बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस

भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान में, बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस (Big Bang nucleosynthesis) (जिसे आदिम न्यूक्लियोसिंथेसिस भी कहा जाता है, और संक्षेप में बीबीएन (BBN) कहा जाता है)Patrignani C. २०१६ Big-Bang nucleosynthesis http://pdg.lbl.gov/2016/reviews/rpp2016-rev-bbang-nucleosynthesis.pdf live Chin. Phys. C 40 100001 https://web.archive.org/web/20161201063050/http://pdg.lbl.gov/2016/reviews/rpp2016-rev-bbang-nucleosynthesis.pdf 2016-12-01 Particle Data Group ब्रह्मांड के विकास के पहले लगभग २० मिनटों के दौरान हल्के परमाणु नाभिक (जिसमें २H, ३He, ४He, और ७Li शामिल हैं, लेकिन ये यहीं तक सीमित नहीं हैं) के उत्पादन का एक मॉडल है।Schramm David N. Turner Michael S. 1998-01-01 Big-bang nucleosynthesis enters the precision era https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.70.303 Reviews of Modern Physics 70 1 303–318 10.1103/RevModPhys.70.303 astro-ph/9706069 1998RvMP...70..303S बीबीएन की भविष्यवाणियाँ ऊष्मागतिकीय (thermodynamic) तर्कों और परमाणु प्रतिक्रियाओं की दरों के मापन के संयोजन पर निर्भर करती हैं, जिनके प्रारंभिक ब्रह्मांड में सक्रिय होने की उम्मीद की जाती है। परिष्कृत मॉडल इन हल्के तत्वों की प्रचुरता के अवलोकनों के साथ अच्छी तरह से मेल खाते हैं। यह मॉडल मानक ब्रह्मांड विज्ञान की प्रमुख अवधारणाओं में से एक है। लिथियम से भारी तत्व इसके बजाय बाद के समय में तारों के निर्माण, विकास और मृत्यु के माध्यम से, तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस (stellar nucleosynthesis) द्वारा पर्याप्त मात्रा में निर्मित होते हैं। इतिहास बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस अनुसंधान का इतिहास जॉर्ज गेमो के साथ शुरू हुआ, जो एक परमाणु भौतिक विज्ञानी थे। उनका मानना था कि ब्रह्मांड में तत्वों की प्रचुरता पर विक्टर गोल्डश्मिट के आंकड़ों की भविष्यवाणी परमाणु प्रतिक्रियाओं द्वारा की जा सकती है। १९४० के दशक की शुरुआत में गेमो ने महसूस किया कि परमाणु प्रतिक्रियाओं के लिए आवश्यक अत्यधिक उच्च तापमान और दबाव का तात्पर्य एक विस्फोट और उसके बाद होने वाले विस्तार से था।Kragh Helge Conceptions of cosmos: from myths to the accelerating universe: a history of cosmology https://archive.org/details/conceptionsofcos0000krag २००७ Oxford University Press 978-0-19-920916-3 Oxford; New York१७७ उनके छात्र राल्फ अल्फर द्वारा की गई गणनाएँ, जो प्रसिद्ध अल्फर-बेथे-गेमो पेपर में प्रकाशितAlpher R. A. Bethe H. Hans Bethe Gamow G. George Gamow १ अप्रैल १९४८ The Origin of Chemical Elements Physical Review 73 7 803–804 1948PhRv...73..803A 10.1103/PhysRev.73.803 18877094 Ralph Asher Alpher free हुईं, उन्होंने प्रारंभिक ब्रह्मांड में हल्के तत्वों के उत्पादन के एक शुरुआती सिद्धांत की रूपरेखा तैयार की। इन शुरुआती प्रयासों में विशिष्ट परमाणु प्रतिक्रियाएं शामिल नहीं थीं। जब एनरिको फर्मी और एंथनी एल. तुर्केविच ने इसका प्रयास किया, तो उन्होंने पाया कि वे हाइड्रोजन और हीलियम की भविष्यवाणी तो कर सकते थे, लेकिन उससे भारी तत्वों की नहीं। मुख्य समस्या एक "द्रव्यमान अंतर" (mass gap) थी: ५ और ८ परमाणु द्रव्यमान इकाइयों (atomic mass units) वाले कोई नाभिक नहीं थे जो प्रतिक्रियाओं को उच्च द्रव्यमान तक पहुँचाने के लिए आवश्यक थे। १९५३ में यह समस्या असाध्य प्रतीत हुई और इसने पूरी अवधारणा पर संदेह पैदा कर दिया।१८१ इसके प्रतिस्पर्धी ब्रह्मांड विज्ञान मॉडल, स्थिर अवस्था मॉडल (steady state model), जो फ्रेड हॉयल और हर्मन बोंडी तथा थॉमस गोल्ड द्वारा १९४८ के दो प्रकाशनों में सामने आया था, में द्रव्यमान अंतर की कोई समस्या नहीं थी क्योंकि इसने शुरू में परमाणु प्रक्रियाओं की अनदेखी की थी। १९५७ में, हॉयल ने तारों में न्यूक्लियोसिंथेसिस का एक विस्तृत मॉडल विकसित करने के लिए मार्गरेट बर्बिज, जियोफ्रे बर्बिज, और विलियम ए. फाउलर के साथ मिलकर काम किया। इस सिद्धांत ने हाइड्रोजन और हीलियम को छोड़कर लगभग अन्य सभी तत्वों की प्रचुरता का सटीक मिलान किया, जबकि हाइड्रोजन और हीलियम की सही भविष्यवाणी बिग बैंग सिद्धांत द्वारा की गई थी।१९० १९६५ में कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन (ब्रह्मांडीय सूक्ष्मतरंग पृष्ठभूमि विकिरण) की खोज ने बिग बैंग सिद्धांत का पुरजोर समर्थन किया और इसने जिम पीबल्स को आदिम समस्थानिक प्रचुरता की पहली विस्तृत गणना में अनुमानित पृष्ठभूमि तापमान, ३K, का उपयोग करने की अनुमति दी।10.1103/PhysRevLett.16.410 Primeval Helium Abundance and the Primeval Fireball Physical Review Letters 16 10 410–413 १९६६ Peebles P. J. E. 1966PhRvL..16..410P इस गणना ने हीलियम (He) की प्रचुरता २६% से २८% के बीच दिखाई। अगले वर्ष हॉयल, फाउलर और रॉबर्ट वैगनर ने दिखाया कि हीलियम जैसे बहुत हल्के तत्वों के निर्माण के लिए तारों द्वारा प्रदान किए जाने वाले तापमान से अधिक उच्च तापमान की आवश्यकता होती है।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. इस प्रमाण को अधिकांश वैज्ञानिकों ने बिग बैंग मॉडल के समर्थन के रूप में स्वीकार किया।२०६ १९७२ में कोपरनिकस उपग्रह ने ड्यूटेरियम प्रचुरता के सटीक माप प्रदान करना शुरू किया। चूंकि ड्यूटेरियम का आदिम संश्लेषण ३He के संश्लेषण की तुलना में बेरियन घनत्व पर अधिक मजबूती से निर्भर करता है, इसलिए आदिम घनत्व का अनुमान लगाने के लिए ड्यूटेरियम प्रचुरता का उपयोग किया जा सकता था। १९९० के दशक तक अतिरिक्त मापों से यह निष्कर्ष निकला कि इस घनत्व का तात्पर्य यह है कि ब्रह्मांड में बेरियन के अलावा अन्य द्रव्यमान भी होना चाहिए, एक ऐसी अवधारणा जिसे आगे चलकर डार्क मैटर (काला पदार्थ) कहा गया।२०६ Schramm D. N. David Schramm (astrophysicist) https://archive.org/details/bigbangotherexpl0000schr The Big Bang and Other Explosions in Nuclear and Particle Astrophysics World Scientific १९९६ 978-981-02-2024-2 Singapore 175 registration इन न्यूक्लियोसिंथेसिस विधियों को इनपुट परमाणु प्रतिक्रिया दरों के अद्यतन अनुमानों का उपयोग करके वर्षों से परिष्कृत किया गया है।Hashimoto Masa-aki https://link.springer.com/book/10.1007/978-981-13-2935-7 Big-Bang Nucleosynthesis: Thermonuclear History in the Early Universe Nakamura Riou Thushari E. P. Berni Ann Arai Kenzo २०१८ Springer 978-981-13-2935-7 SpringerBriefs in Physics Ser Singapore en 10.1007/978-981-13-2935-7 2191-5423३ परमाणु प्रतिक्रिया दर की अनिश्चितताएं प्रासंगिक तापमान सीमा पर आइसोटोप की भविष्यवाणियों को कैसे प्रभावित करती हैं, इसका पहला व्यवस्थित मोंटे कार्लो (Monte Carlo) अध्ययन १९९३ में किया गया था।Smith, Kawano, and Malaney. "EXPERIMENTAL, COMPUTATIONAL, AND OBSERVATIONAL ANALYSIS OF PRIMORDIAL NUCLEOSYNTHESIS", Michael S. Smith, Lawrence H. Kawano and Robert A. Malaney, The Astrophysical Journal Supplement Series, 85:219-247, 1993 April. भौतिक विवरण thumb|upright=१.४|बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान हल्के तत्व नाभिकों की प्रचुरता, बिग बैंग के बाद के समय के रूप में सेकंड में (निचला अक्ष) या मानक मॉडल (Standard Model) प्लाज्मा तापमान MeV में।Pitrou Cyril Coc Alain Uzan Jean-Phillipe Vangioni Elisabeth 2018-09-03 Precision big bang nucleosynthesis with improved Helium-4 predictions https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370157318301054 Physics Reports 754 1 1–66 10.1016/j.physrep.2018.04.005 1801.08023 2018PhR...754....1P y-अक्ष प्रत्येक व्यक्तिगत प्रजाति के संख्या घनत्व (number density) को बेरियन के संख्या घनत्व से विभाजित करके प्रचुरता को दर्शाता है। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस फैलते और ठंडे होते प्रारंभिक ब्रह्मांड में प्रोटॉन और न्यूट्रॉन से परमाणु नाभिक के उत्पादन का वर्णन करता है। यह प्रक्रिया संतुलन (equilibrium) में होती है जहाँ प्रोटॉन और न्यूट्रॉन मिलकर नाभिक बनाते हैं और नाभिक विघटित होते रहते हैं। जैसे-जैसे तापमान और दबाव कम होता है, संतुलन कुछ हल्के तत्व नाभिकों के पक्ष में स्थानांतरित हो जाता है। आगे का विस्तार बीबीएन (BBN) प्रक्रियाओं को रोक देता है, जिससे इन तत्वों की प्रारंभिक ब्रह्मांडीय प्रचुरता निर्धारित हो जाती है।Schramm David N January 1, 1991 Big Bang nucleosynthesis: the Standard Model and alternatives https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0031-8949/1991/T36/003 Physica Scripta T36 22–29 10.1088/0031-8949/1991/T36/003 1991PhST...36...22S 0031-8949 subscription available in Schramm David N. The big bang and other explosions in nuclear and particle astrophysics https://archive.org/details/bigbangotherexpl0000schr 1996 World Scientific 978-981-02-2024-2 Singapore 1147737739३६ बीबीएन के दौरान ब्रह्मांडीय विस्तार की प्रक्रिया को फ्रीडमैन-रॉबर्टसन-वाकर मॉडल द्वारा वर्णित किया गया है। ये समीकरण ब्रह्मांड के विस्तार की दर के साथ-साथ विभिन्न कण प्रजातियों के ऊर्जा घनत्व के विकास को पूरी तरह से निर्धारित करते हैं। विशेष रूप से, ये समीकरण संकेत देते हैं कि जैसे-जैसे बीबीएन आगे बढ़ता है, ब्रह्मांड कम सघन होता जाता है और मानक मॉडल में कणों का तापमान गिरता जाता. है। १–२ MeV से ऊपर के तापमान पर, प्रोटॉन और न्यूट्रॉन क्षीण अन्योन्यक्रिया (weak interaction) के माध्यम से आपस में परिवर्तित होते थे। जैसे ही तापमान गिरा, ये प्रतिक्रियाएं संतुलन से बाहर हो गईं, न्यूट्रॉन मुख्य रूप से प्रोटॉन में क्षय (decay) होने लगे, और न्यूट्रॉन-टू-प्रोटॉन अनुपात गिरकर लगभग १/७ रह गया।३१५ यह हल्के नाभिकों के गठन की शुरुआत के लिए प्रारंभिक स्थिति निर्धारित करता है।६३ बीबीएन वास्तविक रूप से तब शुरू हुआ जब मानक मॉडल कणों का तापमान गिरकर लगभग १ MeV से नीचे आ गया।Kolb Edward W. The early universe Turner Michael Stanley 1990 Addison-Wesley 978-0-201-11603-8 Frontiers in physics Reading, Mass इस तापमान पर, प्रारंभिक ब्रह्मांड में फोटॉन की औसत ऊर्जा इतनी कम थी कि वे ड्यूटेरियम के बनते ही उसे तोड़ नहीं सकते थे, लेकिन ब्रह्मांड इतना गर्म और सघन बना रहा कि संलयन (fusion) प्रतिक्रियाएं महत्वपूर्ण दर से हो सकें। इसका मतलब यह था कि ड्यूटेरियम की एक बड़ी आबादी का निर्माण हुआ। इसके बाद यह ड्यूटेरियम संलयित होकर भारी नाभिकों में बदल गया, जिसमें ट्रिटियम, हीलियम-३, हीलियम-४, और लिथियम-७ शामिल हैं।३१५ हीलियम-४ में एक बड़ी बंधन ऊर्जा (binding energy) होती है, जिसका अर्थ है कि एक बार हीलियम-४ नाभिक बनने के बाद, इसे तोड़ना और इसके घटकों को भारी नाभिक में शामिल करना कठिन होता है। इसलिए बीबीएन के बाद ब्रह्मांड में पदार्थ मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम-४ के रूप में है।Dodelson Scott Modern cosmology 2003 Academic Press 978-0-12-219141-1 San Diego, Calif६८ मानक बीबीएन भविष्यवाणी करता है कि जब तक बीबीएन समाप्त होता है, तब तक ब्रह्मांड द्रव्यमान के हिसाब से लगभग ७५% हाइड्रोजन और २५% हीलियम-४ से बना होता है। लगभग १००,००० नाभिकों में से १ नाभिक ड्यूटेरियम या हीलियम-३ का होता है, और १,०००,०००,००० नाभिकों में से १ नाभिक लिथियम-७ का होता. है। इससे भी भारी तत्वों, जैसे कि ऑक्सीजन-२० जितने भारी तत्वों के बनने की भविष्यवाणी की गई है, लेकिन वे बहुत ही सूक्ष्म मात्रा में होते हैं। बीबीएन ब्रह्मांड विज्ञान में दो अन्य महत्वपूर्ण घटनाओं के साथ या लगभग एक ही समय पर घटित होता है। न्यूट्रिनो डिकपलिंग तब हुई जब क्षीण अन्योन्यक्रिया संतुलन से बाहर हो गई,Dolgov A. D. Neutrinos in cosmology Physics Reports 2002-04-19 370 4–5 333–535 10.1016/S0370-1573(02)00139-4 hep-ph/0202122 2002PhR...370..333D जो कि बीबीएन शुरू होने के ठीक पहले की बात है। इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन विलोपन (Electron–positron annihilation) बीबीएन के दौरान, लगभग ०.५ MeV पर हुआ, जब फोटॉन के पास संतुलन बनाए रखने के लिए वापस इलेक्ट्रॉन और पॉज़िट्रॉन में बदलने के लिए पर्याप्त ऊर्जा नहीं बची थी।Baumann Daniel Cosmology 2022 Cambridge University Press 978-1-108-93709-2 Cambridge, United Kingdom New York, NY इसके परिणामस्वरूप ब्रह्मांड में पॉज़िट्रॉन की प्रचुरता समाप्त हो गई और फोटॉन गर्म हो गए। चूंकि इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन विलोपन न्यूट्रिनो डिकपलिंग के बाद हुआ था, इसलिए जब इलेक्ट्रॉन और पॉज़िट्रॉन नष्ट हुए तो न्यूट्रिनो फोटॉन के साथ गर्म नहीं हुए, और फोटॉन ने न्यूट्रिनो से एक अलग तापमान विकसित कर लिया। प्रोटॉन-न्यूट्रॉन के आपसी रूपांतरण की दरों और हल्के तत्वों की प्रचुरता की भविष्यवाणी के लिए इसके महत्वपूर्ण परिणाम होते हैं।Grohs E. Fuller George M. 2016-10-01 The surprising influence of late charged current weak interactions on Big Bang Nucleosynthesis https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0550321316302644 Nuclear Physics B 911 955–973 10.1016/j.nuclphysb.2016.08.034 1607.02797 2016NuPhB.911..955G 0550-3213 संदर्भ श्रेणी:भौतिक विज्ञान श्रेणी:भौतिक ब्रह्मांडिकी