 509 : 1521-1535 . arXiv : 2110.03822 . doi : 10.1093/mnras/stab2924 .
1 2 3 فيلدز، برايان د.؛ مولارو، باولو؛ ساركار، سوبير (أغسطس 2023). "مراجعات في فيزياء الجسيمات. الفصل 24: التخليق النووي للانفجار العظيم" (ملف PDF) . مجموعة بيانات الجسيمات .
↑ بانيا، تي إم؛ رود، روبرت تي؛ بالسر، دانا إس (2002). "الكثافة الكونية للباريونات من خلال رصد أيون الهيليوم-3 في مجرة درب التبانة" . مجلة نيتشر . 415 (6867): 54-57 . doi : 10.1038/415054a . ISSN 1476-4687 . PMID 11780112 .
١ ٢ مؤسسة غروبر (٨ أكتوبر ٢٠٢٥). جائزة غروبر لعلم الكونيات لعام ٢٠٢٥. تم الاطلاع عليها بتاريخ ٢٥ يناير ٢٠٢٦ – عبر يوتيوب.
↑ تعاون، DESI؛ أدامي، أ.ج.؛ أغيلار، ج.؛ أهلين، س.؛ علم، س.؛ ألكسندر، د.م.؛ ألفاريز، م.؛ ألفيس، أ.؛ أناند، أ. (2025). "DESI 2024 VI: قيود كونية من قياسات التذبذبات الصوتية الباريونية". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية (2): 021. arXiv : 2404.03002 . Bibcode : 2025JCAP...02..021A . doi : 10.1088/1475-7516/2025/02/021 .
↑ Soler, FJP, Froggatt, CD, & Muheim, F., eds., Neutrinos in Particle Physics, Astrophysics and Cosmology ( Baton Rouge : CRC Press , 2009), p. 362 .
↑ أندرسون، آر دبليو، الموسوعة الكونية: الانفجار العظيم والكون المبكر ( موريسفيل، كارولاينا الشمالية : لولو برس، إنك ، 2015)، ص 54 .
1 2 بوسبيلوف، ماكسيم؛ برادلر، جوزيف (2010-11-04). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم كأداة لاستكشاف الفيزياء الجديدة". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 539-568 . arXiv : 1011.1054 . Bibcode : 2010ARNPS..60..539P . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104521 .
↑ نوليت، كينيث م.؛ ستيغمان، غاري (2014-04-04). "التخليق النووي البدائي وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي يقيدان الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل الكهرومغناطيسي". مجلة Physical Review D. 89 ( 8) 083508. arXiv : 1312.5725 . Bibcode : 2014PhRvD..89h3508N . doi : 10.1103/PhysRevD.89.083508 .
↑ نوليت، كينيث م.؛ ستيغمان، غاري (12 فبراير 2015). "التخليق النووي البدائي وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي يقيدان الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل مع النيوترينو". مجلة Physical Review D. 91 ( 8) 083505. arXiv : 1411.6005 . Bibcode : 2015PhRvD..91h3505N . doi : 10.1103/PhysRevD.91.083505 .

للمزيد من القراءة

غاموف، ج. (15 أغسطس 1948). "أصل العناصر وانفصال المجرات" . مجلة Physical Review . 74 (4): 505-506 . Bibcode : 1948PhRv...74..505G . doi : 10.1103/PhysRev.74.505.2 .
غاموف، ج. (أكتوبر 1948). "تطور الكون" . مجلة نيتشر . 162 (4122): 680-682 . Bibcode : 1948Natur.162..680G . doi : 10.1038/162680a0 . ISSN 0028-0836 . PMID 18893719 .

روابط خارجية

فايس، آخيم. "تخليق العناصر في الانفجار العظيم: تأليف العناصر الخفيفة الأولى" . موقع آينشتاين الإلكتروني . مؤرشف من الأصل في 8 فبراير 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 فبراير 2007 .
رايت، نيد: BBN (درس تعليمي في علم الكونيات)

[RPP-1] 1 2 3 باترينياني، سي.؛ وآخرون (مجموعة بيانات الجسيمات) (2016). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم" (ملف PDF) . الفيزياء الصينية ج . 40 : 100001. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل بتاريخ 2016-12-01.

[Schramm-1998-2] 1 2 3 4 شرام، ديفيد ن.؛ تيرنر، مايكل س. (1998-01-01). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم يدخل عصر الدقة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 70 (1): 303-318 . arXiv : astro-ph/9706069 . Bibcode : 1998RvMP...70..303S . doi : 10.1103/RevModPhys.70.303 .

[KarghCosmos-3] 1 2 3 4 5 كراغ، هيلج (2007). مفاهيم الكون: من الأساطير إلى الكون المتسارع: تاريخ علم الكونيات . أكسفورد؛ نيويورك: مطبعة جامعة أكسفورد. ISBN 978-0-19-920916-3.

[4] ألفير، ر . أ .؛ بيث، هـ .؛ غاموف، ج. (1 أبريل 1948). "أصل العناصر الكيميائية" . مجلة Physical Review . 73 (7): 803-804 . Bibcode : 1948PhRv...73..803A . doi : 10.1103/PhysRev.73.803 . PMID 18877094 .

[Primordial_Helium-5] بيبلز، بي جيه إي (1966). "وفرة الهيليوم البدائي وكرة النار البدائية". رسائل المراجعة الفيزيائية . 16 (10): 410-413 . رمز Bibcode : 1966PhRvL..16..410P . doi : 10.1103/PhysRevLett.16.410 .

[Primordial_Elements-6] Wagoner, Fowler and Hoyle “ON THE SYNTHESIS OF ELEMENTS At VERY HIGH TEMPERATURES” , Robert V. Wagoner, William A. Fowler, and F. Hoyle, The Astrophysical Journal, Vol. 148, April 1967.

[7] شرام ، د.ن. (1996). الانفجار العظيم وانفجارات أخرى في الفيزياء الفلكية النووية والجسيمية . سنغافورة: وورلد ساينتيفيك. ص 175. ISBN 978-981-02-2024-2.

[8] هاشيموتو، ماسا-أكي؛ ناكامورا، ريو؛ ثوشاري، إي بي بيرني آن؛ أراي، كينزو (2018). التخليق النووي للانفجار العظيم: التاريخ النووي الحراري في الكون المبكر . سلسلة سبرينغر الموجزة في الفيزياء. سنغافورة: سبرينغر. doi : 10.1007/978-981-13-2935-7 . ISBN 978-981-13-2935-7ISSN 2191-5423

[Primordial_Elements_Monte_Carlo-9] سميث، كاوانو، ومالاني. "التحليل التجريبي والحسابي والرصدي للتخليق النووي البدائي" ، مايكل س. سميث، لورانس هـ. كاوانو وروبرت أ. مالاني، سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية، 85:219-247، أبريل 1993.

[PRIMAT-10] 1 2 3 4 بيترو، سيريل؛ كوك، آلان؛ أوزان، جان فيليب؛ فانجيوني، إليزابيث (2018-09-03). "التخليق النووي الدقيق للانفجار العظيم مع تنبؤات محسّنة للهيليوم-4" . تقارير الفيزياء . 754 (1): 1-66 . arXiv : 1801.08023 . Bibcode : 2018PhR...754....1P . doi : 10.1016/j.physrep.2018.04.005 .

[Schramm-1991-11] 1 2 شرام، ديفيد ن. (1 يناير 1991). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم: النموذج القياسي والبدائل" . فيزيكا سكريبت . T36 : 22-29 . Bibcode : 1991PhST...36...22S . doi : 10.1088/0031-8949/1991/T36/003 . ISSN 0031-8949 . متوفر في: شرام، ديفيد ن. (1996). الانفجار العظيم والانفجارات الأخرى في الفيزياء الفلكية النووية والجسيمية . سنغافورة: وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-02-2024-2. OCLC 1147737739 .

[Kolb-1990-12] 1 2 3 4 5 6 كولب، إدوارد دبليو؛ تيرنر، مايكل ستانلي (1990). الكون المبكر . آفاق في الفيزياء. ريدينغ، ماساتشوستس: أديسون-ويسلي. ISBN 978-0-201-11603-8.

[Dodelson-2003-13] 1 2 3 دودلسون، سكوت (2003). علم الكونيات الحديث . سان دييغو، كاليفورنيا: دار النشر الأكاديمية. ISBN 978-0-12-219141-1.

[14] دولغوف، أ.د. (19 أبريل 2002). "النيوترينوات في علم الكونيات". تقارير الفيزياء . 370 ( 4-5 ): 333-535 . arXiv : hep-ph/0202122 . Bibcode : 2002PhR...370..333D . doi : 10.1016/S0370-1573(02)00139-4 .

[15] باومان، دانيال (2022). علم الكونيات . كامبريدج، المملكة المتحدة. نيويورك، نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-1-108-93709-2.

[16] غروس، إي.؛ فولر، جورج م. (2016-10-01). "التأثير المفاجئ للتفاعلات الضعيفة للتيارات المشحونة المتأخرة على التخليق النووي للانفجار العظيم" . الفيزياء النووية ب . 911 : 955-973 . arXiv : 1607.02797 . Bibcode : 2016NuPhB.911..955G . doi : 10.1016/j.nuclphysb.2016.08.034 . ISSN 0550-3213 .

[LINX-17] جيوفانيتي، كارا؛ ليسانتي، ماريانجيلا؛ ليو، هونغوان؛ ميشرا-شارما، سيدهارث؛ رودرمان، جوشوا ت. (17-09-2025). "حزمة برمجية سريعة، قابلة للتفاضل، وقابلة للتوسيع لتخليق العناصر في الانفجار العظيم" . مجلة Physical Review D. 112 ( 6): 063531. arXiv : 2408.14538 . Bibcode : 2025PhRvD.112f3531G . doi : 10.1103/f3tj-r882 .

[:2-18] 1 2 3 التعاون، بلانك؛ اغانيم، ن.؛ أكرمي، ي.؛ أشداون، م.؛ أومونت، J.؛ باسيجالوبي، C .؛ بالارديني، م.؛ بانداي، AJ. باريرو ، آر بي (2021-08-09). “ نتائج بلانك 2018”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 641 : أ6. أرخايف : 1807.06209 . دوى : 10.1051/0004-6361/201833910 .

[19] أوليف، كيث أ؛ ستيغمان، غاري؛ ووكر، تيري ب (2000-08-01). "التخليق النووي البدائي: النظرية والملاحظات" . تقارير الفيزياء . 333-334 : 389-407 . arXiv : astro-ph/9905320 . Bibcode : 2000PhR...333..389O . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00031-4 . ISSN 0370-1573 .

[20] مانجانو ، جيانبيرو. سيربيكو ، باسكوالي د. (10/06/2011). "حد أعلى قوي على $Neff$ من BBN، حوالي عام 2011. رسائل الفيزياء ب . 701 (3): 296-299 . arXiv : 1103.1261 . doi : 10.1016/j.physletb.2011.05.075 .

[21] فايس، آخيم. "التوازن والتغيير: الفيزياء وراء التخليق النووي للانفجار العظيم" . أينشتاين أونلاين . مؤرشف من الأصل في 8 فبراير 2007. تم الاسترجاع في 24 فبراير 2007 .

[22] بيرتولاني، كارلوس أ. (2013). النوى في الكون . وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-4417-66-2.

[23] ويتفيلدت، فريد إي.؛ غرين، جيفري إل. (2011-11-03). "ندوة: عمر النيوترون" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 83 (4): 1173-1192 . رمز Bibcode : 2011RvMP...83.1173W . doi : 10.1103/RevModPhys.83.1173 . ISSN 0034-6861 .

[24] فان دير ليون، سي.؛ ألدرليستن، سي. (24-05-1982). "طاقة ربط الديوتريوم". الفيزياء النووية أ . 380 (2): 261-269 . Bibcode : 1982NuPhA.380..261V . doi : 10.1016/0375-9474(82)90105-1 . ISSN 0375-9474 .

[:0-25] 1 2 3 غاري ستيغمان (2007). "التخليق النووي البدائي في عصر علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 57 (1): 463-491 . arXiv : 0712.1100 . Bibcode : 2007ARNPS..57..463S . doi : 10.1146/annurev.nucl.56.080805.140437 . S2CID 118473571 .

[26] أودي، ج.؛ وابسترا، أ.هـ. (25-12-1995). "تحديث عام 1995 لتقييم الكتلة الذرية". الفيزياء النووية أ . 595 (4): 409-480 . رمز Bibcode : 1995NuPhA.595..409A . doi : 10.1016/0375-9474(95)00445-9 . ISSN 0375-9474 .

[27] سولوند كيرسيبوم، أوليفر (2013). "الكربون-12 ومعدل تفاعل ألفا الثلاثي" . مجلة الفيزياء: سلسلة المؤتمرات . 436 (12072) 012072. doi : 10.1088/1742-6596/436/1/012072 – عبر IOPScience.

[28] كوك، رايان؛ بيتيني، ماكس؛ ستيدل، تشارلز سي. (26-03-2018). "تحديد وفرة الديوتيريوم البدائي بنسبة واحد بالمئة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 855 (2): 102. arXiv : 1710.11129 . Bibcode : 2018ApJ...855..102C . doi : 10.3847/1538-4357/aaab53 .

[29] آفر، إريك؛ أوليف، كيث أ.؛ بورتر، ر. ل.؛ سكيلمان، إيفان د. (30 أغسطس 2013). "وفرة الهيليوم البدائي من خلال تحديث الانبعاثيات". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية (11): 017. arXiv : 1309.0047 . Bibcode : 2013JCAP...11..017A . doi : 10.1088/1475-7516/2013/11/017 .

[30] مولارو، ب.؛ بونيفاسيو، ب.؛ كوباني، ج.؛ هوك، س. (15 يوليو 2024). " نسب نظائر ^85Rb / ^87Rb و ⁶ Li/ ^7Li خارج المجرة في سحابة ماجلان الصغرى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 690 : A38. arXiv : 2407.10818 . Bibcode : 2024A & A...690A..38M . doi : 10.1051/0004-6361/202449529 .

[31] سبايت، ف.؛ سبايت، م. (1982). "وفرة الليثيوم في النجوم غير المتطورة ونجوم القرص القديمة: التفسير والنتائج" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 115 : 357-366 . Bibcode : 1982A & A...115..357S . ISSN 0004-6361 .

[32] سبوردوني، ل.؛ بونيفاسيو، ب.؛ كافاو، إ.؛ لودفيج، هـ.-ج.؛ بيهارا، ن.ت.؛ هيرنانديز، ج.إ. غونزاليس؛ ستيفن، م.؛ كايريل، ر.؛ فريتاغ، ب. (17 أغسطس/آب 2010). "الطرف الفقير بالمعادن من هضبة سبيت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 522 : A26. arXiv : 1003.4510 . doi : 10.1051/0004-6361/200913282 .

[33] آر إتش سيبورت، بي دي فيلدز، وكيه إيه أوليف (2008). "حبة مُرّة: مشكلة الليثيوم البدائي تتفاقم". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2008 (11): 012. arXiv : 0808.2818 . Bibcode : 2008JCAP...11..012C . doi : 10.1088/1475-7516/2008/11/012 . S2CID 122212670 .

[34] وانغ، إي إكس؛ نوردلاندر، تي؛ أسبلوند، إم؛ ليند، ك؛ تشو، واي؛ ريجياني، إتش (2021-10-11). "عدم رصد الليثيوم-6 في نجوم هضبة سبيت باستخدام ESPRESSO" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 509 : 1521-1535 . arXiv : 2110.03822 . doi : 10.1093/mnras/stab2924 .

[:1-35] 1 2 3 فيلدز، برايان د.؛ مولارو، باولو؛ ساركار، سوبير (أغسطس 2023). "مراجعات في فيزياء الجسيمات. الفصل 24: التخليق النووي للانفجار العظيم" (ملف PDF) . مجموعة بيانات الجسيمات .

[36] بانيا، تي إم؛ رود، روبرت تي؛ بالسر، دانا إس (2002). "الكثافة الكونية للباريونات من خلال رصد أيون الهيليوم-3 في مجرة درب التبانة" . مجلة نيتشر . 415 (6867): 54-57 . doi : 10.1038/415054a . ISSN 1476-4687 . PMID 11780112 .

[:4-37] ١ ٢ مؤسسة غروبر (٨ أكتوبر ٢٠٢٥). جائزة غروبر لعلم الكونيات لعام ٢٠٢٥. تم الاطلاع عليها بتاريخ ٢٥ يناير ٢٠٢٦ – عبر يوتيوب.

[38] تعاون، DESI؛ أدامي، أ.ج.؛ أغيلار، ج.؛ أهلين، س.؛ علم، س.؛ ألكسندر، د.م.؛ ألفاريز، م.؛ ألفيس، أ.؛ أناند، أ. (2025). "DESI 2024 VI: قيود كونية من قياسات التذبذبات الصوتية الباريونية". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية (2): 021. arXiv : 2404.03002 . Bibcode : 2025JCAP...02..021A . doi : 10.1088/1475-7516/2025/02/021 .

[39] Soler, FJP, Froggatt, CD, & Muheim, F., eds., Neutrinos in Particle Physics, Astrophysics and Cosmology ( Baton Rouge : CRC Press , 2009), p. 362 .

[40] أندرسون، آر دبليو، الموسوعة الكونية: الانفجار العظيم والكون المبكر ( موريسفيل، كارولاينا الشمالية : لولو برس، إنك ، 2015)، ص 54 .

[:3-41] 1 2 بوسبيلوف، ماكسيم؛ برادلر، جوزيف (2010-11-04). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم كأداة لاستكشاف الفيزياء الجديدة". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 539-568 . arXiv : 1011.1054 . Bibcode : 2010ARNPS..60..539P . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104521 .

[42] نوليت، كينيث م.؛ ستيغمان، غاري (2014-04-04). "التخليق النووي البدائي وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي يقيدان الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل الكهرومغناطيسي". مجلة Physical Review D. 89 ( 8) 083508. arXiv : 1312.5725 . Bibcode : 2014PhRvD..89h3508N . doi : 10.1103/PhysRevD.89.083508 .

[43] نوليت، كينيث م.؛ ستيغمان، غاري (12 فبراير 2015). "التخليق النووي البدائي وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي يقيدان الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل مع النيوترينو". مجلة Physical Review D. 91 ( 8) 083505. arXiv : 1411.6005 . Bibcode : 2015PhRvD..91h3505N . doi : 10.1103/PhysRevD.91.083505 .

[ 1 ]

2 ] تعتمد

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ ٧ ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[

[ 14 ]

[

[

[ 17 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[

[

[

[

[ 36 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

اللغة	العربية (RTL)
روابط موسوعية	30 رابطاً
المصدر الأصلي	ويكيبيديا ↗