ビッグバン元素合成

これがどの程度信憑性をもった説であるかは、現実に観測される元素の量との比較をして確認することになる。

ビッグバン元素合成において重要になるのはバリオン/光子数の比である。この値は非常に小さく、6×10⁻¹⁰とされている。このパラメーターは宇宙初期のバリオン密度に対応しており、核子と衝突して核融合が起こる速度を決定する。ここから、核融合終了後の元素の存在量を推定することも可能である。

結果として、質量比で水素1が約75%、ヘリウム4が約25%である。また、核融合の時間は非常に短かったために、ヘリウム4を作る途中だった重水素とヘリウム3が約0.01%程度残存した。原子番号3以上の元素、リチウムとベリリウムが痕跡程度の量で、それ以上の重い元素は存在が無視できる。

現在宇宙で観測される元素の存在量と、この理論上の値は概ね一致しているため、ビッグバン宇宙論の強力な証拠となっている。

中性子と陽子の比率は、ビッグバン後1秒以内に標準模型(標準モデル)で決定された。その後、核融合が開始されるまでの(諸説あるが)約3分間に、クォークが集まり陽子や中性子が作られた。

宇宙誕生時点の宇宙は非常に高温であり、陽子(p)と中性子(n)は容易に変換可能だった。

• n + e⁺ ⇄ ν_e + p
• n + ν_e ⇄ p + e⁻

宇宙誕生直後はn/pは1∶1が維持されていたと考えられているが、やがて宇宙の膨張に伴い温度と密度が低下すると質量が僅かに小さい陽子が増え始め、n/pは1/6程度になった。

次に来る核融合反応が終了する頃にはn/pは1/7となっているが、これは一部の中性子が核融合するより前に崩壊してしまったためとされている。

崩壊せず融合できた殆どの中性子は最終的にヘリウム4に結合した。これが原子数で約8%、質量比で約25%となるゆえんであり、観測結果とも一致している。

バリオンと光子の比 η は、ビッグバン元素合成が終了した段階での元素の存在量を決定する重要なパラメーターである。バリオンと元素は、次のような反応で核融合しうる(陽子‐陽子連鎖反応)。

• p + n → ²H + γ
• p + ²H → ³He + γ
• ²H + ²H → ³He + n
• ²H + ²H → ³H + p
• ³He + ²H → ⁴He + p
• ³H + ²H → ⁴He + n

この核融合過程では一時的に⁷Li(リチウム7)や⁷Be(ベリリウム7)を生成するが、ビッグバン元素合成での殆どの反応は⁴He(ヘリウム4)で終了している。

ビッグバン元素合成終了後、⁴He(ヘリウム4)生成過程で生じた僅かな²H(重水素)や³H(三重水素)、³He(ヘリウム3)などが残存した。