Kozmolojik lityum sorunu

Astronomide (Astrofizik, Kozmoloji vb.), lityum sorunu veya lityum tutarsızlığı, galaksimizdeki metal açısından fakir ( Popülasyon II ) halo yıldızlarının gözlemlerinden anlaşılan lityumun ilkel bolluğu ile Big Bang nükleosentezi + WMAP, CMB'nın(Kozmik Mikrodalga Arkaalan Işınımı kozmik baryon yoğunluğu tahminleri nedeniyle teorik olarak var olması gereken miktar arasındaki tutarsızlığı ifade eder. Yani, Big Bang'in (Büyük Patlama) en yaygın kabul gören modelleri, ilkel lityumun, özellikle 7Li'nin üç katı kadar var olması gerektiğini öne sürüyor. Bu, tahminlerle tutarlı olan hidrojen ( 1H ve 2H ) ve helyum ( 3He ve 4He ) izotoplarının gözlenen bolluğuyla çelişir. Tutarsızlık, bu ilkel bollukları standart BBN (Büyük Patlama Nükleosentezi) tahminlerinden kozmik baryon içeriğinin bir fonksiyonu olarak tasvir eden, astrofizikçi David Schramm'ın onuruna adlandırılan sözde "Schramm planı" ile vurgulanmıştır.
lityumun kökeni
Büyük Patlama'dan dakikalar sonra, evren neredeyse tamamen hidrojen ve helyumdan ayrıca eser miktarda lityum ve berilyumdan ve tüm ağır elementlerden ihmal edilebilecek kadar az bolluklardan oluşuyordu.
Big Bang'de Lityum Sentezi
Big Bang nükleosentezi hem 7Li'yi hem de 7Be'yi üretti ve aslında ikincisi, kütle 7 nüklidlerinin ilkel sentezine hakimdir. Öte yandan, Büyük Patlama 6Li'yı 1000 kattan daha küçük seviyelerde üretti. Daha sonra 7Be elektron yakalama yoluyla 7Li'ye bozunur ( yarı ömür 53,22 gün), böylece gözlemlenebilir ilkel lityum bolluğu esasen ilkel Li-7 ve radyojenik lityumu 7Be bozunmasından toplar.
ve tarafından yok edildi
Big Bang'de üretilen lityum miktarı hesaplanabilir. Hidrojen-1, evrendeki atomların kabaca %92'sini oluşturan en bol nükliddir ve %8'de helyum-4 ikincidir. 2H, 3H, 3He, 6Li, 7Li ve 7Be gibi diğer izotoplar çok daha nadirdir; ilkel lityumun tahmini bolluğu, hidrojene göre 10 −10'dur. 1 H ve 4He'nin hesaplanan bolluğu ve oranı, genç yıldızların gözlemlerinden elde edilen verilerle uyumludur.
PP II Kolu
Yıldızlarda, 7Li bir proton-proton zincir reaksiyonunda yapılır.
P-P II dalı, 14 ila MK (Mega Kelvin) sıcaklıklarda baskındır.
Gözlenen lityum bolluğu
Düşük teorik lityum bolluğuna rağmen gerçek gözlemlenebilir miktar, hesaplanan miktardan 3-4 kat daha azdır. Bu, tahminlerle tutarlı olan hidrojen ( 1H ve 2H ) ve helyum ( 3He ve 4He ) izotoplarının gözlenen bolluğuyla çelişir.
Daha yaşlı yıldızlarda (Pop 2) olması gerekenden daha az lityum var gibi görünüyor ve bazı genç yıldızlarda (Pop 1) çok daha fazla lityum var. Bu durumda önerilen bir model, bir yıldızın gençliği sırasında üretilen lityumun araştırmacıların "türbülanslı karıştırma" ve "yayılma" olarak tanımladıkları etkiler nedeniyle yıldızın atmosferinin altına (doğrudan gözlemden gizlendiği yerde) doğru hareket etmesi yani batmasıdır. Yıldız yaşlandıkça artması veya birikmesi önerilmektedir. Metal bakımından fakir küresel bir küme olan NGC 6397'deki yıldızların spektroskopik gözlemleri, lityum bolluğu ve yaş arasındaki ters ilişki ile tutarlıdır, ancak difüzyon için teorik bir mekanizma resmileştirilmemiştir. 2,4 milyon santigrat derecenin üzerindeki sıcaklıklarda bir protonla çarpışması nedeniyle iki helyum atomuna dönüşmesine rağmen (çoğu yıldız bu sıcaklığa kendi içlerinde kolayca ulaşır), lityum mevcut hesaplamaların sonraki nesil yıldızlarda tahmin edeceğinden daha fazladır.
Lityum ayrıca kahverengi cüce yıldız altı nesnelerde ve bazı anormal turuncu yıldızlarda bulunur. Lityum daha soğuk ve daha az kütleli kahverengi cücelerde bulunur. Daha sıcak kırmızı cüce yıldızlarda ise yok edilir. Böylece yıldızların spektrumlarındaki varlığı, her ikisi de Güneşten daha küçük olduğu için ikisini ayırt etmek için "lityum testinde" kullanılabilir.
Gezegenleri olan Güneş benzeri yıldızlarda daha az lityum
Gezegen sistemi barındırmayan güneş benzeri yıldızlar, 500 yıldızdan oluşan bir örneklemde gezegenleri olan Güneş benzeri yıldızların 10 katı lityuma sahiptir. Güneş'in yüzey katmanları (atmosfer katmanları), yüzey konvektif bölgesi lityumu yakacak kadar sıcak olmamasına rağmen orijinal oluşum protosolar gaz bulutlarının lityumunun %1'inden daha azına sahiptir. Gezegenlerin çekim kuvvetinin, yıldız yüzeyinin çalkalanmasını artırabileceğinden ve lityumun, lityum yanmasının meydana geldiği daha sıcak çekirdeklere doğru sürülebileceğinden şüpheleniliyor. Lityumun yokluğu da yeni gezegen sistemleri bulmanın bir yolu olabilir. Bununla birlikte, iddia edilen bu ilişki, gezegen astrofizik camiasında bir tartışma konusu haline geldi, sıklıkla reddedildi ama aynı zamanda desteklendi.
Metal açısından fakir yıldızlarda beklenenden daha yüksek lityum
Bazı turuncu yıldızlar ayrıca yüksek oranda lityum içerebilir. Bu turuncu yıldızların, yerçekimi daha ağır lityumu bir hidrojen-helyum yıldızının yüzeyine çektiği ve daha fazla lityumun gözlemlenmesine neden olduğu açıktır. Normalden daha yüksek bir lityum yörünge kütleli nesne konsantrasyonuna (nötron yıldızları veya karadelikler) sahip olduğu bulundu.
Önerilen çözümler
Olası çözümler üç geniş sınıfa ayrılır.
Astrofizik çözümler
Eğer BBN tahminlerinin doğru olma olasılığı göz önüne alındığında, ilkel lityum bolluğunun ölçülen değeri hatalı olmalıdır. Astrofiziksel çözümler bir çeşit revizyon sunuyor. Örneğin, iyonlaşma düzeltmesi ve yanlış yıldız sıcaklıkları belirleme dahil olmak üzere sistematik hatalar yıldızlardaki Li/H oranlarını etkileyebilir. Ayrıca, mevcut lityum seviyeleri yıldızdaki ilk bolluğu yansıtmayabileceğinden, lityum tükenmesi üzerine daha fazla gözlem önemini koruyor. Özetle, ilkel lityum bolluğunun doğru ölçümleri, ilerlemenin mevcut odak noktasıdır.
Bazı astronomlar nükleonların hızlarının Maxwell-Boltzmann dağılımını takip etmediğini öne sürüyorlar. Bu durumu Tsallis'in kapsamlı olmayan istatistiklerinin çerçevesinde test ederler. Sonuçları, 1.069<q<1.082'nin kozmolojik lityum sorununa olası yeni bir çözüm olduğunu gösteriyor.
Nükleer fizik çözümleri
Ölçülen ilkel Lityum bolluğunun doğru olduğu ve parçacık fiziğinin Standart Modeline ve standart kozmolojiye dayalı olduğu düşünüldüğü zaman, lityum sorunu BBN hafif element tahminlerinde bazı hatalar olabileceğini ima eder. Her ne kadar standart BBN, iyi belirlenmiş fiziğe dayansa da, zayıf ve güçlü etkileşimler BBN için karmaşıktır ve bu nedenle standart BBN hesaplamasındaki zayıf nokta olabilir.
Öncelikle yanlış veya eksik reaksiyonlar lityum sorununa yol açabilir. Yanlış reaksiyonlar için ana düşünceler, son araştırmalara göre tesir kesiti hatalarının ve standart termonükleer oranların revizyonunda yatmaktadır.
İkinci olarak, Fred Hoyle'un üçlü alfa sürecinde önemli bir faktör olan karbon-12'deki bir rezonansı keşfetmesine dayanır. Bu noktadan hareketler, bazıları deneysel tespitten kaçmış olabilecek veya etkileri hafife alınmış olabilecek rezonans reaksiyonları lityum sorununa olası çözümler haline geldi.
Standart Modelin Ötesinde Çözümler
Hesaplamaların tümünün doğru yapıldığı varsayımları altında, mevcut Standart Modelin veya standart kozmolojinin ötesinde çözümlere ihtiyaç duyulabilir.
Karanlık madde bozunması ve süpersimetri, BBN sırasında ve sonrasında hafif elementleri değiştirebilen ve süpersimetrik kozmolojilerde iyi motive edilmiş kaynağı bulabilen zengin bir dizi yeni süreç sunduğu yeni bir olasılık sağlar. Tamamen çalışır durumdaki Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) ile keşfedildiği takdirde parçacık fiziği ve kozmolojisinde devrim yaratacak olan minimal süpersimetrinin büyük bir kısmı elinizin altındadır; ancak, 2020'deki ATLAS deneyinin sonuçları birçok süpersimetrik modeli hariç tuttu.
Temel sabitleri değiştirmek olası bir çözüm olabilir ve bu ilk olarak, yüksek kırmızıya kayma bölgelerinde bulunan metallerdeki atomik geçişlerin bizimkinden farklı davranabileceğini ima eder. (Ancak unutulmamalıdır ki temel sabitleri değiştirmek varolan tüm fiziksel süreçleri etkileyecektir.) Ek olarak, Standart Model bağlantıları ve parçacık kütleleri değişebilir; üçüncüsü, nükleer fizik parametrelerinde değişiklik gereklidir.
Standart olmayan kozmolojiler ise farklı bölgelerde baryon/foton oranının değiştiğini gösterir. Bir öneri olarak kozmolojik ilkede tanımlanan homojenlikten farklı olarak, kozmik yoğunluktaki büyük ölçekli homojensizliklerin bir sonucudur. Bununla birlikte bu olasılığı test etmek için büyük miktarda gözlem gerektirir.