Taip pat ličio druskos veikia kaip nuotaiką stabilizuojantis vaistas kenčiantiems nuo bipolinio sutrikimo (kai depresiją keičia manija). Vis dėlto, palyginus su deguonimi ar anglimi litis neatrodo itin aktualus. Kodėl tuomet litis yra išskirtinis?
Norint atsakyti į šį klausimą, reikia nusikelti į pradžią.
Pradžiausią pradžią – Didijį sprogimą. Nors pats sprogimas kol kas nepažįstamas, – gal netgi nepažinus, – tačiau kas vyko visai netrukus (~1·10⁻³² s) po jo, galime gan detaliai suprasti. Pagal Didžiojo Sprogimo teoriją, iškart po jo, visata buvo itin tanki ir karšta. Tokia karšta, kad joje atomai negalėjo egzistuoti, nes dėl didžiulės temperatūros sudedamosios jų dalys „nesulipdavo“ (temperatūra proporcinga vidutinei dalelių kinetinei energijai).
Atkurti ir patikrinti teoriją, kas vyko tuo metu, galima ir čia, Žemėje. Tam statomi vis galingesni dalelių greitintuvai (pvz., LHC), kurie įgreitina daleles iki vis didesnių greičių, taip suteikdami joms panašią kinetinę energiją kaip pirmaisiais momentais po Didžiojo sprogimo. Registruodami po susidūrimų atsiradusias daleles, galime eksperimentiškai ištirti, kokia buvo Visatos sudėtis pirmaisiais momentais po Sprogimo.
Vis dėlto, medžiaga sparčiai plėsdamasi vėso ir kinetinė energija tapo per maža, kad galėtų egzistuoti „išardyti“ atomai, tiksliau, atomų branduoliai – prasidėjo nukleosintezė. Čia viskas tampa kiek sudėtingiau, nei „tiesiog“ sudaužti daleles dideliu greičiu ir žiūrėti, kas liks.
Manoma, kad pati Didžiojo sprogimo nukleosintezė prasidėjo, po DS praėjus 10 sekundžių ir truko iki 20-os minutės. Dešimta sekundė svarbi, nes tuomet temperatūra pakankamai nukrito, kad nebūtų suardomi deuterio branduoliai. Tuo metu, neutronų ir protonų santykis buvo 1:6. Tuo tarpu 20 minutę vienam laisvam neutronui tenka jau septyni protonai, nes laisvų neutronų skilimo pusamžis yra 880 s.
Helio-4 branduolys yra itin stabilus ir protonai bei neutronai tokius branduolius lengvai formuoja. Esminis helio-4 formavimosi „butelio kakliukas“ – deuterio branduolių poreikis, tačiau jie buvo per lengvai suardomas iki 10 s. Tuomet deuteris prisijungia neutroną ir sudaro tritį ar protoną ir helį-3. Tuomet tritis gali efektyviai susijungti su deuteriu, išlaisvinti neutroną ir suformuoti helį-4.
Helis-3 gali efektyviai jungtis su deuteriu, išlaisvinti protoną ir suformuoti helį-4, arba pakeisti neutroną protonu ir suformuoti tritį. Čia svarbu atkreipti dėmesį, kad branduoliai iš 5 protonų ir neutronų yra nestabilūs ir helis-4 negali prisijungti jokių pavienių protonų ar neutronų. Tačiau helis-4 gali susijungti su vienu iš jau susiformavusių sudėtingesnių branduolių: su heliu-3 jis gali suformuoti berilį-7, su tričiu gali suformuoti litį-7. Iš šių branduolių, berilis-7 gali pakeisti protoną neutronu ir suformuoti stabilesnį litį-7.
Aišku, dėl to, kad šioms reakcijoms reikia dviejų nukleosintezės produktų vienu metu, nukleosintezės metu daugiausiai susiformavo helio-4. Aštuonių protonų ir neutronų branduoliai taip pat nestabilūs, todėl suformuoti sunkesniems branduoliams reiktų dar retesnio reiškinio.
Šiais laikais tai vyksta trijų-alfa proceso metu masyvių žvaigždžių centrinėse dalyse, kuomet į anglį-12 susijungia iškart trys helio-4 branduoliai, tačiau Didžiojo sprogimo nukleosintezės metu šis procesas buvo nereikšmingas, nes tam reikia gerokai didesnio slėgio (kurį žvaigždėse sukuria gravitacija) ir net tuo atveju bent kiek didesnio anglies kiekio sukūrimas trunka dešimtis tūkstančių metų, o prabėgus 20 minučių po Didžiojo sprogimo, nukleosintezei temperatūra tampa per žema (nebeužtenka kinetinės energijos įveikti elektromagnetinę stūmą tarp branduolių) ir vienintelės branduolinės reakcijos vykstančios iki žvaigždžių įsižiebimo buvo radioaktyvus nestabilių tričio ir berilio-7 branduolių skilimas.
Šios branduolinės reakcijos gerai suprastos, bet yra du dydžiai, nuo kurių priklauso tiksliai kiek kokio elemento bus pagaminta. Pirmasis yra neutronų ir protonų santykis. Gerokai anksčiau, nei 1 s po DS šis santykis buvo 1:1, nes protonų virtimo neutronais ir atvirkščiai reakcijos buvo termodinaminiame balanse.
Per pirmą Visatos egzistavimo sekundę, protonų daugėjo neutronų sąskaita, dėl jų kiek mažesnės masės, kol, sekundei besibaigiant, temperatūra tapo per maža, kad neutronai virstų protonais ir atvirkščiai per sąveiką su pozitronais ar elektronais. Tuomet protonų-neutronų santykis buvo 6:1, o iki nukleosintezės pabaigos tapo 7:1.
Šių santykių tikslumas priklauso nuo Standartinio modelio patikimumo. Atradus Higgs'o bozoną, paskutinę neaptiktą šio modelio prognozuotą dalelę, pasitikėjimas modeliu dar sutvirtėjo.
Kitas dydis – fotonų-barionų santykis. Nuo jo priklauso, kokia dalis ankstyvų sintezės elementų, tokių kaip deuteris ar helis-3, virs sudėtingesniu heliu-4. Kuo barioninės medžiagos lyginant su fotonais, daugiau, tuo didesnė tikimybė šiems elementams suformuoti sunkiausią stabilų branduolį, nes didesnė tikimybė susijungti su kita barionine dalele per 20 minučių.
Kurį laiką tai buvo vienintelis Didžiojo sprogimo nukleosintezės laisvasis parametras, tad esminė užduotis buvo surasti tokias stabilių nukleosintezės sukurtų elementų pirmykštes gausas, kad viena fotonų-barionų santykio vertė paaiškintų visą pirmykštę nukleosintezę.
NASA WMAP kosminės misija šį parametrą įvertino nepriklausomai. WMAP matavo fluktuacijas kosminėje mikrobangų spinduliuotėje. Ši spinduliuotė pasklido, kai Visatai vėstant susiformavo atomai, kurie, kitaip nei branduoliai, negali efektyviai sąveikauti su šilumine spinduliuote. Tuomet foninis spinduliuotės laukas liko tokios temperatūros, koks buvo prieš pat susiformuojant atomams, o šių fotonų bangos ilgis palaipsniui augo dėl visatos plėtimosi iki mikrobangų, kurias stebime šiandien. Šis spinduliuotės laukas nėra idealiai homogeniškas ir priklauso nuo įvairių Visatos parametrų, įskaitant barionų ir fotonų santykį. Taigi, kol kas Didžiojo sprogimo nukleosintezė atrodo gerai suprasta ir daug erdvės abejonėms nepalieka.
Bet kol kas tai – hipotezė. Ją patikrinti galima, įvertinus pirmykštes šios nukleosintezės elementų gausas: deuterio, helio-3, helio-4 ir ličio-7. Turbūt pirmasis elementas, kurio pirmykštę gausą derėtų įvertinti – helis-4. Jis sunkiai reaguoja su kitais elementais, itin stabilus, yra tiesioginis vandenilio sintezės reakcijų produktas, tad, jo turėtų tik daugėti. Kadangi neutronų-protonų santykis 1:7, jie lengvai jungiasi į helį-4, iš 2 neutronų ir 14 protonų turėtų susiformuoti vienas helio-4 branduolys (kitų reakcijų rezultatai gerokai mažiau tikėtini). Vadinasi, helis turėtų sudaryti apie 25 % barioninės medžiagos masės. Jo gali daugėti, bet jei aptiktume, kad helio-4 ankstyvose Visatos stadijose buvo gerokai mažiau, tai jau būtų problema.
Tai galime atlikti, tikrindami senus H II dujų regionus. Šiems regionams būdinga, kad juose vandenilis jonizuotas neseniai vykusios ar vykstančios žvaigdėdaros, atitinkamai, vienąkart gali būti jonizuotas ir helis-4, kurio elektroninė struktūra panaši į vandenilio ir galima atskirti charakteringas spektro linijas. Debesies amžius gali būti įvertintas pagal sunkesnių elementų, kurie galėjo susiformuoti jau gerokai vėliau po pirmykštės nukleosintezės, spektro linijų stiprį.
Čia stebėjimai gerai atitinka Didžiojo sprogimo nukleosintezės prognozes. Helio-3 gausos įvertinimas sudėtingesnis, nes jis yra tiek gaminamas vandenilio degimo metu, tiek naikinamas iš jo sintetinant helį-4. Jį taip pat gerokai sunkiau aptikti, nei helį-4 dėl mažesnės gausos, todėl atitinkamai jį galima tiesiogiai stebėti tik Galaktikos H II regionuose, o užgalaktiniuose H II regionuose, jo aptikti nėra galimybių, kitaip nei helį-4. Tai leidžia tik įvertinti viršutinę pirmykštės helio-3 gausos ribą, kuri dera su gausa, kurios tikėtumėmės iš Didžiojo sprogimo nukleosintezės.
Deuterio atveju yra atvirkščiai, nei helio: nežinome jokių procesų, kurie Visatoje galėtų efektyviai gaminti deuterį be Didžiojo sprogimo nukleosintezės. Jis yra itin lengvai suardomas net žvaigždžių atmosferose. Vien jo egzistavimas rodo, kad Visata nėra begalinio amžiaus.
Bet aptikti deuterį itin sunku. Kadangi žvaigždės jį greitai sunaikina, reikia stebėti tarpžvaigždinių dujų debesyse. Deuterio spektras labai panašus į vandenilio, bet papildomas neutronas pakeičia jo spektro linijų bangos ilgius per 1/4000 dalį. Taip deuterį galima aptikti pasitelkiant kvazarus – itin šviesius ir itin tolimus objektus. Ši šviesa gali kirsti dujų debesis iš kurių dar tik formuojasi senos galaktikos (dėl riboto šviesos greičio iš labai toli stebimas objektas reiškia, kad ta šviesa buvo išspinduliuota labai seniai). Atitinkamai, šių debesų dujos palieka charakteringą sugerties spektrą, taip pat ir deuterio. Dėl visatos plėtimosi, spinduliuotės bangos ilgis vis auga, tad kiekvienas debesis palieka žymę skirtingoje šiandien stebimo spektro dalyje. Tokiose sistemose aptinkamas deuterio kiekis dera su tuo, ko tikėtumėmės iš Didžiojo sprogimo nukleosintezės.
Ir tuomet lieka litis. Pirmykštę ličio gausą geriausiai įvertinti, remiantis jo gausa žvaigždėse. Nors pastaruoju metu besiformuojančiose žvaigždėse litis gali būti tiek kuriamas, tiek naikinamas, seniausiose žvaigždėse ličio gausa nuo amžiaus nelabai priklauso. Ir čia kyla esminė problema.
Ličio aptinkama apie tris kartus mažiau nei turėjo būti susintetinta Didžiojo sprogimo nukleosintezės metu. Šis neatitikimas toks didelis, kad „reikiamą“ ličio kiekį pasiekia tik itin ličio praturtintos panašaus į Saulės amžių žvaigždės. Šis neatitikimas ypač glumina, turint omenyje, kad helio-4 ir deuterio gausos pirmykščiuose objektuose prognozes atitinka, ir dera su rezultatais, gautais, tyrinėjant pirmykštę mikrobangų spinduliuotę.
Net dalelių greitintuvuose, kur sukuriamos sąlygos, panašios į buvusias Didžiojo sprogimo nukeosintezės metu, ličio sukuriama tiek, kiek ir tikimasi. O Visatoje ličio trūksta, ir trūksta gerokai. Ličio gausos žvaigždėse įvertinimo netikslumai taip pat negali paaiškinti tokio trūkumo. Nors tai – viena geriausiai suprastų ankstyviausių Visatos stadijų. Šis neatitikimas yra esminis geresnio Didžiojo sprogimo nukleosintezės supratimo paieškų variklis. Čia išdėstytas šios nukleosintezės modelis svarbus, nes jis remiasi išimtinai vien Standartiniu modeliu. Bet kokios teorijos, išeinančios už Standartinio modelio ribų, privalo paaiškinti ir pirmykštę nukleosintezę. Pvz., tau-neutrino, priešpaskutinės aptiktos Standartinio modelio prognozuojamos dalelės, galimas masės ribas buvo griežtai nubrėžia pirminės nukleosintezės teorijos, kitaip būtų kilę neatitikimai ir tarp kitų elementų prognozuojamų gausų ir stebėjimais įvertintų.
Ličio problemos sprendimų ieškoma, bandant pagilinti Didžiojo sprogimo nukleosintezės supratimo detalumą, pavyzdžiui, atsisakant prielaidos, kad tuo metu Visata dar buvo homogeniška, ar kad tuo metu Visatą sudariusiai plazmai buvo būdingos kitokios savybės, nei „idealių“ dujų. Tokie ad hoc sprendimai, gali paaiškinti visų Didžiojo sprogimo nukleosintezės elementų gausą, tačiau dėl savo fenomenologinės paaiškinimų prigimties dar turi būti pagrįsti, kad taip realiai ir įvyko. O kol kas „ličio problema“ lieka atvira: kur dingo litis?
