原始軽元素存在量

ビッグバン後に残された水素、ヘリウム、および微量の軽元素の比率は、手つかずの宇宙環境で測定され、初期宇宙物理学の鋭敏な検証手段を提供する。

Definition

原始軽元素存在量とは、ビッグバン原子核合成によって生成された最も軽い原子核の相対量であり、後の恒星原子核合成によって変化する前の状態として、水素に対する比率または質量分率として表される。

Scope

このトピックでは、重水素、ヘリウム3、ヘリウム4、リチウム7の測定された原始存在量、恒星の処理によって変化する前のそれらを推定するために使用される天文学的環境、これらの測定値と元素合成予測との比較、および未解決のリチウム問題について扱う。

Core questions

• 軽元素の原始存在量とは何か？
• これらの存在量は、星からの汚染なしにどのように測定されるのか？
• なぜリチウムの存在量は理論と一致しないのか？

Key concepts

• 重水素存在量
• ヘリウム4質量分率
• ヘリウム3
• リチウム7
• 金属量の少ない環境
• バリオン密度計
• リチウム問題

Key theories

バリオン密度計としての重水素

重水素はビッグバン後には破壊されるだけで生成されず、その原始存在量はバリオン密度に非常に敏感であるため、手つかずのガス中の測定は宇宙のバリオン含有量を正確に探る手段となる。

ヘリウム4質量分率

バリオン質量の約4分の1がヘリウム4として出現した。これはバリオン密度には弱く依存するが、膨張率と中性子寿命には敏感な堅牢な予測であり、金属量の少ない銀河外ガスで測定される。

Mechanisms

天文学者は、クエーサーの視線に沿った手つかずのガス雲の吸収線で重水素を、金属量の少ない矮小銀河からの放射でヘリウム4を、そして古いハロー星の大気中でリチウムを測定し、ゼロ金属量に外挿することで、ビッグバン原子核合成によって設定された値を回復する。

Clinical relevance

測定された重水素とヘリウムの存在量が多くの桁にわたって理論と一致することは、高温ビッグバンを検証し、宇宙マイクロ波背景放射とは独立して宇宙のバリオン密度を決定する。一方、持続的なリチウムの不一致は、新しい物理学への窓となる可能性がある。

History

1970年代の初期のヘリウム測定はビッグバンを支持し、1990年代以降の高解像度クエーサー分光法は正確な重水素存在量をもたらした。測定が精密化するにつれて、リチウム7の存在量は、他の点では優れた一致にもかかわらず、頑固な不一致として浮上した。

Debates

リチウム問題

古い星で測定されたリチウム7は、宇宙マイクロ波背景放射のバリオン密度から予測される値よりも数倍低く、その説明としては、恒星による枯渇、不確かな核反応率、標準模型を超える物理学などが提案されているが、いずれもまだ決定的ではない。

Key figures

• Gary Steigman
• Keith Olive
• Brian Fields
• David Tytler

Seminal works

• cyburt2016

Frequently asked questions

なぜ金属量の少ない環境で存在量を測定するのか？

星は宇宙の時間とともに軽元素を生成・破壊するため、原始値を回復するために天文学者は、後の恒星処理による汚染が最も少ない、最も化学的に手つかずの、金属量の少ないガスや星を探す。

リチウム問題とは何か？

これは、宇宙マイクロ波背景放射からのバリオン密度を用いてビッグバン原子核合成によって予測されるリチウム7の存在量と、古代の星で実際に観測されるより少ない量との間の不一致であり、この矛盾は未だ説明されていない。