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至于比氦更重的元素,在宇宙创世之初并不可能存在,因为它们都是恒星诞生后由于超高压核聚变反应产生的。
在宇宙刚诞生的时候,那里只有辐射,只有高热和膨胀,引力和压力都是次要的,所以还轮不到核聚变登上宇宙的舞台。
而第一颗恒星的诞生,距离宇宙刚刚诞生已经很遥远,是宇宙已经足够冷却后的产物,也就不在宇宙创世的讨论范围内。
所以,问题的核心回到了那个最简洁的表述宇宙创世之初,为什么氢原素和氦原素的总质量比例,近似接近3比1?为什么那个时刻,质子与中子的比例,接近7比1?”
读到这儿,麻依依稍微心算了一下,确认数字没问题。
(氢是纯质子,所以3份氢就有3份质。
氦是质子中子对半分,所以1份氦的质量可分解为5份中。
因此氢氦相加后,质子中子是35份比05份,也就是7比1。
)
“这就要从中子的生死存亡法则说起了。
众所周知,中子在没有被固定到原子核里的时候,以自然游离态存在时,是极为不稳定的,会自动释放出一个电子,然后其本体衰变为一个质子。
而且这个过程自然状态下并不可逆,也就是不带电的中子会衰变成一个带正电荷的质子,与一个代负电荷的电子。
而带正电的质子与带负电的电子,却没法重新自发合成中子——这就是原子物理上常说的β衰变。
不过,自然状态下上述衰变不可逆,却不代表宇宙之初时也不可逆——在宇宙刚诞生的01秒后,当时宇宙的温度高达1亿度,在那样的环境下,电子会因为所携带能量过于巨大,而呈现‘强电子’的状态,这种强电子在撞击质子时,是可以做到与质子重新融合,变成中子的。
所以,如果宇宙一直保持1亿度的高温,那么那儿的质子与中子应该能永远保持五五开的比例,而不是现在的七比一。
后续之所以不可逆了,是因为宇宙快速冷却了,无法保持一千亿度或者至少几百亿度的高温,仅仅十几秒钟后,温度就下降到了几十亿度,上述强电子与质子重新合成中子的自然逆向衰变,再也无法发生。
到了这一步,问题也就进一步转化了从中子开始批量因β衰变而‘死亡’、转化为质子开始,到宇宙的温度降低到足以产生稳定的原子核之前,还能活下来多少个中子?”
麻依依读到这儿,书的第一部分的梗概大致就看完了。
很宏大,后面第二部分则是各种严谨的计算。
顾玩在书里演算了质子和中子能够组成氦原子核时,所需的温度——在之前1亿度到几十亿度的时候,原子核都是没发存在的。
因为太热了,基本粒子运动太剧烈了,原子核根本没法存在,因为束缚不住,会被质子和中子挣脱。
原子核要存在,需要的上限温度是9亿度。
也就是超过9亿度,所有原子都会崩,都无法以原子态存在,只能以离散的质子中子电子等基本粒子态存在。
后续内容的核心,也就推演到了对“从宇宙温度降低到不足以支持贝塔衰变逆向进行,到进一步冷却到9亿度,花了多长时间。
而在这段时间里,多少中子完蛋了”
的计算。
贝塔衰变的平均周期是15分钟。
也就是说,如果当初宇宙在分别降温到这两个温度的时间点之间的间隔,超过15分钟,那么宇宙中所有的中子就都阵亡了,或者说只有忽略不计的极少数存活下来。
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