太初核合成

太初核合成（Big Bang nucleosynthesis，缩写为BBN，也称为primordial nucleosynthesis、archeonucleosynthesis、 archonucleosynthesis、protonucleosynthesis或paleonucleosynthesis）是物理宇宙学叙述宇宙在早期阶段产生核的过程，产生的是最轻的氢的同位素H-1（氢-1，1H是有一个质子做为核）。大多数宇宙学家认为，原始的核合成发生在大爆炸后大约10秒到20分钟的时间间隔内，同时根据计算，宇宙中大部分氦的形成是氦的同位素氦-4（4He），以及少量的氢的同位素氘（2H或D），氦的同位素氦-3（3He），以及少量的锂-7（7Li）。除了这些稳定的核之外，还产生了两种不稳定的放射性同位素：氢的同位素氚（重氢，3H或T）；和铍的同位素铍-7（7铍）；但这些不稳定的同位素后来分别衰变为如前所述的氦-3（3He）和锂-7（7Li）。
基本上，所有比锂重的元素都是在很久以后，在恒星演化和爆炸中通过恒星核合成产生的。
特性.
太初核合成（BBN）有几个重要的特征：
计算太初核合成的关键参数是重子/光子的数量比，它是6 × 10−10的一个微小数值。这个参数对应于重子密度，并控制核子碰撞和反应的速率；由此可以计算出太初核合成结束后的元素丰度。虽然重子/光子比在确定元素丰度时很重要，但精确的数值对整体情况的影响不大。如果不对大爆炸理论本身进行重大修改，太初核合成将产生质量丰度约75%的氢-1、约25%氦-4、约0.01%的氘和氦-3，以及可觉察的锂（约为10−10）和可忽略不计的较重元素。宇宙中观测到的元素丰度通常与这些丰的数值一致，这被认为是大爆炸理论的有力证据。
由于历史原因，在物理理论学这个领域，通常引用氦二-4质量的分数，符号为"Y"。因此，25%的氦-4表示氦-4原子占质量的25%，但少于8%的原子核是氦-4原子核。其它(痕量)原子核通常用氢原子数比来表示。第一次详细计算太初同位素丰度是在1966年，多年来，通过输入对核反应速率的最新估计，对其进行了改进。1993年，第一次进行了系统性的蒙地卡罗积分分析，研究核反应速率的不确定性如何影响相关温度范围内的同位素预测。
重要参数.
太初核合成的过程中，轻元素的产生依赖许多参数，其中包括中子-质子比(可根据标准模型物理计算)和重子-光子比。
中子-质子比.
在核合成时代之前，中子-质子比是由物理学的标准模型设定的，基本上是在宇宙大爆炸后的第一秒钟内。中子可以与正电子或电子微中子反应，在下列的反应中产生质子和其它产物： 
在远早于一秒钟的时间，这些反应很快，并使中子/质子比接近1:1。随著温度的下降，由于质子的质量稍低，平衡项有利于往质子的方向移动，中子/质子比平稳的下降。这些反应随著温度和密度的降低逐渐变得缓慢，在大约T=0.7MeV(时间约一秒)时停止，称为冻结温度。在冻结状态下，中子与质子的比值约为1:6，而自由中子是不稳定的，平均寿命为880秒；有些中子在融合到任何一个原子核前的几分钟内就衰变了，因此在核合成结束后，中子与质子比率的总比率约为1:7。
几乎所有融合而不是衰变的中子，因为氦-4在轻元素中每个核子的束缚能最高，最终都生成氦-4。这就预测了所有原子中约8%应该是氦-4，而它的质量占比约为25%；这与观测的结果相符。微量的氘和氦-3仍然存在，是因为它们没有足够的时间和密度反应并形成氦-4。
重子-光子比.
重子-光子比，η，是决定核合成结束后轻元素丰度的关键参数。重子和轻元素可以在以下的主要反应中融合： 
以及其它一些导致7Li或7Be低比率的反应(一个重要的特征是没有质量为5或8的稳定核，这意味著在氦-4中加入一个重子或融合两个氦-4的反应不会发生)。
大部分太初核融合过程中的融合链，最终都中止于氦-4(4He)，而"不完整"的反应链导致少量的氘(2H)或氦-3(3He)残留；它们的数量随著重子-光子比的增加而减少。也就是说，重子-光子比越大，反应越多，氘最终转化成氦-4的效率也越高。这个结果使得氘成为量测重子-光子比的一个非常有用的工具。
太初核合成的序列.
大爆炸之后约10秒钟，宇宙已经冷却到足以让氘核在高能光子的破坏下存活，核合成就开始了(注意，中子-质子的比例在更早时就已经冻结)。这一时间基本上与暗物质的含量无关，因为在宇宙的早期都是由高能辐射主导，而这个主导的成分控制著温度/时间的关系。在当时，中子与质子的比例约为1:6，但有一小部分的中子在接下来的几百秒内，在尚未融合前就已经衰变。因此在核合成结束时，这个比值为1:7；而且几乎所有的中子都在氦-4的核中。
太初核合成(BBN)的一个特点是，在这些能量下控制物质行为的物理定律和常数已经被很好的理解，然而太初核合成仍然缺乏一些推测上的确定性，这些不确定性是宇宙生命早期的特征。另一个特点是，核合成的过程是由宇宙生命在这一阶段开始时的条件决定的，并且与之前发生的事情无关。
当宇宙膨胀时，它就会冷却。自由中子的稳定性不如氦核，而质子和中子有形成氦-4的强烈倾向。然而，形成氦-4需要经过形成氘的中间步骤。在核合成开始时，温度仍然高到有许多光子的能量大于氘的结合能；因此，形成的任何一个氘都会立即被销毁(这种情况被称为"氘瓶颈")。因而，氦-4的形成被延后，直到宇宙变得足够冷(温度大约是T=0.1MeV)，氘才能够存活；之后，元素的形成突然爆发。然而，不久之后，在大爆炸之后大约20分钟，温度和密度就都变得太低，使任何的核融合都不易发生。在这个时间点上，元素的丰度几乎是固定的，唯一的变化是太初核合成的两个不稳定产物氚和铍-7衰变的结果。
理论的历史.
在1940年代，乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔菲开始进行太初核合成的演算。他们与汉斯·贝特一起出版了《》，在讨论会上概要的说明光子-元素如何在早期的宇宙产生。
到了1970年代，在计算太初核合成的重子密度时遇到了主要的难题，观测到的数量少于依据扩张的速率计算所得，而这个难题在加入暗物质的假设后，大部分都被解决了。
重元素.
太初核合成未能制造出比铍重的元素，被认为是缺乏由8个核子组成的稳定原子核形成了瓶颈。在恒星，瓶颈是经由3个氦核（He-4）的碰撞生成碳（3氦过程）。然而，这个过程是非常缓慢的，需要数万年的时间才能将足够数量的氦转换成碳，因此在大霹雳之后的几分钟内能有的贡献是微不足道的。
氦（He-4）.
不论宇宙的初始条件为何，太初核合成预测氦质量的原始丰度为25%。只要宇宙的温度够高，氢核和中子能够很容易的相互转换，而比率取决于它们的相对质量，大约是1 个中子相对于7个质子（氢核，考虑一些中子蜕变为质子）。一旦温度降得够低，中子会迅速的与相等数量的质子结合成氦（He-4）。氦非常稳定，不会蜕变也不会结合成更重的原子核。所以每16个核子（2个中子14个质子）中的4个（25%）结合成氦核。可以这样比喻，氦好比是灰烬，当一块燃烧中的木头有足够数量的灰烬之后，燃烧的速率会变得缓慢甚至停止。
氦的丰度是很重要的，因为宇宙中多出来的氦可以用恒星核合成来解释。另一方面，这也为大霹雳理论提供一个重要的测试。如果观测到的氦丰度与25%有很大的差异，则将对此一理论提出严峻的挑战。因为氦是很难蜕变的，所以这是一个特别的假设情况：如果早期的氦丰度低于25%。在几年前，1990年代中期，观测上得到的就是如上的情况，因而天文物理学家对太初核合成有所议论，但是进一步的观测与大霹雳的理论是一致的。
氘.
氘在许多方面都是与氦相对的，氦是非常稳定与不易蜕变的，而氘不仅非常不稳定也极易蜕变。因为氦是非常的稳定，因此两个氘有结合成氦的强烈倾向。太初核合成未能将所有的氘转换成氦，唯一的原因就是宇宙膨胀使温度下降，在未全部完成前就切断了转换。与氦不同的结果是，氘的数量对温度是非常敏感的，宇宙的密度越高，氘转换成氦的数量也越多，能残留下来的氘也越少。虽然目前仍不知道大霹雳的过程制造与残留下多少可供辨识的氘，不过对于氘丰度的观测，建议宇宙不是无穷的老，这与大霹雳的理论是相符的。
在1970年代，主要的努力在发现氘可能产生的程序。结果，除此之外还发现生成氘同位素的方法。问题是，当在宇宙中整体的氘浓度与大霹雳模型一致时，它显得太高而不能与宇宙模型中假设的其他的氢核和中子一致。如果假设宇宙中包含所有的氢核和中子，以宇宙的密度，目前所观测到的氘绝大多数都应该已经燃烧成氦（He-4）。
在观测到的氘和观测到的宇宙扩张速率上的不一致，导致对氘可能产生过程的深入研究。经过10年的努力之后，一致认为这些过程是不太可能的，并且现在用来解释氘丰度的标准是宇宙不完全只有重子，还有非重子的物质（像是所知的暗物质）组成绝大部份的物质宇宙。这样的解释与演算的结果也是一致的，宇宙除了由为数众多被观测到的质子和中子组成之外，还有更多有待观测的"树丛"。
经由核合成产生氘的另一种程序是非常困难的。甚么样的过程需要足够高的温度能够生成氘，却又不足以产生氦，并且温度又还要在几分钟之内立刻降低至不足以让反应继续下去，同时还要在它再发生之前，又需要清除掉已经生成的氘。
由核分裂生成氘也是困难的。这儿的问题再度是氘受到核子过程的支配，而且原子核的碰撞可能导致核子的被吸收，自由中子或是α粒子的发射。在1970年代，企图使用宇宙射线散裂产生氘，这些企图都失败了，但却意外的产生了其他的轻元素。
太初核合成的观测测试和状态.
太初核合成的理论已经对轻元素——氘、氦（He-3和He-4）、锂（Li-7）——的生成给了详细的数学描述。特别是，这些理论产生精确的定量性的预测，即这些元素混合物的原始丰度。
为了验证这些预测，必须尽可能必要的忠实重建原始丰度，例如经由观测很少发生恒星核合成的天体（矮星系）或是观察非常遥远的天体（类星体），因而能看见宇宙在非常早期发展时的状态。
如上所述，在太初核合成的标准图形中，所有轻元素的丰度取决于所有能被观察到的普通物质（重子）相对于辐射（光子）的比率。由于宇宙是均值的，重子对光子的比率只有单一的数值。长久以来，这意味著在太初核合成理论和观测的对抗上，你必须问：所有对轻元素的观测能否解释重子对光子的唯一比率？或是更精准的说，考虑到预测和观测两者之间最佳的精确值，你可以要求：所有观测到的重子对光子的比率，有没有在一定的范围之内？
最近，问题改变了：威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景辐射的精密观测，给了重子对光子比率的一个独立数值。使用这个数值，太初核合成预测的轻元素丰度与观测的是否相符（一致）？
目前已经有资格这样的回答问题：对氦（He-4），有很好的一致性；对（He-3）和氘（对丰度的测量）比以前要好；锂（Li-7），观测和预测有著相同的数量级，但还有两倍的差异。然而，是否要重新检讨对锂丰度的假设，不如先检视我们在恒星物理和太初核合成的理论上，何者的缺陷较多。在这个层次上取得一致的协议或保证，才能在现在宇宙论上获得令人感动与深思的成功：太初核合成将现代的宇宙（大约140亿岁老）向前回溯至大约一秒钟年龄的状况下，而且结果与观测能够一致。
非标准的太初核合成.
除了标准的太初核合成理论之外，还有许多非标准的太初核合成理论，不能将它们与非标准宇宙论混淆：非标准太初核合成假设大霹雳曾经发生，但插入了其它的物理量以观察对元素丰度的影响。这些加入的片段物理条件包括放宽或解除均质的做法，或是加入新的微粒，如有质量的微中子。
已经，并且继续用各种不同的理由研究非标准的太初核合成。首先，最主要是历史的影响，要解决太初核合成在理论与观测上的不一致性。这点已经被证明是效果有限的，因为经由更好的观测可以解决不一致的问题；而且在很多的情况下，试图改变太初核合成的条件，反而导致更多观测与理论预测上的不一致。其次，在21世纪初，那些主要的非标准太初核合成理论，都需要置入未知或有风险的物理条件。例如，标准的太初核合成不需要假设异于寻常的假想微粒造成太初核合成的混乱，你加入一个假设的微粒（例如有质量的微中子）以观察在之前太初核合成的丰度在预测和观测非常不同的数值。这曾经有效过，因为加入的是质量极低的τ微中子。