Warum ist Wasserstoff das häufigste Element im Universum?

Die kurze Antwort ist, dass (i) Protonen (Wasserstoffkerne) im frühen Universum reichlich produziert werden, aber nur ein kleiner Bruchteil davon in der Lage ist, an Kernreaktionen teilzunehmen, die zu schwereren Elementen führen, entweder während der primordialen Nukleosynthese oder später im Inneren von Sternen. Das bedeutet, dass Wasserstoff am Ende das am häufigsten vorkommende Element im Universum ist. (ii) Die Urknall-Nukleosynthese macht sehr genaue Vorhersagen (to$<1$% Genauigkeit) über den Anteil der Baryonen, die als Protonen enden, im Vergleich zu anderen Kernen.

Weitere Details

In den frühen Phasen des Urknalls existierten nur die Bestandteile Nukleonen (Quarks und Antiquarks) plus Leptonen (z. B. Elektronen, Positronen) und Licht. Als sich das Universum ausdehnte und abkühlte, waren Quarks in der Lage, sich zu verbinden und die Grundbausteine ​​der Kerne zu bilden – die Neutronen und Protonen. Ein Proton ist natürlich ein Wasserstoffkern; Alle schwereren Elemente mussten durch Verschmelzen von Protonen aufgebaut werden.

Protonen sind positiv geladen und stoßen sich stark ab. Um Protonen zu verschmelzen und Helium herzustellen, sind hohe Energien/Temperaturen und die Zwischenstufe der Bildung von Deuteronen erforderlich - ein Proton plus ein Neutron in einem gebundenen Paar.

Dass die meisten Protonen nicht auf diese Weise fusionieren, hat drei Gründe.

1. Die geringe überschüssige Masse des Neutrons im Vergleich zum Proton bedeutet, dass die Gleichgewichtsreaktionen, die Nukleonen produzieren, am Ende etwa sechsmal so viele Protonen wie Neutronen produzieren.

2. Freie Neutronen zerfallen dann im Minutenbereich in Protonen, was dieses Verhältnis weiter auf etwa sieben erhöht.

3. Das Deuteron ist schwach gebunden, daher gibt es nur ein begrenztes Zeitfenster zwischen dem Zeitpunkt, an dem es zu heiß ist, um gebunden zu bleiben (vor 10 Sekunden nach dem Urknall), und dem Zeitpunkt, an dem es zu kühl ist, um Deuteron dazu zu bringen, zu Helium zu verschmelzen (jenseits von ca 10 Minuten nach dem Urknall).

Von diesen Dingen ist der bei weitem wichtigste Faktor Nr. 1, und dies ist im Grunde die Antwort auf Ihre Frage. Das liegt daran, dass das Neutron massiver ist als das Proton. Alle schwereren Kerne müssen Neutronen enthalten, da die Coulomb-Abstoßung zwischen zwei oder mehr Protonen zu stark ist, um ohne sie stabile Kerne zu bilden. Am Ende der Urknall-Nukleosynthese landen im Wesentlichen alle verfügbaren freien Neutronen in Heliumkernen (mit Spuren von Deuteronen und Lithiumkernen) und somit endet das H/He-Verhältnis bei etwa 12 Protonen für jeden He-Kern (2 Protonen, 2 Neutronen).

Ist das quantitativ genau? Nun, meine Zahl von 12 Protonen für jeden He-Kern oder 75 Massenprozent ist ein bisschen faul. Ein detailliertes Modell muss die Temperaturentwicklung des Universums, die verschiedenen (kleineren) Nukleosynthesewege, die Photozersetzung usw. genauer berücksichtigen, aber ja, die Modelle liefern eine sehr genaue Vorhersage des H / He -Verhältnis (und das kleinerer Arten) am Ende der kosmologischen Nukleosynthese. Es gibt kleine Unsicherheiten in der Neutronenlebensdauer, den verschiedenen Reaktionsquerschnitten und so weiter, aber die wichtigste Unsicherheit besteht darin, dass es einen wichtigen "freien Parameter" gibt - das Verhältnis von Baryon zu Photon - der festgelegt werden muss. Dies kann durch die Forderung eingeschränkt werden, dass ein konsistenter Wert dieser Zahl alle erklären kanngemessene primordiale Häufigkeitsverhältnisse (He/H, Li/H, D/H,$^3$He/H) oder es kann aus anderen kosmologischen Messungen (z. B. aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund) ermittelt werden.

Das He/H-Verhältnis reagiert nicht sehr empfindlich auf diesen freien Parameter, und Wasserstoff ist aus den oben erläuterten Gründen immer der bei weitem dominanteste Kern. Die derzeitige Unsicherheit über den Massenanteil des im (Standard-)Urknall produzierten Wasserstoffs ist deutlich kleiner als 1 % (z . B. Peimbert 2008 ). Cocet al. (2013) verwendeten die kosmischen Mikrowellen-Hintergrundbeschränkungen von Planck für das Baryon-zu-Photon-Verhältnis und schätzten ein Standard-Urknall-He / H- Massenverhältnis von$0.2463\pm 0.0003$. Man könnte Ergänzungen zu diesem Standardmodell in Betracht ziehen – zB die Anzahl der Neutrino-Familien ändern, Teilchen aus zerfallender Dunkler Materie im frühen Universum haben und so weiter, aber es scheint schwierig, den Massenanteil von Wasserstoff um mehr als 1% zu ändern, ohne das zu stören Übereinstimmung mit anderen Beobachtungen.

Ein letzter Punkt ist, dass bisher sehr wenig von diesem kosmologischen Material seinen Weg in Sterne gefunden hat (vielleicht 10%), und davon befindet sich ein Großteil davon immer noch in denselben (massearmen) Sternen, die entstanden sind. Die Menge an "verarbeitetem" Material aus schwereren Elementen, das aus Wasserstoff in Sternen verschmolzen ist und das kosmologische Material angereichert hat, ist daher vergleichsweise gering - in der Größenordnung von 1-2%. Die Vorherrschaft von Wasserstoff hat also seit dem Urknall kaum abgenommen.

Diese letztere Eigenschaft kann verwendet werden , um das gesamte Modell zu testen. Indem wir das He/H-Verhältnis betrachten, während wir „in der Zeit zurück“ gehen, können wir sehen, ob das ursprüngliche Verhältnis mit dem übereinstimmt, das vom Urknall vorhergesagt wurde. In der Praxis kann dies durch Schätzung des He/H-Verhältnisses in den ältesten Sternen oder durch Schätzung von He/H im interstellaren Medium der metallärmsten Galaxien erfolgen. Diese Messungen sind unsicherer als die obigen Vorhersagen, stimmen aber einigermaßen mit ihnen überein. Ein Beispiel wäre Izotov & Thuan (2010) , die ein primordiales He/H-Massenverhältnis von schätzten$0.2565 \pm 0.005$von metallarmen Galaxien - etwa zwei (kleine) Fehlerbalken höher als die obige Vorhersage.

Zwischen etwa t=$10^{-12}$und t=$10^{-6}$Sekunden war das Universum mit einem Quark-Gluon-Plasma gefüllt. Die Temperaturen waren zu hoch, als dass Mesonen und Baryonen (wie Protonen und Neutronen) gebunden bleiben könnten, sollten sie sich kurzzeitig bilden.

Dann, zwischen etwa t=$10^{-6}$und 1 Sekunde, während der „Hadron-Epoche“, war die Temperatur niedrig genug, dass zusammenklebende Quarks zusammenbleiben konnten. Statistisch gesehen waren die einfachsten stabilen Konfigurationen Protonen und Neutronen, so dass die Mehrheit der Quarks schließlich gebunden wurde.

Während der nächsten 200 Sekunden waren die Temperaturen noch hoch genug für Kernreaktionen, so dass etwa ein Viertel der Baryonen (Neutronen und Protonen) zu Helium (und Spuren anderer Elemente ) zusammengebunden wurden.

Während der nächsten Stunden zerfielen alle verbleibenden Neutronen in Protonen und Elektronen (und Neutrinos).

Und da sind wir ungefähr. Soloprotonen sind H$^+$(Wasserstoffionen) und solche, die sich mit Elektronen verbinden, sind H (Wasserstoffatome).

Die kosmologische Nukleosynthese liefert eine bemerkenswert genaue Darstellung der Menge an Wasserstoff und Helium im beobachtbaren Universum. Die zufriedenstellende Übereinstimmung zwischen den beobachteten Mengen und den vom Standard-Urknallmodell vorhergesagten Mengen ist einer der Hauptgründe für die allgemeine Akzeptanz der Gültigkeit des Urknallmodells.

Weinbergs Buch „Die ersten drei Minuten“ beschreibt diese Prozesse hervorragend und ist sehr zu empfehlen.