Переважна частина гелію у Всесвіті з’явилася в перші хвилини після Великого вибуху, а решту за мільярди років додали зорі. Астрономи визначили частку первинного гелію точніше, ніж вдавалося раніше. Для цього вони дослідили газ карликових галактик, де речовина майже зберегла первісний склад. Результат узгоджується з теоретичним передбаченням і з трьома відомими типами нейтрино.
Чверть первинної речовини
Первинний гелій становив 24,58 % маси звичайної речовини. Теорія утворення легких ядер з урахуванням даних космічної обсерваторії Planck дає 24,67 %. Різниця менша за похибку вимірювання. Серія статей проєкту опублікована в рецензованому журналі The Astrophysical Journal.
Порівняння має сенс, бо кількість первинного гелію залежить лише від трьох величин. Це густина звичайної речовини, час життя вільного нейтрона і кількість типів частинок, що в ту епоху рухалися з майже світловою швидкістю. Перші дві відомі дуже точно, тому гелій перевіряє третю.
Внесок зоряного нуклеосинтезу
Гелій вимірюють у хмарах газу, які іонізують молоді масивні зорі. Проте зорі й самі виробляють гелій у термоядерних реакціях. За оцінкою Університету штату Огайо, приблизно десята частина гелію в сучасному Всесвіті має зоряне походження.
Щоб звести вплив зоряного гелію до мінімуму, обирають галактики з дуже низькою металічністю. Металами астрономи називають усі елементи, важчі за гелій, а металічністю — їхню частку в речовині. Ці елементи утворюються в надрах зір, тож там, де їх мало, мало й зоряного гелію. Остаточне значення визначили за 15 хмарами газу в 13 таких галактиках, пише Universe Today.
Інфрачервона лінія гелію
Яскравість ліній гелію залежить і від температури газу, і від його густини. Різні поєднання цих величин давали схожий спектр, тому похибка трималась на рівні 1,3 %. Розв’язати це допомогло інфрачервоне випромінювання гелію на довжині хвилі 1083 нанометри. Його яскравість найсильніше залежить саме від густини газу, тому температуру і густину вдається розділити.
Спостереження провели на Великому бінокулярному телескопі в Аризоні, який має два дзеркала діаметром 8,4 м. Завдяки новій лінії та однаковим приладам для всіх галактик похибка зменшилась з 1,3 % до приблизно 0,5 %.
Три типи нейтрино
Кожен додатковий тип таких частинок збільшував би густину енергії в ранньому Всесвіті й прискорював його розширення. Через це нейтрони мали б менше часу на перетворення в протони, тож гелію утворилося б більше. Кількість таких частинок виражають через кількість типів нейтрино.
Разом із даними про реліктове випромінювання і первинний дейтерій нове вимірювання дає 2,925 ± 0,082 типу нейтрино. Стандартна модель фізики частинок передбачає рівно три, й результат із цим узгоджується. Попередня оцінка мала похибку 0,141, тож нова приблизно в 1,7 раза точніша.
Такої точності вже досить, щоб відкинути одну з гіпотез нової фізики. Якби в ранньому Всесвіті існувала ще одна невідома частинка, що активно взаємодіяла з гарячою речовиною, вона додала б близько 0,57 до кількості типів нейтрино. Виняток можливий, лише якщо така частинка перестала взаємодіяти дуже рано, ще до утворення гелію.
Далі автори проєкту шукатимуть нові бідні на метали галактики в даних спектроскопічного огляду неба DESI. Чим більше знайдеться галактик з майже первісним складом, тим менше доведеться покладатися на припущення про те, скільки гелію додали зорі.
