대폭발 핵합성

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1. 개요
2. 대폭발 핵합성의 특징
3. 대폭발 핵합성의 과정
- 3.1. 대폭발 핵합성 이론의 역사
4. 주요 매개변수
- 4.1. 중성자-양성자 비율
- 4.2. 바리온-광자 비율 (η)
5. 주요 원소
6. 대폭발 핵합성의 관측 및 검증
7. 비표준 대폭발 핵합성 모형
참조

1. 개요

대폭발 핵합성은 빅뱅 후 약 10초에서 20분 사이에 일어난 짧은 시간 동안의 핵융합 과정이다. 이 과정은 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 광범위하게 발생했으며, 헬륨-4, 중수소, 리튬과 같은 가벼운 원소를 생성했다. 대폭발 핵합성의 주요 특징은 짧은 시간 동안만 지속되었다는 점과, 중입자 당 광자 수와 같은 초기 우주의 조건을 결정하는 인자에 의해 결과가 영향을 받는다는 것이다. 대폭발 핵합성 이론은 랄프 알퍼와 게오르기 가모프에 의해 처음 제안되었으며, 중성자-양성자 비율과 바리온-광자 비율과 같은 매개변수를 통해 그 결과를 계산한다. 이 이론은 관측된 가벼운 원소의 존재비를 예측하며, 우주 마이크로파 배경 복사 관측 결과와 함께 검증된다. 헬륨-4와 헬륨-3의 관측 결과는 이론과 잘 일치하지만, 리튬-7의 경우 불일치(우주 리튬 문제)가 존재한다. 표준 모형 외에도 비표준 대폭발 핵합성 모형이 존재하며, 이는 예측과 관측 간의 불일치를 해결하거나, 미지의 물리 현상을 설명하기 위해 연구된다.

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대폭발 핵합성
개요
현상	초기 우주에서 가벼운 원소들이 생성되는 과정
관련 이론	빅뱅 이론
주요 결과	수소, 헬륨, 리튬 등의 존재량 예측
상세 정보
시대	레프톤 시대 말 ~ 광자 시대 초
시간	빅뱅 이후 10초 ~ 20분
온도	10^9 K ~ 10^7 K
주요 반응	양성자와 중성자의 핵융합 반응
생성 원소	수소 중수소 헬륨 리튬 베릴륨 (미량)
이론적 중요성	빅뱅 이론의 강력한 증거 우주의 바리온 밀도 추정 가능
역사
최초 제안	조지 가모프 (1940년대)
주요 연구자	랄프 알퍼 로버트 허먼 프레드 호일 야코프 젤도비치 스티븐 와인버그 데이비드 슈람
이론적 배경
기본 입자	양성자 중성자 전자 중성미자
상호작용	강력 약력 전자기력
핵반응 네트워크	다양한 핵종 간의 반응 경로 모델링
관측적 증거
원소 존재량 측정	수소와 헬륨의 질량비 (약 3:1) 중수소, 리튬의 존재량
우주 배경 복사	우주 마이크로파 배경의 온도 요동 분석
문제점 및 과제
리튬 문제	이론 예측과 관측값 사이의 불일치
중수소 존재량	정확한 측정의 어려움
암흑 물질	암흑 물질의 영향 고려
관련 연구 분야
우주론	우주의 기원과 진화 연구
핵물리학	핵반응 단면적 및 핵구조 연구
천체물리학	별의 진화 및 원소 합성 연구
참고 문헌
학술지	Primordial nucleosynthesis (Coc, Alain; Vangioni, Elisabeth, 2017)

2. 대폭발 핵합성의 특징

대폭발 핵합성은 다음과 같은 두 가지 중요한 특징을 가진다.

대폭발 핵합성은 빅뱅 후 약 10초에서 20분 사이에 발생했으며, 약 17분가량 지속되었다. 이 시간은 우주가 중수소가 생존할 만큼 충분히 식었지만, 핵융합 반응이 상당한 비율로 일어날 만큼 충분히 뜨겁고 밀도가 높았던 온도 범위에 해당한다.^[2] 이후 우주의 온도 및 밀도가 핵융합에 필요한 수준 이하로 떨어지면서 핵합성은 중단되었다. 이 짧은 시간 동안 핵합성이 일어났다는 사실은 중수소와 같은 가벼운 원소가 유지되고, 베릴륨보다 무거운 원소가 형성되지 못하도록 했다.
대폭발 핵합성은 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 광범위하게 일어났다.

대폭발 핵합성의 결과를 계산하기 위한 주요 변수는 중입자 당 광자의 수 비율이며, 이 값은 약 6 × 10⁻¹⁰이다. 이 값은 초기 우주의 온도 및 밀도에 해당하며, 핵융합이 일어나는 초기 상태를 결정한다. 이 값으로부터 각 원소의 존재 비율을 결정할 수 있다. 중입자 당 광자 비율이 원소의 존재 비율을 정확하게 결정하는 데 중요하지만, 광자 수가 변한다고 해서 원소 비율이 크게 달라지지는 않는다. 대폭발 이론 자체에 큰 변화가 없다면, 대폭발 핵합성은 약 75%의 수소-1, 약 25%의 헬륨-4, 약 0.01%의 중수소와 헬륨-3, 그리고 미량(약 10⁻¹⁰ 정도)의 리튬을 생성하고, 그 외의 다른 무거운 원소는 생성하지 않은 것으로 알려져 있다. 우주에서 관측되는 원소의 양이 이러한 예측과 일치한다는 사실은 대폭발 이론을 뒷받침하는 강력한 증거로 여겨진다.

이 분야에서는 역사적인 이유로 헬륨-4의 질량 분율(기호 Y)을 사용하는 것이 관례이다. 따라서 헬륨-4가 25%라는 것은 헬륨-4 원자가 질량의 25%를 차지한다는 것을 의미하지만, 원자 수로는 8% 미만이다. 다른 (미량) 핵은 일반적으로 수소에 대한 수 비율로 표현된다.

3. 대폭발 핵합성의 과정

대폭발 핵합성은 빅뱅 직후 약 10초에서 20분 사이에 일어났으며, 이 시기 우주는 중수소가 생존할 수 있을 만큼 충분히 식었지만, 핵융합 반응이 일어날 만큼 뜨겁고 밀도가 높았다.^[2] 이 과정은 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 광범위하게 일어났다.

핵합성을 계산하는 주요 매개변수는 바리온/광자 수 비율(약 6 × 10⁻¹⁰)이다. 이 값은 바리온 밀도를 나타내며, 핵자가 충돌하고 반응하는 속도를 제어하여 핵합성 후 원소의 풍부도를 결정한다. 빅뱅 이론에 따르면, 대폭발 핵합성은 약 75%의 수소-1, 약 25%의 헬륨-4, 약 0.01%의 중수소와 헬륨-3, 그리고 미량의 리튬을 생성했다. 우주에서 관측되는 원소의 풍부도가 이와 일치한다는 점은 빅뱅 이론의 강력한 증거이다.^[5]

대폭발 핵합성은 빅뱅 후 약 20초경, 우주가 충분히 냉각되어 중수소 핵이 고에너지 광자에 의한 파괴를 견딜 수 있게 되면서 시작되었다. 초기에는 중성자 하나에 대해 약 여섯 개의 양성자가 있었지만, 핵합성이 끝날 무렵에는 중성자 일부가 붕괴하여 중성자 하나에 대해 약 일곱 개의 양성자가 존재하게 되었고, 거의 모든 중성자는 헬륨-4 핵에 포함되었다.^[7]

대폭발 핵합성은 다음과 같은 특징을 가진다.

초기 조건은 빅뱅 후 1초 이내에 결정되었다.
이 시기 우주는 매우 균질했으며 복사 지배적이었다.
핵합성 과정은 이 단계 시작 시의 조건에 의해 결정되며, 이전에 일어난 일과는 무관하게 진행된다.

우주가 팽창하면서 온도가 낮아지자, 자유 중성자와 양성자는 헬륨 핵보다 불안정해졌고, 헬륨-4를 형성하려는 경향이 강해졌다. 그러나 헬륨-4를 형성하려면 중수소를 형성하는 중간 단계가 필요했다. 핵합성 초기에는 온도가 매우 높아 형성된 중수소가 즉시 파괴되는 "중수소 병목 현상"이 발생했다. 따라서 헬륨-4 형성은 우주가 중수소가 생존할 수 있을 만큼 충분히 냉각될 때(약 T = 0.1 MeV)까지 지연되었다가, 갑작스럽게 원소 형성이 시작되었다. 그러나 빅뱅 후 약 20분이 지나자 우주는 핵융합이 일어나기에는 너무 차가워졌고, 이 시점에서 원소의 풍부도는 거의 고정되었다.^[8]

대폭발 핵합성은 빅뱅 후 3분에서 20분 사이, 즉 17분 동안만 지속되었고, 그 후 우주의 온도와 밀도가 핵융합에 필요한 수준 이하로 떨어졌다. 이 짧은 기간은 중수소와 같은 가벼운 원소가 유지되고, 베릴륨보다 무거운 원소가 형성되지 못하게 했다.

3. 1. 대폭발 핵합성 이론의 역사

대폭발 핵합성 이론의 역사는 1940년 랄프 알퍼와 게오르기 안토노비치 가모프의 계산에서 시작되었다. 알퍼는 한스 베테와 함께 초기 우주에서 가벼운 원소 생성 이론을 개괄한 알퍼-베테-가모 논문(Alpher–Bethe–Gamow paper) (αβγ 이론)을 발표했다.

1970년대에는 대폭발 핵합성 이론으로 계산된 중입자 밀도가 우주의 팽창율을 기반으로 관측된 우주의 질량에 비해 너무 낮다는 문제가 제기되었다. 이 문제는 암흑 물질의 존재를 가정함으로써 많은 부분이 해소되었다.

4. 주요 매개변수

대폭발 핵합성의 결과를 계산하기 위한 주요 매개변수는 중입자 당 광자의 수 비율이다. 이 매개변수는 초기 우주의 온도 및 밀도에 해당하며, 핵융합이 일어나는 조건을 결정한다. 이 값으로부터 각 원소의 존재량을 도출할 수 있다.^[6] 중입자 당 광자 수 비율이 원소 존재량 결정에 중요하지만, 이 비율이 변해도 원소 비율이 크게 달라지지는 않는다.

대폭발 핵합성은 다음과 같은 두 가지 중요한 특징을 갖는다.

짧은 지속 시간: 대폭발 핵합성은 우주 팽창 시작 후 약 3분에서 20분 사이, 즉 17분 동안만 지속되었다. 이후 우주의 온도와 밀도가 핵융합이 일어나기에는 너무 낮아졌다. 이 짧은 지속 시간 덕분에 중수소와 같은 가벼운 원소가 유지될 수 있었고, 베릴륨보다 무거운 원소는 형성되지 못했다.
광범위한 발생: 대폭발 핵합성은 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 광범위하게 일어났다.

대폭발 이론에 따르면, 대폭발 핵합성을 통해 약 75%의 수소(¹H), 약 25%의 헬륨(⁴He), 약 0.01%의 중수소(²H), 그리고 10^-10 이하의 미량의 리튬과 베릴륨이 생성되었고, 더 무거운 원소는 생성되지 않았다.^[21] 현재 우주에서 관측되는 원소의 존재량은 이러한 이론적 예측과 일치하며, 이는 대폭발 이론의 강력한 증거이다.

4. 1. 중성자-양성자 비율

대폭발 후 1초 이내에 표준 모형 물리학에 의해 중성자-양성자 비율이 결정되었다. 중성자는 양성자와 상호작용을 통해 서로 변환될 수 있었다.

:n \ + e+ <=> \overline{\nu}_e + p

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

1초보다 훨씬 이전에는 이러한 반응이 빠르게 진행되어 중성자/양성자 비율을 1:1에 가깝게 유지했다. 온도가 내려감에 따라 양성자의 질량이 약간 더 작기 때문에 평형은 양성자 쪽으로 이동하여 중성자/양성자 비율이 부드럽게 감소했다. 이러한 반응은 온도와 밀도가 감소하여 반응 속도가 너무 느려질 때까지 계속되었는데, 이는 약 T = 0.7 MeV(약 1초)에서 발생하며, 이를 동결 온도라고 한다. 동결 시 중성자-양성자 비율은 약 1/6이었다. 그러나 자유 중성자는 평균 수명이 880초인 불안정한 입자이다. 일부 중성자는 핵융합되기 전 몇 분 안에 붕괴되었으므로 핵합성이 끝난 후 총 중성자와 양성자의 비율은 약 1/7이다.^[6] 붕괴되지 않고 융합된 거의 모든 중성자는 헬륨-4로 결합되었는데, 이는 헬륨-4가 가벼운 원소 중에서 핵자당 결합 에너지가 가장 높기 때문이다.

4. 2. 바리온-광자 비율 (η)

바리온-광자 비(η)는 핵합성이 끝난 후 가벼운 원소의 존재량을 결정하는 핵심 매개변수이다. 바리온과 가벼운 원소는 다음과 같은 주요 반응에서 융합될 수 있다.

p + n -> ²H + γ

p + ²H -> ³He + γ

²H + ²H -> ³He + n

²H + ²H -> ³H + p

³He + ²H -> ⁴He + p

³H + ²H -> ⁴He + n

그리고 ⁷Li 또는 ⁷Be로 이어지는 몇 가지 다른 낮은 확률의 반응이 있다. (중요한 특징은 질량이 5 또는 8인 안정한 핵이 없다는 것이다. 이는 ⁴He에 바리온 하나를 추가하거나 두 개의 ⁴He를 융합하는 반응이 일어나지 않음을 의미한다.)

대폭발 핵합성(BBN) 동안 대부분의 핵융합 사슬은 최종적으로 ⁴He(헬륨)-4)에서 끝나고, "불완전한" 반응 사슬은 소량의 남은 ²H 또는 ³He를 생성한다. 이러한 양은 바리온-광자 비가 증가함에 따라 감소한다. 즉, 바리온-광자 비가 클수록 반응이 많아지고 중수소가 헬륨-4로 더 효율적으로 변환된다. 이 결과는 중수소를 바리온-광자 비를 측정하는 매우 유용한 도구로 만든다.

5. 주요 원소

대폭발 핵합성에는 두 가지 중요한 특징이 있다.

대폭발 핵합성은 빅뱅 이후 약 17분 동안만 지속되었다. 그 후 우주의 온도와 밀도는 핵융합에 필요한 수준 이하로 떨어졌다. 이러한 짧은 지속 시간은 중수소와 같은 가벼운 원소를 보존하고, 베릴륨보다 무거운 원소를 형성하지 못하게 하는 데 중요한 역할을 했다.
대폭발 핵합성은 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 광범위하게 일어났다.

대폭발 핵합성의 결과를 계산하는 데 중요한 매개변수는 중입자 당 광자의 수 비율이다. 이 비율은 초기 우주의 온도와 밀도를 나타내며, 핵융합이 일어나는 조건을 결정한다. 이 값으로부터 각 원소의 존재량을 추정할 수 있다. 비록 중입자 당 광자 비율이 원소 존재량 결정에 중요하지만, 정확한 값은 전체적인 결과에 큰 영향을 미치지 않는다. 대폭발 이론 자체에 큰 변화가 없다면, 대폭발 핵합성은 약 75%의 수소(¹H), 약 25%의 헬륨-4(⁴He), 약 0.01%의 중수소(²H), 그리고 10⁻¹⁰ 이하의 미량의 리튬과 베릴륨을 생성하고, 무거운 원소는 생성하지 않았을 것으로 예측된다. 현재 우주에서 관측되는 원소의 존재량은 이러한 예측과 대체로 일치하며, 이는 대폭발 이론의 강력한 증거이다.

헬륨-4(⁴He)와 중수소(²H)에 대한 자세한 내용은 각각의 하위 섹션에서 다룬다.

5. 1. 헬륨-4 (⁴He)

대폭발 핵합성을 통해 우주에 가장 많이 만들어진 원소는 헬륨-4(⁴He)이며, 질량 기준으로 약 25%를 차지한다. 헬륨-4는 매우 안정된 원자핵을 가지고 있어 쉽게 붕괴되지 않으며, 다른 무거운 원자핵을 형성하기 위해 쉽게 결합하지도 않는다. 이러한 안정성 때문에 헬륨-4는 초기 우주 조건에 관계없이 거의 일정한 비율로 생성되었다.

우주가 양성자와 중성자가 서로 쉽게 변환될 수 있을 만큼 뜨거웠을 때, 그 비율은 양성자 7개에 대해 중성자 1개 정도였다. 우주가 충분히 식으면서 중성자는 빠르게 양성자와 결합하여 먼저 중수소를 형성한 다음 헬륨-4를 형성했다. 핵자 16개(중성자 2개, 양성자 14개)마다 4개(총 질량의 25%)가 하나의 헬륨-4 핵으로 빠르게 결합했다. 이는 수소 원자 12개마다 1개의 헬륨을 생성하여 원자 수로는 8%가 조금 넘는 헬륨, 질량으로는 25%의 헬륨을 가진 우주를 만들었다.

항성 핵합성으로 설명되는 양보다 훨씬 많은 헬륨-4가 우주에 존재한다는 사실은 대폭발 이론의 중요한 증거이다.^[11] 관측된 헬륨 비율이 25%와 크게 다르면, 대폭발 이론에 심각한 문제가 제기될 수 있다. 특히 초기 헬륨-4 비율이 25%보다 훨씬 작은 경우 더욱 그렇다. 1990년대 중반 몇 년 동안 관측 결과는 이러한 가능성을 시사하여 천체물리학자들이 빅뱅 핵합성 위기에 대해 논의하게 했지만, 추가적인 관측은 대폭발 이론과 일치했다.^[24]

5. 2. 중수소 (²H)

중수소는 헬륨-4와는 정반대의 성질을 가지고 있다. 헬륨-4는 매우 안정적이고 파괴하기 어려운 반면, 중수소는 매우 불안정하며 쉽게 파괴된다. 대폭발 핵합성 과정에서 상당한 양의 중수소가 헬륨-4로 합성되었지만, 우주의 팽창으로 인해 온도가 내려가면서 모든 중수소가 헬륨-4로 변환되지는 못했다.

중수소의 양은 초기 조건에 매우 민감하게 반응한다. 우주의 밀도가 높을수록 더 많은 중수소가 헬륨-4로 변환되어, 남는 중수소의 양은 줄어든다.

대폭발 이후 중수소를 생성할 수 있는 다른 과정은 거의 알려져 있지 않다. 따라서 중수소의 존재량 관측은 우주가 영원히 존재해 온 것이 아니라는 것을 시사하며, 이는 대폭발 이론과 일치한다.^[12]

1970년대에는 중수소를 생성할 수 있는 다른 과정을 찾기 위한 연구가 진행되었으나, 중수소 이외의 동위원소를 생성하는 방법만이 밝혀졌다. 당시의 문제는, 중수소의 우주 분포 정도는 대폭발 이론과 일치하지만, 우주 대부분이 양성자와 중성자로 구성되어 있다는 가설과는 맞지 않는 높은 중수소 양이었다. 현재는 우주가 중입자뿐만 아니라 암흑 물질로도 구성되어 있다는 설명이 받아들여지고 있다.

핵융합 외의 다른 과정으로 중수소를 생성하는 것은 매우 어렵다. 중수소 생성에 필요한 온도는 높아야 하지만, 헬륨-4를 생성할 정도는 아니어야 하며, 몇 분 이내에 온도가 다시 낮아져야 한다. 또한, 중수소가 다른 원소로 합성되기 전에 흩어져야 한다. 핵분열을 통해 중수소를 생성하는 것 역시 어려운데, 중수소가 불안정하고 핵 과정으로 인해 매우 드물기 때문이다. 1970년대에 우주선 파쇄를 통해 중수소를 생성하려는 시도가 있었으나, 다른 가벼운 원소만 생성되었을 뿐 중수소 생성에는 실패했다.

5. 3. 리튬 (⁷Li)

대폭발 핵합성으로 생성된 리튬-7과 리튬-6의 비율은 리튬-7이 초기 핵종의 10⁻⁹, 리튬-6는 약 10⁻¹³ 정도이다.^[13]

5. 4. 무거운 원소

대폭발 핵합성에서는 8개 또는 5개의 핵자를 가진 안정된 원자핵이 없다는 병목 현상으로 인해 베릴륨보다 무거운 원소는 거의 생성되지 않았다.^[9] 이는 리튬보다 무거운 원자핵을 매우 적게 생성하여 리튬-7의 양도 제한했다.^[10] 항성에서는 헬륨-4 원자핵의 삼중 충돌(삼중 알파 과정)을 통해 이 병목 현상을 극복하고 탄소를 생성한다.^[10] 하지만 이 과정은 매우 느리고 훨씬 더 높은 밀도를 필요로 하며, 항성에서 상당량의 헬륨을 탄소로 전환하는 데 수만 년이 걸리므로 대폭발 후 수 분 이내에는 무시할 수 있는 기여를 했다.^[10]

대폭발 핵합성에서 생성된 CNO 동위원소의 예측되는 풍부도는 수소(H)의 10⁻¹⁵ 정도로 예상되어 본질적으로 검출할 수 없고 무시할 수 있다.^[9]

6. 대폭발 핵합성의 관측 및 검증

대폭발 핵합성 이론은 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 리튬-7과 같은 가벼운 원소들의 생성에 대해 구체적이고 정량적인 예측을 제공한다.^[14]^[15] 이러한 예측을 검증하기 위해, 과학자들은 초기 우주의 조건을 반영하는 천체들을 관측한다.

예를 들어, 별의 핵합성이 거의 일어나지 않은 왜소 은하나, 매우 멀리 떨어져 있어 초기 단계에 있는 퀘이사를 관측하여 원소들의 존재비를 측정한다.^[25]^[26]

표준 대폭발 핵합성 이론에서 가벼운 원소들의 존재 비율은 바리온(일반 물질)과 광자(빛)의 비율에 따라 달라진다. 우주는 균질하다고 가정되므로, 이 비율은 하나의 고유한 값을 가진다. 따라서, 모든 가벼운 원소 관측 결과를 단일 바리온-광자 비율 값으로 설명할 수 있는지, 혹은 예측과 관측의 오차를 고려하여 일정 범위의 값으로 설명할 수 있는지가 중요했다.

최근에는 우주 마이크로파 배경 복사(CMB) 관측을 통해 바리온-광자 비율을 독립적으로 측정할 수 있게 되었다. WMAP와 플랑크 등의 관측 장비를 통해 얻은 이 값을 대폭발 핵합성 이론의 예측과 비교하여 검증을 수행한다.

현재 헬륨-4와 헬륨-3의 관측 결과는 이론과 잘 일치한다. 그러나 리튬-7의 경우, 이론과 관측 사이에 불일치가 존재한다. 관측된 리튬-7의 양은 예측값보다 2.4~4.3배 낮다.^[27] 이는 우주 리튬 문제라고 불리며, 이론을 수정하거나 다른 핵반응을 고려하는 연구가 진행되고 있다.^[16]^[17]

7. 비표준 대폭발 핵합성 모형

표준 대폭발 핵합성 모형 외에도 비표준 모형이 존재한다. 비표준 모형 역시 대폭발을 가정하지만, 대폭발이 원소의 비율에 미친 영향을 설명하기 위해 추가적인 물리 모형을 사용한다. 이러한 추가적인 물리 모형은 균질성(homogeneity^영어) 가정을 약화시키거나 아예 균질성을 가정하지 않기도 하며, 또한 무거운 비활성 중성미자와 같은 새로운 입자를 포함하기도 한다.

이러한 비표준 모형을 지속적으로 연구하는 이유는 크게 두 가지이다. 첫째는 역사적인 이유로, 대폭발 이론에서의 예측과 관측 간의 불일치를 해결하기 위해서였다. 하지만 표준 모형에서의 이러한 불일치는 이후의 관측으로 해소되었다. 둘째는 21세기 초반 비표준 대폭발 핵합성 연구의 주된 목적으로, 미지의 사항 혹은 가정에 대해 제한을 두기 위해 대폭발 핵합성을 사용하는 것이다. 예를 들어 표준 대폭발 핵합성은 핵합성 시에 어떠한 가상의 별난 입자(exotic particle)도 가정하지 않는다. 대신 비표준 모형에서는 무거운 중성미자와 같은 가상 입자를 넣어 대폭발 핵합성이 계산할 수 있는 시간 이전에 무엇이 일어났는지를 추정할 수 있다. 이러한 가정은 안정한 타우온의 질량에 제한을 가하는 등에 효과적으로 쓰인다.^[18]^[19]^[20]

참조

_[1] 논문 Primordial nucleosynthesis
_[2] 논문 Big-Bang nucleosynthesis http://pdg.lbl.gov/2[...] 2016
_[3] 논문 Primeval Helium Abundance and the Primeval Fireball
_[4] 논문 ON THE SYNTHESIS OF ELEMENTS AT VERY HIGH TEMPERATURES http://articles.adsa[...] 1967-04
_[5] 논문 EXPERIMENTAL, COMPUTATIONAL, AND OBSERVATIONAL ANALYSIS OF PRIMORDIAL NUCLEOSYNTHESIS http://articles.adsa[...] 1993-04
_[6] 논문 Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era
_[7] 서적 Nuclei in the Cosmos World Scientific 2013
_[8] 웹사이트 Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis http://www.einstein-[...] 2007-02-24
_[9] 논문 Primordial Nucleosynthesis
_[10] 논문 Revised Big Bang Nucleosynthesis with long-lived negatively charged massive particles: Impact of new 6Li limits, primordial 9Be nucleosynthesis, and updated recombination rates
_[11] 논문 Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos 1998-12
_[12] 서적 The Big Bang and Other Explosions in Nuclear and Particle Astrophysics https://archive.org/[...] World Scientific
_[13] 논문 The Primordial Lithium Problem
_[14] 웹사이트 Chapter 12: Cosmic Background Radiation http://bigbang.physi[...] 2010-07-06
_[15] 웹사이트 Unit 4: The Evolution Of The Universe http://bigbang.physi[...] 2010-07-06
_[16] 논문 A Bitter Pill: The Primordial Lithium Problem Worsens
_[17] 웹사이트 Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation http://www.einstein-[...] 2007-02-24
_[18] 논문 Probing the early universe: A review of primordial nucleosynthesis beyond the standard big bang
_[19] 서적 Neutrinos in Particle Physics, Astrophysics and Cosmology https://books.google[...] CRC Press 2009
_[20] 서적 The Cosmic Compendium: The Big Bang & the Early Universe https://books.google[...] Lulu Press, Inc. 2015
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_[22] 논문 Geometrical Effects of Baryon Density Inhomogeneities on Primordial Nucleosynthesis https://arxiv.org/PS[...]
_[23] 웹사이트 Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis http://www.einstein-[...] 2007-02-24
_[24] 논문 Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos https://arxiv.org/PS[...] 2007-12-22
_[25] 웹사이트 Chapter 12: Cosmic Background Radiation http://bigbang.physi[...] 2010-07-06
_[26] 웹사이트 Unit 4: The Evolution Of The Universe http://bigbang.physi[...] 2010-07-06
_[27] 웹사이트 A Bitter Pill: The Primordial Lithium Problem Worsens https://arxiv.org/ab[...] 2009-07-16
_[28] 웹사이트 Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation http://www.einstein-[...] 2007-02-24

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