Kronika Vesmíru (3) – Vznik lehkých prvků

Protony a neutrony už existují. Vesmír se dál ochlazuje. A právě teď během pár minut vznikne prakticky veškerý lehký prvek, který ve vesmíru dodnes máme.

Téhle fázi se říká primordiální nukleosyntéza (anglicky Big Bang nucleosynthesis). Trvá přibližně od 10 sekund do 20 minut po počátku vesmíru.

Protony, neutrony, ještě ne atomy

Vesmír je v tomhle okamžiku ještě příliš horký na to, aby vznikly celé atomy. Elektrony jsou příliš energetické, aby se navázaly na jádra. Ale protony a neutrony už existují a začínají se spojovat.

Na začátku nukleosyntézy je poměr neutronů a protonů zhruba 1 : 1. Neutrony jsou ale nestabilní – mimo jádra se rozpadají na proton, elektron a neutrino s poločasem rozpadu asi 15 minut. Jak se vesmír ochlazuje, méně neutronů „přežije“ dost dlouho na to, aby se zapojily do jader. Právě proto nakonec zůstane převážně vodík (jeden proton) a jen část hmoty se změní na helium (dva protony + dva neutrony).

Nejdřív musí vzniknout deuterium – těžký vodík s jedním protonem a jedním neutronem. Dlouho tomu bránila tzv. deuteriová bariéra: při vyšší teplotě se deuterium okamžitě rozštěpí zpět. Teprve když teplota klesne dostatečně, deuterium přežije – a tím se otevře cesta ke všemu ostatnímu.

Jakmile se deuterium objeví, rychle se z něj tvoří helium-4 (dva protony + dva neutrony). Vzniká také stopové množství helia-3 a lithia-7. Celý proces je jako řetězová reakce. Během pouhých 20 minut je v podstatě hotovo.

75 % vodíku, 25 % helia

Výsledek téhle fáze je dodnes přesný:

• Vodík (H-1): přibližně 75 % veškeré běžné hmoty ve vesmíru
• Helium-4: přibližně 25 %
• Deuterium, helium-3 a lithium-7: jen stopová množství (v řádech miliontin až miliardtin procenta)

Poměr zhruba 75 % vodíku a 25 % helia není náhoda – přímo vychází z počtu přeživších neutronů a z toho, jak rychle se vesmír ochladil. Kdyby nukleosyntéza trvala déle nebo proběhla za jiných podmínek, čísla by byla jiná.

Tyhle poměry jsou jedním z nejsilnějších důkazů Velkého třesku. Astronomové je měří v nejstarších hvězdách (tzv. hvězdy populace II) a v mezihvězdném plynu a shodují se s teoretickými výpočty s velkou přesností. Máme tu cosi jako „fosilní záznam“ chemického složení vesmíru z jeho prvních minut.

Proč ne uhlík, kyslík, železo

Proč se v téhle fázi nevytvořily uhlík, kyslík nebo železo?

Vesmír se ochladil příliš rychle. Během několika minut teplota klesla natolik, že už nebylo dost energie na další jaderné reakce. Těžší prvky můžou vznikat až mnohem později uvnitř hvězd a při explozích supernov.

Éra jader

Po skončení primordiální nukleosyntézy už se složení běžné hmoty prakticky nemění. Vesmír ale zdaleka není hotový. Dalších 380 000 let je pořád rozpálené plazma – jádra vodíku a helia plují v moři volných elektronů a fotonů. Světlo se nemůže volně šířit, protože na volné elektrony neustále naráží. Tuhle dobu někdy nazýváme érou jader nebo dobou ionizovaného vesmíru.

Právě v těchto prvních 20 minutách vznikla většina vodíku a helia, ze kterých se později složí první hvězdy, galaxie a nakonec i naše Slunce a Země. Bez tohoto raného „vaření“ lehkých prvků by vesmír vypadal úplně jinak.

Další velký krok přijde až za 380 000 let: rekombinace. Teplota klesne natolik, že se elektrony navážou na jádra a vzniknou první neutrální atomy. Vesmír se poprvé stane průhledným a uvolní světlo, které dnes pozorujeme jako kosmické mikrovlnné pozadí.

S ním přijde i otázka temné hmoty, která už v raném vesmíru tiše formovala budoucí strukturu.