빅뱅 핵합성

시리즈의 일부
물리 우주론
빅뱅 · 우주 우주의 나이 우주의 연대기
초기 우주 인플레이션 · 핵합성 배경 중력파(GWB) 전자레인지(CMB) · 중성미자(CNB)
확장·미래 허블의 법칙 · 레드시프트 공간의 메트릭 확장 FLRW 메트릭 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적 운명
구성품·구조 구성 요소들 람다-CDM 모형 암흑 에너지 · 다크 유체 · 암흑 물질 구조. 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하 형성 큰 퀘이사군 대규모 구조물 이온화 · 구조 형성
실험 블랙홀 이니셔티브(BHI) 부메랑 우주배경탐사기(COBE) 암흑 에너지 조사 일러스트리스 프로젝트 플랑크 우주 관측소 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift 조사 ('2dF') 윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브(WMAP)
과학자 아론손 알펜 알퍼 바라드와이 코페르니쿠스 드 시터 다이케 엘러스 아인슈타인 엘리스 프리드만 갈릴레오 가모우 거스 호킹 허블 케플러 레마슈트르 마더 뉴턴 경이다. 펜로즈 펜지아 루빈 슈미트 스무트 선체프 수냐예프 톨만 윌슨 젤도비치 우주론자 목록
대상 이력 우주 마이크로파 발견 백그라운드 방사선 빅뱅 이론의 역사 종교적 해석 빅뱅 이론 우주론 연대표
카테고리 천문 포털
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물리 우주론에서, 빅뱅 ^[1]핵합성(BBN)은 우주의 초기 단계에서 가장 가벼운 수소 동위원소(수소-1, H, 단일 양성자를 핵으로 함) 이외의 핵을 생산하는 것이다.Primordial 핵 합성 대부분의 우주론자들에 의해 그 사이에 대략 10초가 빅 Bang,[2]후 20분까지로 나타나서, 동위 원소 helium-4(4He)은 우주의 헬륨의 대부분의 수소 동위 원소 중수소(하반기 또는 D)의 적은 양과 함께 형성은 빌을 책임 질 수 있도록 계산된 것으로 판단된다elium 동위원소 헬륨-3(³He) 및 극소량의 리튬 동위원소 리튬-7(⁷Li).이러한 안정핵 외에도, 두 가지 불안정하거나 방사성 동위원소인 중수소 동위원소 삼중수소(³H 또는 T)와 베릴륨 동위원소 베릴륨-7(⁷Be)이 생성되었지만, 이들 불안정한 동위원소는 위와 같이 각각 He와 Li로 분해되었다.

기본적으로 리튬보다 무거운 모든 원소는 진화하고 폭발하는 별에서 별의 핵합성에 의해 훨씬 늦게 생성되었습니다.

특성.

빅뱅 핵합성(BBN)에는 다음과 같은 몇 가지 중요한 특성이 있다.

• 초기 조건(중성자-양성자 비율)은 빅뱅 이후 첫 번째 초로 설정되었다.
• 당시 우주는 균질성에 매우 가까웠고 방사능이 지배적이었다.
• 핵융합은 빅뱅 이후 약 10초에서 20분 사이에 일어났는데, 이것은 우주가 중수소가 생존할 만큼 충분히 차가웠지만 핵융합 반응이 상당한 ^[1]속도로 일어날 만큼 뜨겁고 밀도가 높았던 온도 범위에 해당한다.
• 그것은 관측 가능한 우주 전체를 아우르며 널리 퍼져 있었다.

빅뱅 핵합성의 영향을 계산할 수 있는 핵심 매개변수는 6 × 10의⁻¹⁰ 소수의 차수인 바리온/광자수 비율이다.이 매개변수는 바리온 밀도에 해당하며 핵자가 충돌하고 반응하는 속도를 제어한다. 이 매개변수를 통해 핵합성이 끝난 후 원소 농도를 계산할 수 있다.광자당 바리온 비율은 원소 농도를 결정하는 데 중요하지만, 정확한 값은 전체 그림에 거의 차이가 없다.빅뱅 이론 자체에 큰 변화가 없다면, BBN은 수소-1의 약 75%, 헬륨-4의 약 25%, 중수소와 헬륨-3의 약 0.01%, 리튬의 미량(10개 정도⁻¹⁰), 그리고 무시할 수 있을 정도의 무거운 원소를 만들어 낼 것이다.우주에서 관측된 풍부함이 일반적으로 이러한 풍부함 수치와 일치한다는 것은 빅뱅 이론의 강력한 증거로 여겨진다.

이 분야에서는 역사적인 이유로 헬륨-4 분율(기호 Y)을 인용하는 것이 관례입니다. 따라서 25% 헬륨-4는 헬륨-4 원자가 질량의 25%를 차지하지만 핵의 8% 미만이 헬륨-4 핵이 될 것입니다.다른 (추적) 원자핵은 보통 수소에 대한 숫자 비율로 표현된다.원시 동위원소 풍부성의 첫 번째 상세 계산은 1966년에^[3][4] 이루어졌으며 입력 핵 반응 속도의 업데이트된 추정치를 사용하여 수년간 개선되었다.핵반응률 불확실성이 관련 온도 범위에 걸쳐 동위원소 예측에 어떻게 영향을 미치는지에 대한 최초의 체계적인 몬테카를로 연구는 ^[5]1993년에 수행되었다.

중요 파라미터

BBN 중 가벼운 원소의 생성은 여러 매개변수에 의존했다. 그 중 중성자-프로톤 비율(표준 모델 물리학에서 계산 가능)과 중입자-광자 비율이 있었다.

중성자-양성자비

중성자-양성자 비율은 핵합성 시대 이전의 표준 모델 물리학에 의해 설정되었으며, 기본적으로 빅뱅 이후 첫 1초 이내에 설정되었다.중성자는 양전자 또는 전자 중성미자와 반응하여 양성자와 다른 생성물을 만들 수 있습니다.

${\displaystyle {n\ +e+<=>{\overline {nu}}_{e}+p}}$

${\displaystyle {n \ + \nu_{e} <=> p + e-}}$

1초보다 훨씬 이른 시간에는 이러한 반응이 빨랐으며 n/p 비율을 1:1에 가깝게 유지했다.온도가 떨어짐에 따라 질량이 약간 낮기 때문에 평형이 양성자에게 유리하게 이동했고 n/p 비율은 부드럽게 감소하였다.이러한 반응은 온도 및 밀도가 낮아짐에 따라 반응이 너무 느려질 때까지 계속되었으며, 이는 약 T = 0.7 MeV (1초 전후 시간)에서 발생하였으며 이를 동결온도라고 한다.동결 시 중성자-양성자 비율은 약 1/6이었다.그러나 자유 중성자는 평균 수명이 880초로 불안정하다. 일부 중성자는 핵으로 융합되기 전 몇 분 안에 부패하기 때문에 핵 합성이 끝난 후 양성자에 대한 전체 중성자의 비율은 약 1/7이다.헬륨-4가 가벼운 원소 중 핵자당 결합 에너지가 가장 높기 때문에 붕괴 대신 융합된 거의 모든 중성자가 헬륨-4로 결합했다.이는 전체 원자의 약 8%가 헬륨-4여야 하며, 이는 관측 결과와 일치하는 약 25%의 헬륨-4 질량 분율로 이어질 것으로 예측된다.중수소와 헬륨-3의 작은 흔적은 ^[6]반응하여 헬륨-4를 형성하기에 충분한 시간과 밀도가 없었기 때문에 남아있었다.

바리온-광자비

바리온-광자비 δ는 핵합성이 끝난 후 가벼운 원소의 농도를 결정하는 핵심 매개변수이다.중입자와 광원소는 다음과 같은 주요 반응에서 융합될 수 있습니다.

${\displaystyle {p + n -> ^2H + \gamma}}$ $(\displaystyle {p + ^2H -> ^3He + \gamma})$ ${\displaystyle {^2H + ^2H -> ^3He + n}}$ ${\displaystyle {^2H + ^2H -> ^3H + p}}$ ${\displaystyle {^3He + ^2H -> ^4He + p}}$ ${\displaystyle {^3H + ^2H -> ^4He + n}}$

Li 또는 Be로 이어지는 다른 낮은 확률 반응과 함께. (중요한 특징은 질량이 5 또는 8인 안정적인 핵이 없다는 것이다. 이는 He에 1개의 바리온을 추가하거나 2개의 He를 융합하는 반응이 일어나지 않는다는 것을 의미한다.)BBN 동안 대부분의 융합 사슬은 궁극적으로 He(헬륨-4)에서 종료되는 반면, "불완전한" 반응 사슬은 소량의 잔류 H 또는 He를 유도한다. 이러한 양은 바리온-광자 비율이 증가함에 따라 감소한다.즉, 중입자-광자 비율이 클수록 더 많은 반응이 일어나고 중수소는 결국 헬륨-4로 더 효율적으로 변환될 것이다.이 결과는 중수소를 중입자 대 광자 비율을 측정하는 데 매우 유용한 도구로 만듭니다.

순서

빅뱅 핵합성은 우주가 고에너지 광자에 의해 중수소 핵이 교란에서 살아남을 수 있을 정도로 충분히 식었을 때 빅뱅 후 약 20초 후에 시작되었다.(중성자-양성자 동결 시간은 더 빨랐다.)이 시간은 본질적으로 암흑물질의 함량과는 무관합니다.왜냐하면 우주가 훨씬 늦게까지 높은 방사선을 지배하고 있었기 때문입니다.그리고 이 지배적인 구성요소는 온도와 시간 관계를 제어합니다.이 시기에는 중성자마다 약 6개의 양성자가 존재했지만, 중성자 중 몇 백 초 안에 융합되기 전에 붕괴되는 작은 부분이 있다. 따라서 핵합성의 마지막에 모든 중성자마다 약 7개의 양성자가 있고, 거의 모든 중성자는 헬륨-4 ^[7]핵에 있다.

BBN의 한 가지 특징은 이러한 에너지에서 물질의 행동을 지배하는 물리 법칙과 상수가 매우 잘 이해되고, 따라서 BBN은 우주의 수명 중 초기 시기를 특징짓는 투기적 불확실성의 일부가 부족하다는 것입니다.또 다른 특징은 핵합성의 과정이 우주 생명의 이 단계가 시작될 때의 조건에 의해 결정되고 이전에 일어났던 일과는 독립적으로 진행된다는 것이다.

우주는 팽창하면서 차가워진다.자유 중성자는 헬륨 원자핵보다 안정성이 떨어지고 양성자와 중성자는 헬륨-4를 형성하는 경향이 강하다.그러나 헬륨-4를 형성하기 위해서는 중수소를 형성하는 중간 단계가 필요하다.핵합성이 시작되기 전에, 온도는 많은 광자들이 중수소의 결합 에너지보다 더 큰 에너지를 가질 수 있을 정도로 높았다. 따라서 생성된 중수소는 즉시 파괴되었다(중수소 병목 현상이라고 알려진 상황).따라서 헬륨-4의 형성은 우주가 중수소가 생존할 수 있을 만큼 차가워질 때까지 지연되었다(약 T = 0.1 MeV). 그 후 갑자기 원소 형성이 폭발했다.하지만, 그 직후, 빅뱅이 일어난 지 20분 정도 지나서, 온도와 밀도가 너무 낮아져서 어떤 의미 있는 핵융합도 일어나지 않았다.이 시점에서, 원소 풍부성은 거의 고정되었고, 유일한 변화는 BBN의 두 가지 주요 불안정 생성물인 삼중수소와 베릴륨-7의 ^[8]방사능 붕괴의 결과였다.

이론의 역사

빅뱅 핵합성의 역사는 1940년대 랄프 알퍼의 계산으로 시작되었다.앨퍼는 초기 우주에서의 빛 원소 생성 이론을 개략적으로 설명한 알퍼-베테-가모우 논문을 발표했다.

중원소

빅뱅 핵합성은 병목 현상으로 인해 리튬보다 무거운 원소의 핵을 거의 생성하지 못했다: 8개 또는 5개의 핵자를 가진 안정적인 핵이 없다.이 더 큰 원자의 결핍은 또한 BBN 동안 생산된 리튬-7의 양을 제한했다.별에서 병목 현상은 헬륨-4 원자핵의 세 번의 충돌에 의해 통과되어 탄소를 생성한다(세 번 과정)를 생성된다.하지만, 이 과정은 매우 느리고 훨씬 더 높은 밀도를 요구하는데, 별에서 상당한 양의 헬륨을 탄소로 변환하는 데 수만 년이 걸리기 때문에, 빅뱅 이후 몇 분 동안 그것은 무시해도 될 정도의 기여를 했다.

빅뱅 핵합성에서 생성되는 CNO 동위원소의 예상 농도는 H의 10 정도일⁻¹⁵ 것으로 예상되며, 이는 본질적으로 검출할 수 없고 무시할 ^[9]수 있는 수치이다.실제로 베릴륨에서 산소에 이르는 원소의 이러한 원시 동위원소는 아직 발견되지 않았지만, 베릴륨과 붕소의 동위원소는 미래에 검출될 수 있을 것이다.지금까지 실험적으로 빅뱅 핵합성 이전이나 도중에 만들어진 것으로 알려진 안정된 핵종은 프로튬, 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4,^[10] 리튬-7뿐이다.

헬륨-4

빅뱅의 핵합성은 우주의 초기 조건에 상관없이 질량에 의해 약 25%의 헬륨-4의 원시적 풍요를 예측한다.양자와 중성자가 쉽게 서로 변할 수 있을 만큼 우주가 뜨거웠던 한, 그들의 상대 질량에 의해서만 결정되는 그들의 비율은 7개의 양성자에 대한 중성자 대 1개의 중성자였습니다.일단 충분히 차가워지면, 중성자는 같은 수의 양성자로 빠르게 결합되어 첫 번째 중수소를 형성하고 그 다음 헬륨-4를 형성했다.헬륨-4는 매우 안정적이고 짧은 시간 동안만 작동한다면 이 사슬의 거의 끝이다. 왜냐하면 헬륨은 쉽게 붕괴되거나 결합되어 무거운 핵을 형성하지 않기 때문이다.온도가 낮아지면 16개의 핵자(중성자 2개와 양성자 14개) 중 4개(전체 입자와 총 질량의 25%)가 빠르게 하나의 헬륨-4 핵으로 결합한다.이는 수소 12개당 1개의 헬륨을 생성하며, 원자 수로는 8%, 질량은 25%가 조금 넘는 우주를 만들어냅니다.

한 가지 유추는 헬륨-4를 재라고 생각하는 것이고, 나무 조각을 완전히 태울 때 형성되는 재의 양은 어떻게 태우는지에 둔감하다.우주에는 별의 핵합성으로 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 헬륨-4가 존재하기 때문에 헬륨-4의 풍부성에 대한 BBN 이론에 의존할 필요가 있다.게다가, 그것은 빅뱅 이론에 중요한 테스트를 제공한다.만약 관측된 헬륨의 양이 25%와 크게 다르다면, 이는 이론에 심각한 문제가 될 것입니다.헬륨-4를 파괴하기 어렵기 때문에 초기 헬륨-4의 함량이 25%보다 훨씬 작을 경우 특히 그렇습니다.1990년대 중반 몇 년 동안 관측 결과, 천체물리학자들이 빅뱅 핵합성 위기에 대해 이야기하게 만들면서, 이것이 사실일 수도 있다는 것을 암시했지만, 추가적인 관측은 빅뱅 ^[11]이론과 일치했다.

중수소

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중수소는 어떤 면에서 헬륨-4와 정반대이다. 헬륨-4는 매우 안정적이고 파괴하기 어려운 반면, 중수소는 아주 조금 안정적이고 파괴하기 쉽다.온도, 시간, 밀도는 중수소 핵의 상당 부분을 결합하여 헬륨-4를 형성하기에 충분했지만 다음 핵융합 단계에서 헬륨-4를 사용하여 이 과정을 진행하기에는 불충분했다.BBN은 우주를 냉각시키고 밀도를 낮춘 팽창 때문에 우주의 모든 중수소를 헬륨-4로 변환하지 않았고, 그래서 더 이상 진행되기 전에 변환을 짧게 했다.그 결과 헬륨-4와 달리 중수소의 양은 초기 조건에 매우 민감합니다.초기 우주의 밀도가 높을수록 시간이 다하기 전에 더 많은 중수소가 헬륨-4로 전환되고, 더 적은 중수소가 남아있을 것이다.

중수소를 대량으로 생산할 수 있는 빅뱅 이후의 과정은 알려져 있지 않다.따라서 중수소의 풍부함에 대한 관측은 우주가 무한히 오래되지 않았음을 시사하며, 이는 빅뱅 이론에 따른 것이다.

1970년대에는 중수소를 생산할 수 있는 공정을 찾기 위한 큰 노력이 있었지만, 중수소 이외의 동위원소를 생산하는 방법을 밝혀냈다.문제는 우주의 중수소의 농도가 빅뱅 모델 전체와 일치하지만, 우주의 대부분이 양성자와 중성자로 구성되어 있다고 가정하는 모델과 일치하기에는 너무 높다는 것이었다.만약 모든 우주가 양성자와 중성자로 구성되어 있다고 가정한다면, 우주의 밀도는 현재 관측되고 있는 중수소의 많은 부분이 ^{[citation needed]}헬륨-4로 연소되었을 것이다.중수소의 풍부함에 대해 현재 사용되는 표준 설명은 우주가 대부분 바리온으로 구성되어 있지 않지만, 비바리온 물질(암흑 물질로도 알려져 있음)이 우주의 ^{[citation needed]}질량의 대부분을 차지하고 있다는 것이다.이 설명은 또한 대부분의 양자와 중성자로 이루어진 우주가 ^[12]관측되는 것보다 훨씬 더 뭉쳐있다는 것을 보여주는 계산과도 일치한다.

핵융합이 아닌 중수소를 생성하는 다른 과정을 고안하는 것은 매우 어렵다.이러한 과정은 중수소를 생성하기에 충분할 정도로 온도가 높아야 하지만 헬륨-4를 생성하기에 충분할 정도로 뜨겁지 않아야 하며, 이 과정은 몇 분 이내에 즉시 핵이 아닌 온도로 냉각되어야 한다.또한 중수소가 ^{[citation needed]}재발하기 전에 쓸려나가야 할 필요가 있다.

핵분열을 통해 중수소를 생산하는 것도 어렵다.여기서의 문제는 중수소가 핵 과정 때문에 매우 가능성이 낮다는 것이고, 원자핵 간의 충돌은 핵의 융합이나 자유 중성자 또는 알파 입자의 방출을 야기할 가능성이 높다는 것이다.1970년대에 중수소의 공급원으로서 우주선 파쇄가 제안되었다.그 이론은 중수소의 풍부함을 설명하지는 못했지만, 다른 빛 원소의 근원에 대한 설명으로 이어졌다.

리튬

빅뱅에서 생성된 리튬-7과 리튬-6은 모든 원시 핵종 중 10개이며⁻⁹ 리튬-6은 ^[13]10개 정도입니다⁻¹³.

이론의 측정 및 현황

BBN 이론은 가벼운 "원소" 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 리튬-7의 생산에 대한 자세한 수학적 설명을 제공합니다.구체적으로, 이 이론은 이 원소들의 혼합, 즉 빅뱅의 끝부분의 원시적인 풍부함에 대한 정확한 양적 예측을 산출합니다.

이러한 예측을 테스트하기 위해, 예를 들어 매우 적은 별의 핵합성이 일어난 천체(특정 왜소은하 등)를 관찰하거나 매우 멀리 떨어져 있고, 따라서 매우 이른 숫사슴에서 볼 수 있는 천체들을 관찰함으로써, 가능한 한 원시적인 풍요를 재구성할 필요가 있다.(원거리 퀘이사와 같은) 진화의 e.

위에서 설명한 바와 같이 BBN의 표준 그림에서 모든 경원소 함량은 방사선(사진)에 대한 일반 물질(바리온)의 양에 따라 달라진다.우주는 균질하다고 추정되기 때문에 바리온 대 광자비의 고유한 값을 가지고 있다.오랫동안, 이것은 BBN 이론을 관측치에 대해 테스트하기 위해 모든 광원소 관측치를 중입자 대 광자 비율의 단일 값으로 설명할 수 있는지 물어봐야 한다는 것을 의미했다.또는 보다 정확하게는 예측과 관측의 유한한 정밀도를 허용하기 위해 모든 ^{[according to whom?]}관측치를 설명할 수 있는 바리온에서 광자까지의 값의 범위가 있는지 묻는다.

최근에는 다음과 같은 질문도 바뀌었습니다.윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브(WMAP)와 플랑크를 사용한 우주 마이크로파 배경^[14][15] 복사의 정밀 관측은 바리온 대 광자비에 대한 독립적인 값을 제공합니다.이 값을 사용하여 경원소의 농도에 대한 BBN 예측이 관측치와 일치합니까?

현재 헬륨-4의 측정값은 헬륨-3에 대한 합성이 양호하지만 더 나은 합성을 나타냅니다.그러나 리튬-7의 경우, BBN과 WMAP/Planck 사이에 상당한 차이가 있으며, 종족 II 별에서 파생된 풍부함도 존재한다.2.4―4.3은 이론적으로 예측한 값 아래의 차이가 있는 요인과 표준 광역 잡음의 개정된 계산의 새로운 원자력 데이터를 기반으로 하는 것에 원본 models,[16]에 문제가 있어, 원시proton–proton 핵 반응, 특히 7Be+n→의 abundances을 위한 다양한 검증 제안으로 간주되었다.7Li + p, 대 Be + H → Be + p.^[17]

비표준 시나리오

표준 BBN 시나리오 외에 수많은 비표준 BBN ^[18]시나리오가 있습니다.이것들은 비표준 우주론과 혼동해서는 안 된다: 비표준 BBN 시나리오는 빅뱅이 일어났다고 가정하지만, 이것이 원소 풍부성에 어떻게 영향을 미치는지 보기 위해 추가 물리학을 삽입합니다.이러한 추가 물리학 조각들은 균질성의 가정을 완화하거나 제거하거나, 거대한 중성미자와 ^[19]같은 새로운 입자를 삽입하는 것을 포함한다.

비표준 BBN을 연구해야 하는 이유는 다양하며 앞으로도 다양합니다.첫 번째는 BBN 예측과 관측치 사이의 불일치를 해결하는 것입니다.이는 불일치가 더 나은 관측치에 의해 해결되고, 대부분의 경우 BBN을 변경하려고 시도하면 더 적은 양이 아니라 관측치에 더 많은 불일치가 발생한다는 점에서 제한된 유용성이 입증되었다.비표준 BBN을 연구해야 하는 두 번째 이유는, 그리고 주로 21세기 초에 비표준 BBN이 집중된 이유는 BBN을 사용하여 알려지지 않은 또는 추측적인 물리학을 제한하기 위해서이다.예를 들어, 표준 BBN은 BBN에 이국적인 가설 입자가 관여하지 않았다고 가정합니다.거대한 중성미자와 같은 가상의 입자를 삽입하고 BBN이 관측치와 매우 다른 풍부함을 예측하기 전에 무슨 일이 일어나야 하는지 볼 수 있다.이것은 안정된 타우 중성미자의 ^[20]질량을 제한하기 위해 행해졌다.

「 」를 참조해 주세요.

• 빅뱅
• 우주의 연대기
• 핵합성
• 유물의 풍부함
• 별의 핵합성
• 우주의 궁극적 운명

레퍼런스

외부 링크

일반 사용자용

• Weiss, Achim. "Big Bang Nucleosynthesis: Cooking up the first light elements". Einstein Online. Archived from the original on 8 February 2007. Retrieved 2007-02-24.
• 화이트, 마틴:BBN의 개요
• 라이트, 네드: BBN (우주학 튜토리얼)
• arxiv.org의 빅뱅 핵합성
• Burles, Scott; Nollett, Kenneth M.; Turner, Michael S. (1999-03-19). "Big-Bang Nucleosynthesis: Linking Inner Space and Outer Space". arXiv:astro-ph/9903300.

학술 기사

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• Burles, Scott; Kenneth M. Nollett; Michael S. Turner (2001). "What Is The BBN Prediction for the Baryon Density and How Reliable Is It?". Phys. Rev. D. 63 (6): 063512. arXiv:astro-ph/0008495. Bibcode:2001PhRvD..63f3512B. doi:10.1103/PhysRevD.63.063512. S2CID 117792085. 보고서 번호: FERMILAB-Pub-00-239-A
• 제담지크, 카스텐, "비표준 빅뱅 핵합성 시나리오"Max-Planck-Institut für 천체물리학, Garching.
• Steigman, Gary, 원시 핵합성:성공과 과제 arXiv:astro-ph/0511534; 법의학적 우주론:BBN과 CBR arXiv:hep-ph/0309347을 사용한 바리온과 중성미자 탐색:Hep-ph/0309347; 빅뱅 핵합성:처음 20분 Arxiv:247/phroph
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• Gamow, G. (1948). "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies". Physical Review. 74 (4): 505–506. Bibcode:1948PhRv...74..505G. doi:10.1103/physrev.74.505.2. 1948년 가모프의 이 두 논문은 빅뱅 핵합성에 대한 우리의 현재 이해를 위한 토대를 마련했다.
• Gamow, G. (1948). "The Evolution of the Universe". Nature. 162 (4122): 680–2. Bibcode:1948Natur.162..680G. doi:10.1038/162680a0. PMID 18893719. S2CID 4793163.
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• R. A. 알퍼와 R.Herman, "원소의 상대적 풍부성에 대하여", Physical Review 74(1948), 1577.이 논문은 현재 우주의 온도에 대한 첫 번째 추정치를 포함하고 있다.
• Alpher, R. A.; Herman, R.; Gamow, G. (1948). "Evolution of the Universe". Nature. 162 (4124): 774–775. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0. S2CID 4113488.
• Java Big Bang 요소 유량 계산기
• C. 피트루, A.개선된 헬륨-4 예측 arXiv:1801.08023의 Coc, J.-P. Uzan, E. Vangioni, 정밀 빅뱅 핵합성.