Nucleosíntesis primordial

Nucleosíntesis primordial

Plantilla:CosmologiaEn cosmologia física, la nucleosíntesis primordial (nucleosíntesis del Big Bang o nucleosíntesis cosmológica) es referix al periodo durant el qual es varen formar determinats elements llaugers: l'usual ¹H (l'hidrogen llauger), el seu isòtop el deuteri (²H o D), els isòtops del heli ³He i ⁴He i els isòtops del liti ⁷Li i ⁶Li i alguns isòtops inestables o radiactius com el triti ³H, i els isòtops del berili, ⁷Be i ⁸Be, en cantitats despreciables.

Característiques de la nucleosíntesis del Big Bang

Hi ha dos característiques importants de la nucleosíntesis del Big Bang:

• va durar solament uns tres minuts (durant el periodo entre 100 i 300 segons de l'inici de l'expansió de l'espai), despuix de la qual cosa la temperatura i la densitat de l'Univers varen caure per baix de lo que es requeria per a la fusió nuclear. La brevetat de la nucleosíntesis és important perque evita la formació d'elements més pesats que el berili mentres que al mateix temps es permet l'existència d'elements lluminosos incombustibles, com el deuteri;^{cita requerida}
• es va estendre, rodejant l'Univers observable.^{cita requerida}

El model estàndar del Big Bang assumix l'existència de tres famílies de neutrinos (associades al electró, el muon i el tau), aixina com un valor concret de la vida mija del neutró (una estimació recent la situa en τ = 886,7 ± 1,9 s). En este context, la Nucleosíntesis donarà resultats en masses abundants d'aproximadament un 75 % de H-1, un 25 % d'He-4 i un 0,01 % de deuteri i una miqueta (en l'orde de 10^-10) de liti i berili i res d'atres elements. Que les abundància observades en l'Univers són consistents en estos números es considera una forta prova de la teoria del Big Bang.

En este camp és habitual parlar de percentages per massa, de tal manera que el 25 % d'He-4 significa que el 25 % de la massa forma He-4. Si es recalcula el número àtom per àtom o mol per mol, el percentage d'He-4 seria menor.

Seqüència de la nucleosíntesis

La nucleosíntesis del Big Bang escomença sobre un minut despuix del Big Bang, quan l'Univers s'ha gelat lo suficient com per a formar protones i neutrons estables despuix de la bariogénesis. Les abundància relatives d'estes partícules seguixen els arguments termodinàmics senzills, combinats en el fet de que la temperatura mija de l'Univers canvia a través del temps (si les reaccions necessàries per a alcançar el termodinámicamente favorit equilibri, els valors són massa menuts comparats en els canvis de temperatura provocats per l'expansió, les abundància permaneixerien en algun valor específic sense equilibri). Combinant la termodinàmica i els canvis duts en l'expansió còsmica, es pot calcular la fracció de protones i neutrons basada en la temperatura en este punt. Esta fracció favorix als protones, perque les grans masses de neutrons resulten de la conversió de neutrons a protones en una vida mija d'uns 15 minuts. Una característica de la Nucleosíntesis és que les lleis i les constants físiques que governen el comportament de la matèria a estos nivells d'energia estan molt ben compresos i inclús la Nucleosíntesis carix de les incertituts especulatives que caracterisen els primers periodos en la vida de l'Univers. Una atra característica és que el procés de nucleosíntesis està determinat per les condicions en les que va escomençar esta fase de la vida de l'Univers, fent que lo que ocorreguera abans fora irrellevant.

Segons s'expandix l'Univers, es gela. Els neutrons lliures i els protones són menys estables que els núcleus d'Heli i els protones i neutrons tenen una forta tendència a formar He-4. No obstant, l'He-4 antic necessita el pas intermig de formar el deuteri. En eixe moment en que ocorre la nucleosíntesis, la temperatura és suficientment alta per a l'energia mija per partícula per a ser major que l'energia d'enllaç del deuteri. Ademés, qualsevol deuteri que es formara es destruiria immediatament (una situació coneguda com el coll de botella del deuteri). Aixina, la formació d'He-4 es retarda fins que l'Univers es torne lo suficientment fret com per a formar deuteri (aproximadament T = 0.1 MeV), quan hi ha una racha repentina de formació d'elements. Poc despuix, tres minuts despuix del Big Bang, l'Univers està massa fret per a que ocórrega qualsevol fusió nuclear. En este punt, les abundància elementals són fixades i solament canvien com a productes de la radioactividad de la descomposició de la Nucleosíntesis (com el triti).

En estos moments (era leptónica), l'Univers era una mescla de diferents partícules, a on la proporció aproximada entre bariones i fotons era η = 10^-10. En esta fase, el ritme d'expansió de l'Univers era major que les escales de temps de les diverses interaccions (electromagnètica, forta o dèbil) i per tant les reaccions nuclears es portaven a terme tant en un sentit com en un atre, i es mantenia per tant l'equilibri entre espècies. Quan el ritme d'expansió és inferior a alguna interacció es produïx el desacoplament. Als 0,1 segons l'Univers s'havia gelat fins a una temperatura de 3·10¹⁰ K (uns 4 MeV). El temps característic de les interaccions dèbils és proporcional a T⁵, i per tant menys sensible als canvis de temperatura: els neutrinos varen deixar d'estar en equilibri i es desacoplaron, començant a expandir-se adiabáticamente a una temperatura inversamente proporcional al tamany de l'Univers. Atres formes d'interacció dèbil, com a neutró + positrón <--> protó + antineutrino encara eren suficientment ràpides com per a mantindre un equilibri entre neutrons i protones. Atres autors han sugerit escenaris alternatius.

L'existència de inhomogeneidades hauria tingut una enorme repercussió en la nucleosíntesis primordial. Un segon despuix del Big Bang (T = 10¹⁰ K, 1 MeV), les reaccions que mantenien l'equilibri entre neutrons i protones es varen tornar més llentes que l'expansió. La proporció n/p es va congelar entorn a 0,18. D'esta manera, el major contingut de protones donaria com resultat l'abundància d'hidrogen i heli. Als 10 segons, en T = 3·10⁹ K, 0,5 MeV, els fotons varen deixar de ser lo suficientment energètics per a crear parells electró-positrón. Es va produir una aniquilació de parells que va donar lloc a una proporció d'un electró per cada 10⁹ fotons. Est va ser el fi de l'era leptónica, donant lloc a l'era de la radiació, que va durar fins a uns 372 000 anys de mija despuix del Big Bang, començant cap a 257 000 anys fins a passats els 487 000, moment en el que la matèria i l'energia es desacoplaron completament, a una temperatura d'uns 3000 K, i varen produir la radiació de fondo, que actualment, pel desplaçament al roig, té una temperatura d'antena d'uns 2,7 K.

Durant l'era de la radiació no es va poder produir deuteri o atres núcleus més pesats, fins que la temperatura va descendir a 9·10⁸ K (0,1 MeV), uns 200 segons despuix del Big Bang. En este moment la síntesis del deuteri es va produir en cantitats apreciables i va començar la nucleosíntesis primordial. El deuteri es va combinar en els protones, donant lloc a el ³He. Poc despuix la major part de neutrons es varen integrar donant lloc a el ⁴He. En una proporció n/p = 0,15, llaugerament despuix de la 'congelació', la proporció entre l'hidrogen i el ⁴He és de 3 a 1. Tal i com varen anticipar Enrico Fermi i els seus colaboradors, com hi ha núcleus atòmics estables de massa atòmica 5 i 8, l'activitat nuclear es va detindre en el ⁴He, degut a que la combinació de les dos espècies més abundants, hidrogen i ⁴He produïxen un núcleu inestable de massa atòmica 5.

La síntesis va finalisar 1000 segons despuix del Big Bang, a una temperatura de 3·10⁸ K. Posteriorment, la desintegració del triti en ³He, mentres els núcleus atòmics de massa 7 varen acabar transformats en ⁷Li, varen produir un Univers compost majoritàriament per hidrogen i ⁴He, en traces de deuteri, ³He i ⁷Li. El restant d'elements de la taula periòdica es varen sintetisar posteriorment per mig de processos de nucleosíntesis estelar, autèntics forns nuclears.

Història de la nucleosíntesis primordial

Els primers estudis de nucleosíntesis primordial es varen iniciar en els treballs de George Gamow, Ralph Alpher i Robert Hermann en els anys 1940. Junt en Hans Bethe varen publicar el seminari Alpher-Bethe-Gamow perfilant la teoria de producció dels elements llaugers en l'Univers primigeni. Estos consideraven a l'Univers primigeni com un forn nuclear en el qual podia cuinar-se la totalitat de la taula periòdica dels elements, especulació incorrecta, pero que els va dur a predir el fondo còsmic de microones. Estos càlculs partien de dos hipòtesis:

• L'Univers, homogéneu i isótropo, pot descriure's per mig de la teoria de la relativitat general.
• La temperatura de l'Univers en les seues fases inicials era lo suficientment elevada com per a presentar un estat d'equilibri estadístic nuclear entre les distintes espècies.

Durant els anys 1970, hi havia un gran misteri degut a que la densitat de bariones calculada en la Nucleosíntesis primordial era molt manco que la massa observada de l'Univers basada en els càlculs de la taxa d'expansió. Este misteri va ser resolt en gran part postulant l'existència de la matèria obscura.

Elements pesats

La Nucleosíntesis del Big Bang no va produir elements més pesats que el berili, gràcies al coll de botella per l'absència de núcleus estables en més de 8 nucleones. En les estreles, el coll de botella es passa per colisions triples de núcleus d'He-4, produint carbono (el procés triple-alfa). No obstant, este procés és molt llent, necessitant decenes de mils d'anys per a convertir una suma significante d'Heli en carbono en les estreles i ademés la seua contribució és insignificant en els minuts que seguixen al Big Bang.

Heli-4

La nucleosintesis del Big Bang prediu una abundància primordial sobre 25 % Heli-4 i este número és extremadament insensible a les condicions inicials de l'Univers. La raó per a això és que l'He-4 és molt estable i casi tots els seus neutrons es combinaran en protones per a formar l'He-4. Ademés, dos àtoms d'He-4 no es poden combinar per a formar un àtom estable, de tal manera que quan es forma He-4, seguix sent He-4. Una analogia és pensar en l'He-4 com a cendra i la suma de cendra que es forma quan una peça de fusta ardix completament és insensible a cóm ardix.

L'abundància d'He-4 és important perque hi ha més He-4 en l'Univers que del que pot explicar-se en la nucleosíntesis estelar. Ademés, proporciona una prova important per a la teoria del Big Bang. Si l'abundància d'Heli observada és molt diferent del 25 %, llavors açò supondria un sério problema per a la teoria. Açò particularment seria el cas si l'abundància primigènia d'He-4 era molt menor del 25 % perque l'He-4 és difícil de destruir. Durant uns quants anys a mitan dels anys 1990, les observacions sugerien que este podria ser el cas, causant que els astrofísics parlaren sobre una crisis del Big Bang nucleosintético, pero les observacions posteriors varen ser consistents en la teoria del Big Bang.

Deuteri

El deuteri és en alguns casos l'opost a l'He-4 (que és molt estable i molt difícil de destruir), el deuteri és solament marginalment estable i fàcil de destruir. Com l'He-4 és molt estable, hi ha una forta tendència de que dos núcleus de deuteri es combinen per a formar He-4. L'única raó de que la Nucleosíntesis no convertixca tot el deuteri de l'Univers en He-4 és que l'expansió de l'Univers ho va gelar i va tallar esta conversió poc abans de completar-se. Una conseqüència d'açò és que al contrari que en l'He-4, la cantitat de deuteri és molt sensible a les condicions inicials. Quant més gran és l'univers, més deuteri es convertixca en He-4 i queda menys deuteri.

No hi ha processos post-Big Bang que produïxquen significantes sumixques de deuteri. Ademés, les observacions sobre l'abundància de deuteri sugerixen que l'Univers no té edat infinita, d'acort en la teoria del Big Bang. Durant els anys 1970, va haver grans esforços en trobar processos que pogueren produir deuteri, pero varen resultar ser un camí de produir atres isòtops distints del deuteri. El problema va ser que mentres la concentració de deuteri en l'Univers és consistent en el model del Big Bang en conjunt, és altament consistent en un model que presumix que l'Univers consistix en protones i neutrons. Si s'assumix que tot l'Univers consistix en protones i neutrons, la densitat de l'Univers és tal que gran part del deuteri observat s'hauria cremat donant He-4.

Esta inconsistencia entre les observacions de deuteri i les observacions de la taxa d'expansió de l'Univers varen conduir a un gran esforç per a trobar processos que pogueren produir deuteri. Despuix d'una década d'esforços, el consens va ser que estos processos són improvables i l'explicació estàndar utilisada actualment per a l'abundància de deuteri és que l'Univers no consistix principalment de bariones i que la matèria no bariónica (matèria obscura) camufla gran part de la matèria de l'Univers. Esta explicació és també consistent en els càlculs que demostren que un Univers està constituït principalment de protones i neutrons estaria més agrupat de lo que s'observa.

És difícil que sorgixquen processos que produïxquen deuteri per mig de fusió nuclear. Lo que este procés necessitaria és que la temperatura fora lo suficientment calenta com per a produir deuteri, pero no lo suficient com per a produir He-4 i que este procés immediatament es gelara a temperatures no nuclears despuix de no més d'uns quants minuts. També, és necessari per a que el deuteri es barra ans que torne a ocórrer.

També és difícil produir deuteri per fissió. El problema ací de nou és que el deuteri està molt subjecte a processos nuclears i eixes colisions entre núcleus atòmics provablement donen com a resultat de l'absorció nuclear o del llançament de neutrons lliures o partícules alfa. Durant els anys 1970, es varen fer intents d'utilisar espalación de rajos còsmics per a produir deuteri. Estos intents de produir deuteri varen fallar, pero inesperadament varen produir atres elements llaugers.