Baryonen/Photonen-Verhältnis

Das Verhältnis von Baryonen zu Photonen oder die Baryonenhäufigkeit ist definiert als:

$n \equiv \frac{N_b}{N_\gamma} \simeq 2.75 \times 10^{-8} \; \Omega{_b}h^2$

Wo$N_b$ist die Anzahldichte von Baryonen, und$N_\gamma = 4.11 \times 10^8 \; m^{-3}$ist die Anzahldichte von Photonen. Somit ist die primordiale Häufigkeit baryonischer Materie im Standard-Urknall-Nukleosynthese-Szenario (BBN) proportional zu$\Omega{_b}h^2$.

Sein Wert wird durch direkte Messungen der Häufigkeit der leichten Elemente erhalten$^4$Er,$^3$Er,$^2$H oder D,$^7$Li , und indirekt aus CMBR-Beobachtungen und Beobachtungen von Galaxienhaufen. Quelle: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Roos/Roos4.html .

Die stärkste Einschränkung der baryonischen Dichte kommt von der primordialen Deuteriumhäufigkeit. Deuterium wird als Lyman-$\alpha$Merkmal in den Absorptionsspektren von Quasaren mit hoher Rotverschiebung. Die Ergebnisse von Planck 2018 ergeben:$\Omega{_b}h^2 = 0.0224 \pm 0.0001 \, (1 \sigma \;$CL$)$aber Gleichung 7 von: „ Improved BBN Constraints on the Variation of the Gravitational Constant “ ( 23. Okt. 2019 ), von James Alvey, Nashwan Sabti, Miguel Escudero und Malcolm Fairbairn bietet auf Seite 3:

„Wir sind auch daran interessiert, eine konservative Bestimmung der Baryonendichte einzubeziehen, um die Entartung dazwischen aufzuheben$\Omega{_b}h^2$Und$G$. Die direkte Verwendung der Posterior-Werte aus der Baseline-ΛCDM-Planck-2018-Analyse wird nicht zufriedenstellend sein, weil$G$wird dort konstant gehalten . Stattdessen verwenden wir die Ergebnisse von Y. Bai, J. Salvado und BA Stefanek, „Cosmological Constraints on the Gravitational Interactions of Matter and Dark Matter, JCAP 1510 (2015) 029 [1505.04789] , die eine Planck-Wahrscheinlichkeitsanalyse einschließlich Variationen durchführen In$G_{CMB}$. In Tabelle I von [Bai et. al.] stellen sie fest, dass die mittlere Baryonendichte genau mit der Basis-Planck-2018-TTTEEE+lowE-Analyse innerhalb von ΛCDM übereinstimmt, wenn auch mit doppelt so großen Fehlerbalken:

$$\Omega _{b}h^2 | ^{Obs} = 0.02236, \qquad \sigma(\Omega _{b}h^2) = 0.00030.$$

_{FEIGE. 2. Konturdiagramm, das die 1σ- und 2σ-Konfidenzintervalle in der ($\Omega _{b}h^2$,$G_{\text{BBN}} / G_0$) Ebene (oben) und marginalisiert$∆_{χ^2}$als Funktion von$G_{\text{BBN}} / G_0$(untere). Die gepunkteten Linien entsprechen BBN-Einschränkungen und strichpunktiert BBN+$\Omega _{b}h^2$Grenzen.}

Einige systematische Unsicherheiten verbleiben in den Berechnungen, die sich aus den Wirkungsquerschnitten ergeben.

„Obwohl angenommen wird, dass das frühe Universum von Strahlung dominiert wird, woher wissen wir das? Liegt es daran, dass wir diese Strahlung brauchen, um seine Entwicklung zu erklären, dh die beobachteten Häufigkeiten? Soweit mir bekannt ist, kann diese Strahlung das nicht sein beobachtet, da das Universum zu dieser Zeit undurchsichtig war.

Vor den dunklen Zeiten des Universums war der Kosmos so heiß, dass alle existierenden Atome in positiv geladene Kerne und negativ geladene Elektronen gespalten wurden. Diese elektrisch geladenen Ionen hinderten jegliches Licht daran, sich frei auszubreiten.

Etwa 400.000 Jahre nach dem Urknall kühlte sich das Universum soweit ab, dass sich diese Ionen zu Atomen rekombinieren konnten, wodurch das erste Licht im Kosmos, das des Urknalls, schließlich erstrahlen konnte. Was jedoch als nächstes kam, waren die dunklen Zeitalter des Universums – es gab kein anderes Licht, da die Sterne noch nicht geboren waren.

Aktuelle Modelle des Universums deuten darauf hin, dass sich die ersten Galaxien etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall zu bilden begannen und den Anfang vom Ende des dunklen Zeitalters markierten. Dieser Prozess der Stern- und Galaxienbildung setzte sich allmählich fort, bis praktisch der gesamte Wasserstoff und Helium, aus denen der größte Teil des Universums besteht, etwa 500 Millionen Jahre nach dem Urknall erneut ionisiert wurde, diesmal durch Sternenlicht.

Auch kalter Wasserstoff gibt Licht in Form von Radiowellen mit einer spezifischen Wellenlänge von 21 Zentimetern ab . Quelle: https://www.space.com/13368-universe-dark-ages-survival-cosmos-evolution.html .

Ein leicht zu lesender Artikel über Galaxy Cosmos Redshift 7 ist der Artikel „ Astronomers spot first generation stars, made from big bang “ des Science Magazine von Daniel Clery (17. Juni 2015).

Das Verhältnis von Baryon zu Photon wird geschätzt und gemessen. Nicht von Anfang an. Die Photonendichte wird auf verschiedene Arten berechnet, aber eine Möglichkeit geht von der CMB-Temperatur von 2,73 K aus. Das Verhältnis von Baryon zu Photon wird auf komplexere Weise geschätzt und hängt mit dem Verhältnis der Baryonendichte zur kritischen Dichte (für ein flaches Universum) und der Hubble-Konstante zusammen. Es wird auch unabhängig nur teilweise aus der Beobachtung der Anzahl und durchschnittlichen Größe von Galaxien und Sternen sowie der Dichte interstellarer Materie und einiger anderer Baryonen gemessen / geschätzt.

Die Anzahldichte von Photonen wird sehr gut geschätzt und liegt bei etwa 413 Photonen pro$cm^3$. Die Baryonendichte ergibt sich am besten aus dem CMB-Matching, aber die beobachtete bestätigte Materiedichte stammt hauptsächlich von der interstallaren Masse und dann von den Sternen und Galaxien und macht vielleicht 3/4 davon aus.

Siehe http://www.astronomy.ohio-state.edu/~dhw/A5682/notes7.pdf

Das geschätzte Verhältnis von Photon zu Baryon$\eta$liegt in der Größenordnung von 1 Milliarde.

Das He und andere Baryonen, die in der Urknall-Nukleosynthese (BBN) produziert werden, werden ebenfalls in dieser Referenz und anderen behandelt. Die Fülle von$^4H_e$ist nicht zu empfindlich$\eta$aber die anderen Lichtelemente bis zu$L_i$Sind. Der Artikel beschreibt andere Schätzungen für die Baryonendichte aus dem CMB.

Die primordiale Prävalenz von Baryonen gegenüber ihren Antiteilchen bleibt Forschungsgebiet. Es ist bekannt, dass die schwache Kraft eine CP-Asymmetrie hat, die zu einer größeren Anzahl von Teilchen gegenüber Antiteilchen beitragen könnte. Um der ansonsten erwarteten ungefähren Gleichheit von Baryonen und Photonen zu entsprechen, müsste die etwa 1 Milliarde zu 1 Präferenz für Teilchen gegenüber Antiteilchen berücksichtigt werden. Es scheint nicht einfach, der starken Kraft eine gewisse CP-Asymmetrie zuzuschreiben, und Wege, die Zahl von 1 Milliarde zu erklären, waren nicht in der Lage, sie zu erreichen. Aber für BBN scheint die ungefähr 1-Milliarden-Zahl (Bitte aktuelle beste Schätzung online abrufen) immer fester zu werden, das Problem bleibt, dass das Teilchen-Standardmodell oder darüber hinaus die beobachtete Teilchen-Antiteilchen-Asymmetrie berücksichtigt.