宇宙里质子多还是中子多？ 第1页

先放结论：质子:中子=7:1

高亮一下这个答案：这个结论是如此的重要，以至于成为二十世纪物理学的重大进展——标准宇宙学——的支柱之一

一般而言，大爆炸宇宙学有「三大支柱」，即三个判定性的观测证据支持，它们分别是：星系相互远离的

，几乎各向同性的

，和不依赖于核反应过程细节的氢、氦元素的原初丰度，这最后一个支柱就和质子中子比有关

首先要明确，宇宙中的质子和中子的数量之比，是在宇宙诞生（大爆炸）后几分钟到一个小时之内确定的，以后发生的质子中子数量变化，比如说

答案中提到的放射性元素的衰变以及恒星核合成过程，和这几分钟到一个小时之内发生的相比，都可以忽略

接下来，我们将重复

在提出大爆炸宇宙学时对宇宙早期质子中子比的估计方法

• 大爆炸宇宙学是说，宇宙刚刚诞生的时候，是一团温度极端高（意味着粒子能量很高）、密度非常大（意味着粒子数目很多）的炽热的「火球」，各种粒子之间频繁碰撞并且发生相互的转化，其中就包括了质子和中子之间通过释放和吸收中微子/反中微子而进行的转化，然后这个「火球」开始向四面八方膨胀，从而温度逐渐降低（能量守恒嘛），物质密度逐渐稀疏（粒子数守恒嘛），碰撞开始减少，转化的效率也降低
• 系统在高温时遵从一个简单的规律，即 麦克斯韦-玻尔兹曼分布，这个分布的规则简单地说，就是能量越高的粒子越少，能量越低的粒子越多，落实到质子和中子上，由于中子比质子重那么一点点，所以中子比质子少那么一点点，而且随着温度逐渐降低，这个「一点点」在变大，公式是质子:中子=，其中就是这个质量之差，就是宇宙的温度。注意这是一个动态的结果，也就是说，有质子变成中子，也有中子变成质子，但是因为中子比质子重，需要更多的能量，因此质子变成中子更不容易一些
• 宇宙膨胀伴随着质子和中子之间的转化效率的降低，在大爆炸后1秒钟的时候，质子和中子之间的转化停止了，也就是说，质子不再变成中子，这样，质子和中子的数目固定下来，这个时刻叫做 中微子退耦 ，具体推导见 wiki，然而这时候的质子:中子还没有到7:1，大约是4:1的样子
• 虽然质子不再变成中子了，但是中子却可以变成质子，这就是自由 中子 的衰变，也就是我们中学时学过的 β衰变 ，这个过程导致中子变少，质子变多，质子:中子继续变大
• 质子:中子继续变大，如果没有办法阻止的话，应该整个宇宙全都是质子，不再有中子才对，那么是什么时候结束的呢？这就要说到大爆炸后3分钟的 太初核合成 了，温伯格有本很有名的科普书，叫做 宇宙最初三分钟 ，说的就是这个过程。这个过程简单地来说，就是把到大爆炸后3分钟时还侥幸存活的没有来得及发生衰变的中子全都塞到 α粒子 （或者说是氦4原子核）中去，而氦4是稳定元素，不会再发生衰变了（中子只有是「自由」中子的时候才发生衰变，塞到原子核里面去一般就不容易发生衰变了）。也就是说，如果中子在大爆炸后3分钟还没有发生衰变，那么它就不会再衰变了，而一直保留到了现在，所以，我们所谓的现在宇宙中的质子和中子数目之比，就是大爆炸后3分钟时的质子和中子数目之比，这个比要比 「中微子退耦」时的要来得大，就是 7:1

换成原初丰度的概念（见本文第三段），可以说，我们通常所关心的重子物质（由原子核和电子组成的物质），氕原子核占75%的质量，粒子占25%的质量，算法很简单：所有中子都进到粒子里面去了，而粒子由2个质子2个中子组成，是一比一，那么，7份质子中，1份和那1份的中子形成粒子，剩下6份就是氕原子核，