Primordiale Nukleosynthese

Die primordiale Nukleosynthese (BBN, Big-Bang Nucleosynthesis) ist die Bildung von hauptsächlich ⁴He und Spuren anderer leichter Nuklide aus Protonen und Neutronen, etwa 100 bis 1000 Sekunden nach dem Urknall. Die schwereren Elemente entstehen in Sternen, also viel später.

Die BBN-Theorie liefert die Mengenverhältnisse der Nuklide. Ihre Parameter sind nicht frei, sondern Messwerte: Massen und Reaktionsraten der Teilchen werden im Labor bestimmt und das anfängliche Baryon-zu-Photon-Verhältnis ${\displaystyle \eta }$ ergibt sich immer genauer^[1] aus dem Muster des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB). Das Ergebnis, dass 75,5 % der Baryonen als Protonen (¹H) übrig bleiben und 24,5 % sich in Helium ⁴He wiederfinden sollten, stimmt genau mit den Beobachtungen überein. Dies gilt als eine der stärksten Stützen für die Urknall-Theorie, neben der kosmologischen Rotverschiebung und des CMB.

Die zu ⁴He führenden Reaktionsketten liefen wegen der schnell abnehmenden Dichte und Temperatur des Kosmos nicht ganz vollständig ab. Es verblieben kleine Spuren von Zwischenprodukten. Nach dem Zerfall der radioaktiven Nuklide T=³H und ⁷Be waren das noch D=²H, ³He, und ⁷Li. Deren Anteile (10⁻⁴ bis 10⁻¹⁰, bezogen auf H) hängen von ${\displaystyle \eta }$ ab, das damit für diesen Zeitpunkt messbar wird. ${\displaystyle \eta }$ ist auch aus dem CMB, also für den Zeitpunkt der Rekombination messbar sowie aus der aktuell sichtbaren Materie. Die beobachtete Konstanz von ${\displaystyle \eta }$ stützt das Standardmodell bzw. schränkt Modifikationen ein.^[2]

Die größte Diskrepanz zu beobachteten Anteilen gilt als Lithiumproblem.

1. ↑ Brian D. Fields et al.: Big-Bang Nucleosynthesis After Planck. arXiv:1912.01132.
2. ↑ Hao Yu, Ke Yang, Jin Li: Constraints on running vacuum models with the baryon-to-photon ratio. doi:10.1140/epjc/s10052-022-10164-9, arXiv:2103.02170.