Нуклеосинтез Большого взрыва - Big Bang nucleosynthesis

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Ранняя вселенная
Фоны
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В физическая космология, Нуклеосинтез Большого взрыва (сокращенно BBN, также известен как первичный нуклеосинтез, археонуклеосинтез, архонуклеосинтез, протонуклеосинтез и палеонуклеосинтез)[1] это производство ядра кроме самых легких изотоп из водород (водород-1, 1H, имея один протон как ядро) на ранних этапах Вселенная. Изначальный нуклеосинтез по мнению большинства космологов, это произошло в интервале примерно от 10 секунд до 20 минут после Большой взрыв,[2] и считается ответственным за формирование большей части Вселенной гелий как изотоп гелий-4 (4Он) вместе с небольшими количествами изотопа водорода дейтерий (2H или D), гелий изотоп гелий-3 (3Он), и очень небольшое количество литий изотоп литий-7 (7Ли). Помимо этих стабильных ядер, два нестабильных или радиоактивный изотопы: тяжелые водород изотоп тритий (3H или T); и бериллий изотоп бериллий-7 (7Быть); но эти нестабильные изотопы позже распался на 3Он и 7Ли, как указано выше.

Практически все элементы тяжелее лития были созданы намного позже, звездный нуклеосинтез в эволюционирующих и взрывающихся звездах.

Характеристики

Существует несколько важных характеристик нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN):

  • Начальные условия (нейтронно-протонное отношение) задавались в первую секунду после Большого взрыва.
  • В то время Вселенная была очень близка к однородной и сильно радиация - преобладают.
  • Слияние ядер произошло примерно через 10 секунд - 20 минут после Большого взрыва; это соответствует диапазону температур, когда Вселенная была достаточно холодной, чтобы дейтерий выжил, но достаточно горячей и плотной, чтобы слияние реакции происходят со значительной скоростью.[1]
  • Он был широко распространен, охватив весь наблюдаемая вселенная.

Ключевым параметром, который позволяет рассчитать эффекты BBN, является отношение числа барионов к количеству фотонов, которое является небольшим числом порядка 6 × 10.−10. Этот параметр соответствует плотности барионов и контролирует скорость, с которой нуклоны сталкиваются и реагируют; отсюда можно рассчитать содержание элементов после завершения нуклеосинтеза. Хотя отношение барионов к фотонам важно для определения содержания элементов, точное значение мало влияет на общую картину. Без серьезных изменений в самой теории Большого взрыва BBN приведет к массовому содержанию водорода-1 примерно 75%, примерно 25%. гелий-4, около 0,01% дейтерия и гелий-3, следовые суммы (порядка 10−10) лития и незначительно более тяжелых элементов. То, что наблюдаемые содержания во Вселенной в целом согласуются с этими числами, считается убедительным доказательством теории Большого взрыва.

В этой области по историческим причинам принято указывать фракцию гелия-4 по массе, символ Y, так что 25% гелия-4 означает, что атомы гелия-4 составляют 25% масса, но менее 8% ядер были бы ядрами гелия-4. Остальные (следовые) ядра обычно выражаются числовыми отношениями к водороду. Первые подробные расчеты содержания первичных изотопов были сделаны в 1966 г.[3][4] и с годами уточнялись с использованием обновленных оценок входных скоростей ядерных реакций. Первый систематический Монте-Карло В 1993 году было проведено исследование того, как неопределенность скорости ядерных реакций влияет на предсказания изотопов в соответствующем температурном диапазоне.[5]

Важные параметры

Создание световых элементов во время BBN зависело от ряда параметров; среди них было нейтронно-протонное отношение (рассчитываемое из Стандартная физика модели ) и барион-фотонное отношение.

Отношение нейтрон – протон

Отношение нейтронов к протонам было установлено физикой Стандартной модели до эры нуклеосинтеза, по существу, в пределах первой секунды после Большого взрыва. Нейтроны могут реагировать с позитронами или электронными нейтрино с образованием протонов и других продуктов в одной из следующих реакций:

Иногда намного раньше, чем 1 секунда, эти реакции были быстрыми и поддерживали соотношение n / p, близкое к 1: 1. При понижении температуры равновесие сдвигалось в пользу протонов из-за их немного меньшей массы, и соотношение n / p плавно уменьшалось. Эти реакции продолжались до тех пор, пока снижение температуры и плотности не привело к тому, что реакции стали слишком медленными, что происходило примерно при Т = 0,7 МэВ (время около 1 секунды) и называется температурой замораживания. При замораживании нейтронно-протонное отношение составляло около 1/6. Однако свободные нейтроны нестабильны и имеют средний срок службы 880 секунд; некоторые нейтроны распадались в следующие несколько минут перед слиянием с любым ядром, поэтому отношение общего количества нейтронов к протонам после завершения нуклеосинтеза составляет примерно 1/7. Почти все нейтроны, которые слились, а не распались, в конечном итоге превратились в гелий-4 из-за того, что гелий-4 имеет самый высокий энергия связи на нуклон среди легких элементов. Это предсказывает, что около 8% всех атомов должны быть гелием-4, что приводит к массовой доле гелия-4 около 25%, что согласуется с наблюдениями. Небольшие следы дейтерия и гелия-3 остались, поскольку не было достаточного времени и плотности для их реакции и образования гелия-4.[6]

Отношение барион – фотон

Отношение барион-фотон, η, является ключевым параметром, определяющим содержание легких элементов после завершения нуклеосинтеза. Барионы и легкие элементы могут сливаться в следующих основных реакциях:

наряду с некоторыми другими маловероятными реакциями, приводящими к 7Ли или 7Быть. (Важная особенность состоит в том, что нет стабильных ядер с массой 5 ​​или 8, что означает, что реакции добавления одного бариона к 4Он, или слияние двух 4Он, не бывает). Большинство цепей слияния во время BBN в конечном итоге завершаются 4He (гелий-4), в то время как «неполные» цепочки реакций приводят к небольшому количеству остатков 2H или 3Он; их количество уменьшается с увеличением отношения барион-фотон. То есть, чем больше барионно-фотонное отношение, тем больше будет реакций и тем более эффективно дейтерий в конечном итоге будет преобразован в гелий-4. Этот результат делает дейтерий очень полезным инструментом для измерения отношения барионов к фотонам.

Последовательность

Нуклеосинтез Большого взрыва начался примерно через 10 секунд после Большого взрыва, когда Вселенная остыла достаточно, чтобы позволить ядрам дейтерия пережить разрушение фотонами высоких энергий. (Обратите внимание, что время замерзания нейтронов и протонов было раньше). Это время практически не зависит от содержания темной материи, так как во Вселенной значительно преобладала радиация, и этот доминирующий компонент контролирует соотношение температура / время. В это время на каждый нейтрон приходилось около шести протонов, но небольшая часть нейтронов распадалась перед слиянием в следующие несколько сотен секунд, поэтому в конце нуклеосинтеза на каждый нейтрон приходится около семи протонов, и почти все нейтроны являются в ядрах гелия-4. Последовательность этих цепочек реакций показана на изображении.[7]

Одна из особенностей BBN состоит в том, что физические законы и константы, которые управляют поведением материи при этих энергиях, очень хорошо изучены, и, следовательно, BBN лишены некоторых умозрительных неопределенностей, которые характерны для более ранних периодов жизни Вселенной. Другая особенность заключается в том, что процесс нуклеосинтеза определяется условиями в начале этой фазы жизни Вселенной и протекает независимо от того, что происходило раньше.

По мере расширения Вселенная охлаждается. Свободные нейтроны менее стабильны, чем ядра гелия, а протоны и нейтроны имеют сильную тенденцию к образованию гелия-4. Однако для образования гелия-4 требуется промежуточный этап образования дейтерия. До начала нуклеосинтеза температура была достаточно высокой, чтобы многие фотоны имели энергию, превышающую энергию связи дейтерия; поэтому любой образовавшийся дейтерий немедленно разрушался (ситуация, известная как «дейтериевое узкое место»). Следовательно, образование гелия-4 задерживается до тех пор, пока Вселенная не станет достаточно холодной, чтобы дейтерий выжил (примерно при Т = 0,1 МэВ); после чего произошел внезапный всплеск образования элементов. Однако вскоре после этого, примерно через двадцать минут после Большого взрыва, температура и плотность стали слишком низкими для какого-либо значительного синтеза. К этому моменту содержание элементов было почти фиксированным, и единственные изменения были результатом радиоактивный распад двух основных нестабильных продуктов BBN, тритий и бериллий-7.[8]

История теории

История нуклеосинтеза Большого взрыва началась с расчетов Ральф Альфер в 1940-е гг. Альфер опубликовал Бумага Альфера – Бете – Гамова это изложило теорию образования легких элементов в ранней Вселенной.

В 1970-х годах возникла большая загадка, заключающаяся в том, что плотность барионов, рассчитанная с помощью нуклеосинтеза Большого взрыва, была намного меньше наблюдаемой массы Вселенной, основанной на измерениях кривых вращения галактик и динамики скоплений галактик. Эта загадка была решена в значительной степени благодаря постулированию существования темная материя.[9]

Тяжелые элементы

Версия периодическая таблица указывая на происхождение - включая нуклеосинтез Большого взрыва - элементов. Все элементы выше 103 (лоуренсий ) также созданы руками человека и не включены.

Нуклеосинтез Большого взрыва произвел очень мало ядер элементов тяжелее литий из-за узкого места: отсутствие стабильного ядра с 8 или 5 нуклоны. Этот дефицит более крупных атомов также ограничивал количество лития-7, производимого во время BBN. В звезды, через узкое место проходят тройные столкновения ядер гелия-4, приводящие к углерод (в тройной альфа-процесс ). Однако этот процесс очень медленный и требует гораздо более высоких плотностей, требующих десятков тысяч лет для превращения значительного количества гелия в углерод в звездах, и поэтому он внес незначительный вклад в считанные минуты после Большого взрыва.

Прогнозируемое количество изотопов CNO, образующихся в процессе нуклеосинтеза Большого взрыва, будет порядка 10.−15 что из H, что делает их по существу необнаруживаемыми и незначительными.[10] Действительно, ни один из этих первичных изотопов элементов от бериллия до кислорода еще не обнаружен, хотя в будущем можно будет обнаружить изотопы бериллия и бора. Пока что единственными известными экспериментально стабильными нуклидами, полученными до или во время нуклеосинтеза Большого взрыва, являются протий, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и литий-7.[11]

Гелий-4

Основная статья: Гелий-4

Нуклеосинтез Большого взрыва предсказывает изначальное содержание гелия-4 на уровне 25% по массе, независимо от начальных условий Вселенной. Пока Вселенная была достаточно горячей, чтобы протоны и нейтроны могли легко преобразовываться друг в друга, их соотношение, определяемое исключительно их относительной массой, составляло примерно 1 нейтрон на 7 протонов (с учетом некоторого распада нейтронов на протоны). Когда он достаточно охладился, нейтроны быстро связались с равным числом протонов, образуя сначала дейтерий, а затем гелий-4. Гелий-4 очень стабилен и является почти концом этой цепочки, если он работает в течение короткого времени, поскольку гелий не распадается и не соединяется легко с образованием более тяжелых ядер (поскольку нет стабильных ядер с массовыми числами 5 или 8, гелий плохо сочетается ни с протонами, ни с самим собой). При понижении температуры из каждых 16 нуклонов (2 нейтрона и 14 протонов) 4 из них (25% от общего числа частиц и общей массы) быстро объединяются в одно ядро ​​гелия-4. Это производит один гелий на каждые 12 атомов водорода, в результате чего во Вселенной чуть более 8% гелия по количеству атомов и 25% гелия по массе.

Одна аналогия - думать о гелии-4 как о золе, и количество золы, которое образуется при полном сжигании куска дерева, нечувствительно к тому, как его сжигают. Обращение к теории BBN о распространении гелия-4 необходимо, поскольку во Вселенной гораздо больше гелия-4, чем можно объяснить с помощью звездный нуклеосинтез. Кроме того, это важный тест для теории Большого взрыва. Если наблюдаемое содержание гелия значительно отличается от 25%, то это станет серьезным вызовом для теории. Это было бы особенно актуально, если бы первоначальное содержание гелия-4 было намного меньше 25%, потому что гелий-4 трудно разрушить. В течение нескольких лет в середине 1990-х годов наблюдения предполагали, что это могло быть так, заставляя астрофизиков говорить о кризисе нуклеосинтеза Большого взрыва, но дальнейшие наблюдения соответствовали теории Большого взрыва.[12]

Дейтерий

Основная статья: Дейтерий

Дейтерий в некотором смысле противоположен гелию-4 в том смысле, что, хотя гелий-4 очень стабилен и его трудно разрушить, дейтерий лишь незначительно стабилен и его легко разрушить. Температуры, времени и плотности были достаточными для объединения значительной части ядер дейтерия с образованием гелия-4, но недостаточными для продолжения процесса с использованием гелия-4 на следующем этапе синтеза. BBN не преобразовало весь дейтерий во Вселенной в гелий-4 из-за расширения, которое охладило Вселенную и уменьшило ее плотность, и поэтому прервало это преобразование незадолго до того, как оно могло продолжиться. Одним из следствий этого является то, что, в отличие от гелия-4, количество дейтерия очень чувствительно к начальным условиям. Чем плотнее была первоначальная Вселенная, тем больше дейтерия превратится в гелий-4 до того, как истечет время, и тем меньше останется дейтерия.

Нет никаких известных процессов после Большого взрыва, которые могли бы производить значительное количество дейтерия. Следовательно, наблюдения о содержании дейтерия предполагают, что Вселенная не бесконечно стара, что соответствует теории Большого взрыва.

В течение 1970-х годов предпринимались серьезные попытки найти процессы, которые могли бы производить дейтерий, но они открыли способы производства изотопов, отличных от дейтерия. Проблема заключалась в том, что, хотя концентрация дейтерия во Вселенной согласуется с моделью Большого взрыва в целом, она слишком высока, чтобы соответствовать модели, которая предполагает, что большая часть Вселенной состоит из протоны и нейтроны. Если предположить, что вся Вселенная состоит из протонов и нейтронов, плотность Вселенной такова, что большая часть наблюдаемого в настоящее время дейтерия сгорела бы в гелий-4.[нужна цитата ] Стандартное объяснение обилия дейтерия, которое сейчас используется, состоит в том, что Вселенная состоит в основном не из барионов, а из небарионной материи (также известной как темная материя ) составляет большую часть массы Вселенной.[нужна цитата ] Это объяснение также согласуется с расчетами, которые показывают, что Вселенная, состоящая в основном из протонов и нейтронов, была бы намного больше. комковатый чем наблюдается.[13]

Очень трудно придумать другой процесс, который производил бы дейтерий, кроме ядерного синтеза. Такой процесс потребует, чтобы температура была достаточно высокой для производства дейтерия, но недостаточно высокой для производства гелия-4, и чтобы этот процесс немедленно охладился до неядерных температур не более чем через несколько минут. Также необходимо, чтобы дейтерий был унесен до того, как он снова появится.[нужна цитата ]

Производство дейтерия делением также затруднено. Проблема здесь снова в том, что дейтерий очень маловероятен из-за ядерных процессов и что столкновения между атомными ядрами, вероятно, приведут либо к слиянию ядер, либо к высвобождению свободных нейтронов или альфа-частицы. В 1970-е годы расщепление космических лучей был предложен в качестве источника дейтерия. Эта теория не смогла объяснить изобилие дейтерия, но привела к объяснению источника других легких элементов.

Литий

Основная статья: Литий

Литий-7 и литий-6, произведенные в результате Большого взрыва, имеют порядок: литий-7 должен быть 10−9 всех первичных нуклидов; и лития-6 около 10−13.[14]

Измерения и статус теории

Теория BBN дает подробное математическое описание производства легких «элементов» дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. В частности, теория дает точные количественные прогнозы для смеси этих элементов, то есть первоначального содержания в конце Большого взрыва.

Чтобы проверить эти предсказания, необходимо как можно точнее восстановить изначальные содержания, например, наблюдая за астрономическими объектами, в которых очень мало звездный нуклеосинтез произошло (например, определенные карликовые галактики ) или наблюдая очень далекие объекты, которые можно увидеть на очень ранней стадии их эволюции (например, далекие квазары ).

Как отмечалось выше, в стандартной картине BBN все содержания легких элементов зависят от количества обычного вещества (барионы ) относительно излучения (фотоны ). Поскольку Вселенная считается однородной, он имеет одно уникальное значение отношения барионов к фотонам. Долгое время это означало, что для проверки теории BBN на основе наблюдений нужно было спросить: можно ли все наблюдения за легким элементом можно объяснить единственное значение отношения барионов к фотонам? Или, точнее, с учетом конечной точности как предсказаний, так и наблюдений, спрашивается: есть ли какие-то ассортимент значений отношения барионов к фотонам, которые могут объяснить все наблюдения?[согласно кому? ]

Совсем недавно вопрос изменился: точные наблюдения космическое микроволновое фоновое излучение[15][16] с СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson (WMAP) и Планк дают независимое значение для отношения барионов к фотонам. Используя это значение, согласуются ли прогнозы BBN об содержании легких элементов с наблюдениями?

Настоящее измерение гелия-4 показывает хорошее согласие, а для гелия-3 - еще лучшее. Но для лития-7 существует существенное несоответствие между BBN и WMAP / Planck, а численность, полученная из Population II звезды. Расхождение в 2,4–4,3 раза ниже теоретически предсказанного значения и считается проблемой для исходных моделей.[17] которые привели к пересмотренным расчетам стандартного BBN на основе новых ядерных данных, а также к различным предложениям по переоценке первичных протон-протонные ядерные реакции, особенно обилие 7Be + n → 7Li + p, против 7Быть + 2H → 8Be + p.[18]

Нестандартные сценарии

Помимо стандартного сценария BBN существует множество нестандартных сценариев BBN.[19] Их не следует путать с нестандартная космология: нестандартный сценарий BBN предполагает, что Большой взрыв произошел, но добавляет дополнительную физику, чтобы увидеть, как это влияет на изобилие элементов. Эти дополнительные элементы физики включают ослабление или удаление предположения об однородности или добавление новых частиц, таких как массивные частицы. нейтрино.[20]

Были и остаются различные причины для исследования нестандартных BBN. Первый, который в значительной степени представляет исторический интерес, заключается в устранении несоответствий между прогнозами BBN и наблюдениями. Оказалось, что это имеет ограниченную полезность в том смысле, что несоответствия были устранены путем более точных наблюдений, и в большинстве случаев попытки изменить BBN приводили к численности, которая больше не соответствовала наблюдениям, а не меньше. Вторая причина для исследования нестандартных BBN и, в основном, в центре внимания нестандартных BBN в начале 21 века, - это использование BBN для установления ограничений на неизвестную или умозрительную физику. Например, стандартный BBN предполагает, что в BBN не участвовали экзотические гипотетические частицы. Можно вставить гипотетическую частицу (например, массивное нейтрино) и посмотреть, что должно произойти до того, как BBN предсказывает численность, сильно отличающуюся от наблюдений. Это было сделано для того, чтобы ограничить массу конюшни. тау-нейтрино.[21]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б Patrignani, C .; и другие. (Группа данных по частицам) (2016). "Нуклеосинтез Большого Взрыва" (PDF). Подбородок. Phys. C. 40: 100001.
  2. ^ Кок, Ален; Вангиони, Элизабет (2017). «Первичный нуклеосинтез». Международный журнал современной физики E. 26 (8): 1741002. arXiv:1707.01004. Bibcode:2017IJMPE..2641002C. Дои:10.1142 / S0218301317410026. ISSN  0218-3013. S2CID  119410875.
  3. ^ Пиблз, П. Дж. Э. (1966). «Изобилие первобытного гелия и первобытный огненный шар». Письма с физическими проверками. 16 (10): 410–413. Bibcode:1966ПхРвЛ..16..410П. Дои:10.1103 / PhysRevLett.16.410.
  4. ^ Ваггонер, Фаулер и Хойл «О СИНТЕЗЕ ЭЛЕМЕНТОВ ПРИ ОЧЕНЬ ВЫСОКИХ ТЕМПЕРАТУРАХ», Роберт В. Ваггонер, Уильям А. Фаулер и Ф. Хойл, The Astrophysical Journal, Vol. 148, апрель 1967 г.
  5. ^ Смит, Кавано и Малани. «ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЙ, ВЫЧИСЛИТЕЛЬНЫЙ И НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ИСХОДНОГО НУКЛЕОСИНТЕЗА», Майкл С. Смит, Лоуренс Х. Кавано и Роберт А. Малани, Серия дополнений к астрофизическому журналу, 85: 219-247, апрель 1993 г.
  6. ^ Гэри Стейгман (2007). «Изначальный нуклеосинтез в эпоху точной космологии». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о частицах. 57 (1): 463–491. arXiv:0712.1100. Bibcode:2007ARNPS..57..463S. Дои:10.1146 / annurev.nucl.56.080805.140437. S2CID  118473571.
  7. ^ Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в космосе. World Scientific. ISBN  978-981-4417-66-2.
  8. ^ Вайс, Ахим. "Равновесие и изменения: физика нуклеосинтеза Большого взрыва". Эйнштейн онлайн. Архивировано из оригинал 8 февраля 2007 г.. Получено 2007-02-24.
  9. ^ Фриз, Кэтрин (2017) [1988]. «Состояние темной материи во Вселенной». Четырнадцатая встреча Марселя Гроссмана. С. 325–355. arXiv:1701.01840. Дои:10.1142/9789813226609_0018. ISBN  978-9813226593.
  10. ^ Кок, А (2017). «Первичный нуклеосинтез». Journal of Physics: Серия конференций. 665: 012001. arXiv:1609.06048. Дои:10.1088/1742-6596/665/1/012001.
  11. ^ Кок, Ален; Вангиони, Элизабет (2014). «Пересмотренный нуклеосинтез Большого взрыва с долгоживущими отрицательно заряженными массивными частицами: влияние новых пределов 6Li, первичный нуклеосинтез 9Be и обновленные скорости рекомбинации». arXiv:1403.4156v1 [astro-ph.CO ].
  12. ^ Блудман, С. А. (декабрь 1998 г.). «Барионная массовая доля в богатых скоплениях и полная массовая плотность в космосе». Астрофизический журнал. 508 (2): 535–538. arXiv:Astro-ph / 9706047. Bibcode:1998ApJ ... 508..535B. Дои:10.1086/306412. S2CID  16714636.
  13. ^ Шрамм, Д. Н. (1996). Большой взрыв и другие взрывы в ядерной астрофизике и астрофизике элементарных частиц. Сингапур: World Scientific. п.175. ISBN  978-981-02-2024-2.
  14. ^ BD поля «Изначальная проблема лития», Ежегодный обзор ядерной науки и физики элементарных частиц 2011
  15. ^ Дэвид Тобак (2009). «Глава 12: Космическое фоновое излучение» В архиве 2010-07-06 в Wayback Machine
  16. ^ Дэвид Тобак (2009). «Блок 4: Эволюция Вселенной» В архиве 2010-07-06 в Wayback Machine
  17. ^ Р. Х. Сайберт, Б. Д. Филдс и К. А. Олив (2008). «Горькая пилюля: усугубляется изначальная проблема лития». Журнал космологии и физики астрономических частиц. 2008 (11): 012. arXiv:0808.2818. Bibcode:2008JCAP ... 11..012C. Дои:10.1088/1475-7516/2008/11/012.
  18. ^ Вайс, Ахим. «Элементы прошлого: нуклеосинтез Большого взрыва и наблюдение». Эйнштейн онлайн. Архивировано из оригинал 8 февраля 2007 г.. Получено 2007-02-24.
    Последние расчеты прогнозов BBN см.Для получения информации о значениях наблюдений см. Следующие статьи:
  19. ^ Malaney, Роберт А .; Мэтьюз, Грант Дж. (1993). «Исследование ранней Вселенной: обзор первичного нуклеосинтеза за пределами стандартного Большого взрыва». Отчеты по физике. 229 (4): 145–219. Bibcode:1993ФР ... 229..145М. Дои:10.1016 / 0370-1573 (93) 90134-У.
  20. ^ Soler, F. J. P., Froggatt, C. D., & Muheim, F., eds., Нейтрино в физике элементарных частиц, астрофизике и космологии (Батон-Руж: CRC Press, 2009), п. 362.
  21. ^ Андерсон, Р. В., Космический компендиум: Большой взрыв и ранняя Вселенная (Моррисвилл, Северная Каролина: Lulu Press, Inc., 2015), п. 54.

внешние ссылки

Для широкой публики

Академические статьи