Nucleosinteza Big Bang

Parte dintr-o serie despre
Cosmologie fizică
Big Bang • Univers Cosmos Vârsta universului Cronologia universului
Universul timpuriu Epoca Planck Epoca marii unificări Epoca electroslabă Epoca quark Epoca hadron Epoca lepton Epoca foton Nucleosinteza Big Bang Vid fals Inflație Fundaluri Radiație cosmică de fond Fond cosmic de neutrini Fond cosmic infraroșu
Expansiune • Viitor Legea lui Hubble • Deplasare spre roșu Expansiunea universului Accelerarea expansiunii universului Modelul FLRW • Ecuațiile lui Friedmann Soarta finală a universului Moartea termică a universului Big Rip Big Crunch Big Bounce
Componente • Structură Componente Modelul Lambda-CDM Materia barionică Energie Radiație Energie întunecată Chintesență Energie fantomă Materia întunecată Radiație întunecată Structură Forma universului Reionizare • Structura și arhitectura universului Formarea galaxiilor Populație de stele Filament galactic Super-roi de galaxii Roi de galaxii Grup de galaxii Grupul Local Galaxie Halou Roi de stele Sistem solar Sistem planetar Vid
Experimente BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Euclid Proiectul Illustris Large Synoptic Survey Telescope Observatorul spațial Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Oameni de știință Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedman Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Rubin Schmidt Schwarzschild Seljak Smoot Starobinskii Steinhardt Suntzeff Siuneaev Tolman Wilson Zeldovici
Categorii Portal Astronomie
v d m

Perioada nucleosintezei, cuprinzând intervalul de timp de la 3 până la 15 minute după Big Bang, încheie perioada Universului timpuriu care a constat din:

• era cuantică
• era inflaționară
• era quarqurilor
• era hadronică
• era leptonică.

Istoric

Reacții principale

Fuziunea nucleului de deuteriu (format dintr-un proton și un neutron) este reacția cea mai importantă din timpul nucleosintezei. La temperaturi foarte mari (10⁹ K) este valabilă egalitatea dintre numărul de protoni cu numărul de neutroni, dar odată cu scăderea temperaturii devine importantă dezintegrarea neutronului liber și deuteriul începe să devină stabil. Scăderea rapidă a densității numerice neutron-proton duce la formarea de Heliu⁴ și a unor elemente reziduale mai grele, acesta fiind momentul încheierii procesului de nucleosinteză și crearea condițiilor pentru procesul de recombinare a hidrogenului.

Bibliografie

• E. Toma, Introducere in astrofizica, Editura Tehnica, 1980