هسته‌زایی صفحه اول, شامل عنوان گزارش به فارسی و انگلیسی, نام تهیه کننده و تاریخ ارایه

باریون زایی نظریه های اتحاد بزرگ: اتحاد برهم کنش های قوی، ضعیف، و الکترومغناطیس و نیز کوراک ها و لپتون ها در چارچوب یک نظریۀ میدان پیمانه ای دو نتیجۀ مهم GUT: 1. عالم با تقارن باریونی به عالمی با بی تقارنی باریونی تحول می یابد: توضیح نسبت باریون به فوتون امروزی 2. تک قطبی های مغناطیسی پایدار و ابرسنگین.

اولین آزمون های مدل استاندارد کیهانشناسی تشکیل اولین باریون ها و مزون ها از ترکیب کوارک ها و پادکوارک ها تولید هسته های سبک هیدروژن، دوتریوم، لیتیوم شکست تقارن کایرال (دستیت) هسته زایی آغازی

برابری چگالی ماده و تابش دوران غلبۀ ماده برابری چگالی ماده و تابش شروع تشکیل ساختارها تشکیل اتم ها از یون ها و الکترون ها؛ دوران بازترکیب؛ شروع واجفت شدگی ماده و تابش شروع دوران غلبۀ ماده

تعادل ترمودینامیکی نوترینوها با ماده واجفت شدگی نوترینوها I تعادل ترمودینامیکی نوترینوها با ماده کمی بعد در دمای انتروپی زوج به فوتون ها می رسد کاهش می یابد. دمای نوترینوها به مقیاس

واجفت شدگی نوترینوهاII

هسته‌زایی در نتیجۀ سرعت سریع انبساط عالم و فرصت کم برای هسته‌زایی و نیز تعداد کم هسته در عالم تنها اتم‌های سبک D، He ، He و Li توانستند با فراوانی قابل توجه اخترفیزیکی ساخته شوند. فراوانی این هسته‌ها آزمون مناسبی است برای شرایط کیهان در لحظه‌های آغازین 4 3 7

هسته‌زایی فرض‌های هسته‌زایی مهبانگی (BBN): مدل استاندارد ذرات (سه نوتریونی، سه پادنوترینو) مدل‌های کیهانی مبتنی بر نسبیت عام دوران هسته‌زایی: چند دقیقه بعد از مهبانگ تا قبل از اینکه سن عالم نیم ساعت بوده است. در این هنگام عالم سردتر از آن شده است که واکنش‌های هسته‌ای اتفاق بیفتد.

هسته‌زایی آغازین: شرایط اولیه Ι نسبت نوترون به پروتون برای هسته‌زایی آغازین بسیار اهمیت دارد. همن نوترون‌ها هستند که هلیوم آغازین را می‌سازند.

هسته‌زایی آغازین: شرایط اولیه ΙΙ هنوز نوترینوهای بازمانده از آغاز کیهان کشف نشده است، برخلاف فوتون‌های اولیه. اولین داده‌های دریافتی از تابش زمینۀ کیهان بر روی نوع نوترینوها و جرم آنها حدّ می‌گذارد! فرض می‌کنیم تعداد آنها بسیار کم است، مانند باریون‌ها که نسبت آنها به فوتون‌ها بسیار کم است!

هسته‌زایی آغازین: شرایط اولیه ΙΙΙ در دماهای بالاتر از MeV 80, انتظار داریم نسبت نوترون‌ به پروتون برابر مقدار تعادل آن باشد که در دمای بسیار بالاتر MeV 1 برقرار است. در این دماها نه تنها آهنگ برهم‌کنش ضعیف، که آهنگ واکنش‌های هسته‌ای هم از انبساط عالم سریع‌تر است: تعادل آماری هسته‌‌ای (NSE)!

اتم‌های سبک D، He ، He و I:Li

اتم‌های سبک D، He ، He و II:Li Shortly before this epoch 3 Neutrino species decouple from plasma Photon temperature raise by

Neutron-Proton Freeze-out

اتم‌های سبک D، He ، He و III:Li

As the temperature drops below T<30 keV, when the universe is 20 minutes old, Coulomb barriers and the absence of free neutrons abruptly suppress all nuclear reactions. Afterwards, until the first stars form, no relic primordial nuclides are destroyed.

Baryon number of the universe Very few anti-baryons Baryon number conservation Since electron-positron annihilation era

Best non-BBN value: Tegmark M, Eisenstein DJ, Strauss MA,Weinberg DH. Phys. Rev. D 74:123507 (2006)