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物理宇宙論において、ビッグバン核合成（原始核合成とも呼ばれ、BBNと略される）[ 1 ]は、宇宙の進化の最初の約20分間に軽原子核（2H、3He、4He、7Liなどを含むが、これらに限定されない）が生成されるモデルである。[2] BBNの予測は、熱力学的議論と、初期宇宙で活発であると予想される核反応の速度の測定の組み合わせに基づいている。改良されたモデルは、これらの軽元素の存在量の観測とよく一致する傾向がある。このモデルは、標準宇宙論の重要な概念の1つである。
リチウムよりも重い元素は、恒星の形成、進化、そして死を通して、後の時代に恒星核合成によってかなりの量が生成される。
ビッグバン原子核合成研究の歴史は、宇宙における元素の存在量に関するヴィクトル・ゴールドシュミットのデータが核反応によって予測できると考えた原子核物理学者ジョージ・ガモフから始まった。1940年代初頭、ガモフは、核反応に必要な非常に高い温度と圧力が爆発とその後の膨張を意味することに気づいた。 [ 3 ]： 177彼の教え子ラルフ・アルファーによる計算は、有名なアルファー・ベーテ・ガモフ論文[ 4 ]で発表され、初期宇宙における軽元素生成の初期理論の概要を示した。これらの初期の取り組みは、特定の核反応を伴わなかった。エンリコ・フェルミとアンソニー・L・ターケヴィッチが試みたとき、彼らは水素とヘリウムは予測できたが、より重い元素は予測できなかった。重要な問題は「質量ギャップ」であった。反応がより高い質量に達するために必要な5原子質量単位と8原子質量単位の質量を持つ原子核は存在しない。 1953年当時、この問題は克服不可能に思え、概念全体に疑問を投げかけた。[ 3 ]： 181
競合する宇宙論モデルである定常宇宙モデルは、1948年にフレッド・ホイルとハーマン・ボンディ、トーマス・ゴールドによって発表された2つの論文に登場したが、当初は核反応を無視していたため、質量ギャップの問題はなかった。1957年、ホイルはマーガレット・バービッジ、ジェフリー・バービッジ、ウィリアム・A・ファウラーと共同で、恒星における元素合成の詳細なモデルを開発した 。この理論は、ビッグバン理論によって正しく予測された水素とヘリウムを除く、ほぼすべての元素の存在量と一致した。[ 3 ]： 190
1965年の宇宙マイクロ波背景放射の発見はビッグバン理論を強く支持し、ジム・ピーブルズが推定された背景温度3Kを用いて原始同位体存在量の詳細な計算を初めて行うことを可能にした[ 5 ] 。その結果、ヘリウムの存在量は26～28%であることが示された。翌年、ホイル、ファウラー、ロバート・ワゴナーは、ヘリウムのような非常に軽い元素は恒星が提供する温度よりも高い温度を必要とすることを示した[ 6 ]。これは、ほとんどの科学者がビッグバンモデルを支持する証拠として受け入れた[ 3 ]： 206
1972年、コペルニクス衛星が重水素存在量の正確な測定を開始した。重水素の原始合成は3Heの合成よりもバリオン密度に強く依存するため、重水素存在量を用いて原始密度を推定することができた。1990年代までに、追加の測定により、この密度は宇宙にバリオン以外の質量が存在することを示唆しており、この考えはダークマターと呼ばれるようになった。[ 3 ]： 206 [ 7 ]
これらの核合成法は、入力核反応速度の最新の推定値を使用して長年にわたって改良されてきました。[ 8 ]： 3関連する温度範囲で核反応速度の不確実性が同位体予測にどのように影響するかについての最初の体系的なモンテカルロ研究は、1993 年に実施されました。[ 9 ]
ビッグバン原子核合成は、膨張・冷却する初期宇宙において陽子と中性子から原子核が生成される過程を説明する。この過程は、陽子と中性子が結合して原子核を生成し、その後原子核が崩壊するという平衡状態で起こる。温度と圧力が低下するにつれて、平衡は少数の軽元素の原子核が優勢になる方向にシフトする。さらなる膨張によってビッグバン原子核合成の過程は停止し、これらの元素の初期宇宙存在量が決定される。[ 11 ]： 36
BBN中の宇宙膨張過程は、フリードマン・ロバートソン・ウォーカーモデルによって記述される。これらの方程式は、宇宙の膨張率と、さまざまな粒子種のエネルギー密度の進化を完全に決定する。[ 12 ]特に、これらの方程式は、BBNが進むにつれて、宇宙の密度が低下し、標準モデル内の粒子の温度が低下することを示している。
1～2 MeV以上の温度では、陽子と中性子は弱い相互作用によって相互変換した。温度が低下すると、これらの反応は平衡状態から外れ、中性子は主に陽子に崩壊し、中性子と陽子の比率は約1/7に低下した。[ 2 ]： 315これは、軽核形成開始の初期条件となる。[ 13 ]： 63
BBNは、標準模型粒子の温度が約1 MeVを下回ったときに本格的に始まった。[ 12 ]この温度では、初期宇宙の光子の平均エネルギーは、重水素が形成される際にそれを分解するには低すぎたが、宇宙は核融合反応がかなりの速度で起こるのに十分な高温高密度のままであった。[ 1 ] これは、相当数の重水素が形成されたことを意味する。
この重水素はその後、三重水素、ヘリウム3、ヘリウム4、リチウム7などのより重い原子核に融合しました。[ 2 ]： 315ヘリウム4は結合エネルギーが大きいため、ヘリウム4原子核が形成されると、それを分解してその構成要素をより重い原子核に取り込むことは困難です。したがって、BBN の後、宇宙の物質は主に水素とヘリウム4です。[ 13 ]： 68標準的な BBN は、BBN が終了するまでに、宇宙は質量で約 75% の水素と 25% のヘリウム4で構成されると予測しています。約 100,000 個に 1 個の原子核が重水素またはヘリウム3であり、1,000,000,000 個に 1 個の原子核がリチウム7です。酸素20のようなより重い元素がさらに少量生成されることも予測されている。[ 10 ]
BBNは、宇宙論における他の2つの重要な出来事とほぼ同時に起こるか、あるいは同時期に起こる。ニュートリノのデカップリングは、 BBNが始まる直前に弱い相互作用が平衡状態から外れたときに起こった[ 14 ] 。電子と陽電子の対消滅は、BBN中に約0.5 MeVで起こった。このとき、光子は平衡状態を維持するために電子と陽電子に逆変換するのに十分なエネルギーを持たなくなった[ 15 ] 。この結果、宇宙における陽電子の存在量が減少して光子が加熱された。電子と陽電子の対消滅はニュートリノのデカップリングの後に起こったため、電子と陽電子が対消滅したときにニュートリノは光子と一緒に加熱されず、光子はニュートリノとは異なる温度になった。これは、陽子と中性子の相互変換率と軽元素の存在量の予測に重要な影響を与える[ 16 ] 。
BBN 中の軽元素の生成は、核反応率パラメータと 2 つの宇宙論的入力パラメータである中性子-陽子比 (標準模型の物理学から計算可能) およびバリオン-光子比に依存していた。核反応率は、BBN で現れる温度と同様の温度での詳細な実験室研究からよく知られている。[ 11 ]
軽元素の存在量、特に重水素の存在量は、バリオン数密度と光子数密度の比であるバリオン対光子数比ηの値に敏感です。その値は小さく、およそ6 × 10 −10です。[ 18 ]このパラメータはバリオン密度に比例し、宇宙のエントロピーを制御し、それが核融合が始まる温度を決定します。[ 12 ]エントロピーが高いと軽元素の原子核の形成が妨げられ、ビッグバン原子核融合の開始が遅れます。逆にエントロピーが低いとビッグバン原子核融合がより長く続き、その結果、ヘリウム4に融合できる軽元素の存在量が減少します。
特に重水素はバリオン対光子比の値に非常に敏感です。[ 19 ] ηを10分の1に減らすと、原始重水素の存在量が約50倍に増加します。[ 1 ]
粒子や原子核は、相互作用の速度が宇宙の膨張速度よりも遅くなると平衡状態から外れます。ある核種を平衡状態に保つ速度が膨張速度を下回ると、その核種の相対存在量は変化しなくなります（崩壊が起こる場合は減少します）。
BBN の間、宇宙は放射優勢であり、そのため宇宙の膨張は主に光子やニュートリノなどの放射性粒子のエネルギー密度によって決定されます。したがって、軽元素の存在量はこれらの粒子のエネルギー密度に敏感です。[ 20 ]
BBNは、ニュートリノが標準模型から分離し、相互変換する陽子と中性子が平衡状態から外れた直後に始まる。ビッグバンから約20秒後には、宇宙は十分に冷却され、重水素原子核が高エネルギー光子による破壊に耐えられるようになった。この時、中性子1個に対して陽子が約6個存在していた。
宇宙が膨張して冷えるにつれて、他の軽元素が形成され始め、核融合によって重くなっていった。0.3 MeV以下の温度ではヘリウム4が形成されるのに適した条件が整い、0.1 MeV以下では重水素の存在量が元素形成の爆発的な増加に十分なほど高くなった。[ 12 ]しかし、その直後、ビッグバンから約20分後には、温度と密度が低くなりすぎて、有意な核融合は起こらなくなった。この時点で、元素の存在量はほぼ固定された。さらなる変化は、BBNの2つの主要な不安定な生成物であるトリチウムとベリリウム7の放射性崩壊[ 21 ]、 および核融合しなかった中性子の継続的な崩壊の結果であった。元素合成の終わりには、中性子1個に対して陽子が約7個あり、ほとんどすべての中性子がヘリウム4原子核にあった。[ 22 ]
約2 MeV以上の温度（ビッグバンから約1秒から1分後）では、陽子と中性子は電子、陽電子、ニュートリノ、反ニュートリノが関与する反応によって相互変換した。
1秒よりずっと早い時期には、これらの反応は速く、中性子/陽子比は1に近い値を維持していました。中性子は陽子よりわずかに重いため、温度が下がり始めてもこれらの反応速度は平衡状態を保っていましたが、平衡は陽子側にシフトし、中性子/陽子比は徐々に減少しました。約2 MeVの温度で、ニュートリノが標準模型の残りの部分から分離したため、これらの反応は平衡状態から外れました。この後、陽子と中性子の相互変換は非効率になり、中性子-陽子比は約1/6に固定されました。[ 12 ]
しかし、自由中性子は不安定で寿命が約 15 分であるため、この割合は BBN 中に進化し続けました。[ 23 ]核合成が起こらなかった場合は、この比率は 0 に低下しましたが、中性子は通常原子核に結合しているときに安定しているため、BBN の終わりまでに中性子/陽子比は約 1/7 に落ち着きます。[ 12 ]したがって、これらの残りの中性子のほぼすべてが BBN の終わりに原子核に取り込まれます。
重水素はビッグバン原子核融合（BBN）で最初に融合する原子核です。その生成は、より重い元素を合成するすべての反応連鎖の最初のステップです。結合エネルギーが小さいため[ 24 ]、一般的に重水素原子核を分離してより重い原子核に取り込むのは容易です。たとえば、三重水素を融合するには、重水素原子核が別の重水素原子核に遭遇すると、その原子核が分裂し、最初の原子核からのニュートロンが2番目の原子核に取り込まれます。重水素の結合エネルギーが低いため、このプロセスは効率的です。
BBN では、温度が約 0.1 MeV より低くなるまで、重水素の存在量は着実に増加します。[ 10 ]その後、宇宙の温度と密度が低下するため、重水素の核融合は非効率になります。残った重水素がより重い原子核に融合されるにつれて、BBN はしばらくの間続きますが、最終的にはこれらのプロセスも非効率になり、ごくわずかな重水素 (約 10 万個の原子核に 1 つ) が残ります。
重水素の存在量が十分に大きく、重水素が効率的に融合すると、次に三重水素とヘリウム3が形成されます。その後すぐにヘリウム4が形成され、ビッグバンから約10秒後にはかなりの存在量に達し、その後、重水素がより重い元素を作るために消費されるにつれて、重水素の存在量を急速に上回ります。[ 25 ]ヘリウム4は、同様の原子量の他のすべての原子核と比較して、非常に大きな結合エネルギーを持っています。[ 26 ]重水素とは異なり、ヘリウム4原子核を他の原子核と融合させるプロセスは非効率的です。さらに、5個または8個の核子を持つ安定な原子核が存在しないということは、宇宙で最も豊富な2つの原子核であるヘリウム4とヘリウム4、またはヘリウム4と陽子を融合させることは不可能であることを意味します。
ヘリウム4の存在量は中性子の存在量と密接に関係している。ビッグバン原子核反応中に崩壊しなかった中性子は、ヘリウム4原子核に存在する可能性が非常に高い。なぜなら、ヘリウム4はより重い元素への過程で形成されなければならず、追加の核子を取り込むには相当なエネルギーが必要となるからである。中性子/陽子比だけでも、全原子の約8%がヘリウム4であると推定でき、ヘリウム4の質量分率は約25%となる。この推定値は観測結果と一致している。[ 25 ]
BBN の過程では、ヘリウム 4 より重い元素も微量ながら生成されます。これらの存在量は厳しく抑制されています。より重い原子核を形成するには、結合したヘリウム 4 が生成され、その後分解される必要があるからです。ヘリウム 4 より重い元素は、主に恒星で生成されます。恒星では、ヘリウム 4 原子核の三重衝突によって炭素が生成され、このボトルネックが克服されます(三重アルファ過程)。[ 27 ]この過程は、BBN の 20 分間の継続時間中に重要になるほど速くはありません。
精密な数値コードにより、酸素のような重い元素の存在量が予測されます。[ 10 ]これらは、BBN 中に、先に形成されたより軽い原子核が関与する反応で順次形成されます。
BBN（ビッグバン原子核合成）の予測を検証するために、天体物理学者は宇宙における軽元素の存在量を精密に測定する。しかし、宇宙の進化に伴い、恒星が水素、重水素、ヘリウム3、ヘリウム4、およびより重い元素の相対存在量を変化させるため、これらの測定は複雑になる。そのため、原始元素の存在量の測定は、恒星核合成による汚染が少ないと考えられる金属量の少ない系で行われる。
原始重水素の測定は、明るく遠方のクエーサーの前を通過する金属欠乏ガス雲からの吸収スペクトルを測定することによって行われます。[ 28 ]原始ヘリウム4の測定は、金属欠乏矮小銀河において、電子と電離ヘリウム4が結合して中性原子に戻る際に放出されるヘリウム4再結合線を測定することによって行われます。[ 29 ]これら2つの同位体はそれぞれパーセントレベルの精度で測定されています。これらの原子核の観測された存在量は、一般的にビッグバン原子核合成（BBN）によって予測される存在量と一致しています。[ 13 ] : 69 [ 2 ] : 313
原始リチウム7の測定値は、恒星と星間物質の両方で得られています。[ 30 ] 1980年代には、種族II矮星の測定値は、金属量が異なるにもかかわらず、リチウムの存在量が類似しているように見えました。[ 31 ]この結果は、スパイト高原と呼ばれ、原始リチウム7の存在量と一致すると考えられていました。しかし、より最近の低金属量の恒星の測定値は、リチウムの存在量が少ないことを発見しており、スパイト高原のリチウム7の存在量が原始的であるという仮定に疑問が生じています。[ 32 ]その結果得られた原始リチウム7の測定値は、予測されるBBNの存在量よりも2 ～ 4倍低く、 [ 33 ]この不一致は宇宙論的リチウム問題として知られていますが、スパイト高原とこれらの測定値の信頼性については未解決の問題が残っています。[ 34 ] [ 35 ]
最後に、原始ヘリウム3の存在量には観測による上限値があります。原始ヘリウム3は、近傍の恒星活動によって容易に汚染されるため測定が難しく、測定対象の系の金属量や位置との明確な相関関係がなく、測定値が大きく変動する可能性があります。[ 25 ]したがって、観測からは上限値しか報告できません（汚染によって系内のヘリウム3の量が増加するはずであるため）[ 36 ]が、精密分析ではあまり使用されません。[ 35 ]
BBNは、宇宙論のラムダCDMモデルの6つのパラメータの1つであるバリオン対光子比を直接測定します。[ 35 ]特に重水素はこのパラメータの値に非常に敏感です。バリオン対光子比は、測定された存在量と一致する重水素存在量の予測値を生成するηの値を計算することによって決定されます。最近の研究では、BBNを使用して1%の不確実性でバリオン対光子比を決定しています。[ 37 ]
バリオンと光子の比率は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からも推測できます。[ 18 ] BBNとCMBの形成は、進化の約40万年で隔てられており、宇宙論では2つの独立した時代ですが、Lambda-CDM宇宙論モデルでは、バリオンと光子の比率が同じ値であることが必要です。これらの時代の間には一致が見られ、Lambda-CDMはこの整合性テストに合格します。[ 37 ]
CMB実験の観測データにラムダCDMの6つのパラメータを適合させるには、原始ヘリウム4の存在量に関する知識も必要となる。一部の解析ではこのパラメータはCMBデータから推測されるが、ラムダCDMのパラメータの最先端の推測にはBBNからの入力が必要となる。[ 18 ]
BBNによるバリオン対光子比の決定は、バリオン音響振動（BAO）データの解析にも使用されます。BAOはバリオン対光子比に敏感であるため、CMBからの独立性が求められる解析では、データ解析中にこのパラメータのBBNによる決定が使用されます。[ 38 ]
BBNは、暗黒物質シナリオ、質量を持つニュートリノ[ 39 ] [ 40 ] 、および標準モデルに含まれていないその他の粒子や現象[ 41 ]など、標準モデルを超える素粒子物理学シナリオを制約するためによく使用されます。
BBNは1 MeV付近の温度で起こるため、同様のエネルギー尺度で特徴付けられるプロセスに敏感です。標準宇宙論では、これにはニュートリノの分離と電子-陽電子消滅が含まれます。たとえば、同じ温度付近の標準模型プラズマへのエキゾチック粒子からのエネルギー注入を含むシナリオも、これらの新しいプロセスが原始元素存在量の予測を変えるため、BBNで調査できます。[ 42 ] [ 43 ]時間変動する基本定数や新しい軽粒子を含むシナリオなど、他のシナリオもほぼ同じ方法で調査できます。[ 41 ]
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