Nucleosíntesis primordial

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando la nucleosíntesis de supernovas en particular, consulte Nucleosíntesis de supernovas .
Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando nucleosíntesis en estrellas después del Big Bang, consulte Nucleosíntesis estelar .
Composición cosmológica del Universo

En cosmología , con nucleosíntesis primordial (en inglés Big Bang nucleosynthesis , de donde proviene el acrónimo BBN) se denomina, según la teoría del Big Bang , al proceso de producción de elementos químicos durante las primeras fases del universo .

Se cree que esta nucleosíntesis fue responsable de la formación de hidrógeno (H-1 o H), su isótopo deuterio (H-2 o D), los isótopos de helio He-3 y He-4 y el isótopo de litio Li-7. .

Características

La nucleosíntesis primordial tiene dos características peculiares:

  • Su duración fue de unos tres minutos, tras los cuales la temperatura y la densidad del universo cayeron por debajo de los valores requeridos para la fusión nuclear . La brevedad del proceso es importante porque significó que no se formaron elementos más pesados ​​que el berilio , mientras que mantuvo elementos ligeros como el deuterio.
  • Ha sido omnipresente en todo el universo.

El parámetro clave para calcular los efectos de la nucleosíntesis es el número de fotones por barión . Este parámetro corresponde a la temperatura y densidad del universo inicial y nos permite determinar las condiciones en las que tuvo lugar la fusión nuclear. De esto podemos derivar la abundancia cósmica de los elementos.

Aunque la relación fotón / barión es importante para determinar esta abundancia, el valor exacto es ligeramente diferente. Según la teoría actual del Big Bang, la nucleosíntesis da como resultado un 25% de helio -4, aproximadamente un 1% de deuterio , trazas de litio y berilio y ningún otro elemento pesado. La medida de abundancia observada se considera una prueba de la teoría.

Secuencia

La nucleosíntesis primordial comienza aproximadamente un minuto después del Big Bang, cuando el universo se ha enfriado lo suficiente para la bariogénesis , la formación de protones y neutrones estables. Con base en consideraciones termodinámicas simples, es posible calcular la abundancia de protones y neutrones: la fracción ve un mayor número de protones, ya que la mayor masa de neutrones provoca su desintegración espontánea en protones llamada desintegración beta , con una vida media de aproximadamente 15 minutos.

Una de las características de la nucleosíntesis es que se conocen las leyes físicas y las constantes que regulan el comportamiento de la materia a estas energías : por ello se eliminan las incertidumbres típicas de los estudios cosmológicos sobre los primeros minutos de vida del universo. Otra característica es que el proceso de nucleosíntesis está determinado por las condiciones presentes desde el comienzo de esta fase de la vida del universo, lo que hace que todo lo que ha sucedido antes se vuelva irrelevante para la cosmología misma. [ poco claro ]

A medida que se expande, el universo se enfría. Los neutrones y protones libres son menos estables que los núcleos de helio y, por lo tanto, se les induce a crear helio-4 . Sin embargo, la formación de helio-4 requiere la formación de deuterio como paso intermedio. Durante la nucleosíntesis la temperatura es más alta que la energía nuclear del deuterio y por esta razón cualquier átomo de deuterio que se forma se destruye inmediatamente (situación conocida como cuello de botella del deuterio ). Por lo tanto, la formación de helio-4 se retrasa hasta el momento en que el universo esté lo suficientemente frío para la formación de deuterio (aproximadamente T = 0,1 MeV). Poco después, tres minutos después del Big Bang, el universo se enfría demasiado para que se produzca la fusión nuclear. En este punto, la abundancia de elementos se fija y cambia solo cuando los productos radiactivos de la nucleosíntesis se desintegran.

Historia

La historia de la nucleosíntesis primordial comienza con los cálculos realizados por Ralph Alpher y George Gamow en la década de 1940 .

En la década de 1970 , la densidad de bariones calculada según la nucleosíntesis dio lugar a mucha discusión, ya que era mucho menor que la masa del universo observada según los cálculos de la tasa de expansión. Estas discusiones se resolvieron en gran parte postulando la existencia de materia oscura .

Elementos

Elementos pesados

La nucleosíntesis primordial no produce elementos más pesados ​​que el berilio. No hay un núcleo estable con 8 nucleones , por lo que hubo una desaceleración en la nucleosíntesis que detuvo el proceso. En las estrellas, el cuello de botella se supera con las colisiones triples de núcleos de helio-4 ( proceso de tres alfa ). Sin embargo, este proceso lleva decenas de cientos de años convertir una masa significativa de helio en carbono y, por lo tanto, no ha sido posible convertir grandes cantidades de helio en los minutos posteriores al Big Bang.

Helio-4

La nucleosíntesis creó aproximadamente un 25% de helio-4 y este número es insensible a las condiciones del universo. La razón por la que sucede esto es que el helio-4 es tan estable que no se descompone y es muy poco probable que se combine con otros núcleos para formar átomos más pesados. Mientras el universo estuviera extremadamente caliente, lo que permitió que los neutrones y los protones se transformaran entre sí, su proporción era de 1 (N) a 7 (P). A medida que el universo se enfrió, los neutrones se fusionaron con los protones para formar los núcleos del nuevo elemento: por cada 16 nucleones (2 neutrones y 14 protones), 4 de estos (o el 25%) se combinaron en helio-4. Una analogía es pensar en el helio-4 como ceniza , y la cantidad de ceniza que se forma cuando una pieza de madera se quema por completo es independiente de cómo se quema.

La abundancia de helio-4 es importante, ya que es mucho más helio- 4 en el universo que se podrían haber formado con la nucleosíntesis estelar . Además, ofrece una prueba importante para la teoría del Big Bang . Si la cantidad de helio observada es muy diferente del 25%, esta teoría es cuestionada. Este sería el caso si la primera cantidad de helio-4 fuera mucho menor que el 25%, ya que es difícil destruir tales átomos. Durante algunos años, alrededor de 1995 , las observaciones sugirieron que este era el caso, y los astrofísicos hablaron de una crisis de nucleosíntesis primordial, pero las observaciones posteriores reconfirmaron la teoría.

Deuterio

El deuterio es algo opuesto al helio-4, ya que este último es muy estable y difícil de destruir, mientras que el deuterio es inestable y fácil de separar. Dado que el helio-4 es muy estable, existe una fuerte tendencia a que dos núcleos de deuterio se combinen para formar el átomo de helio-4. La única razón por la que la nucleosíntesis no convierte todos los átomos de deuterio del universo en helio es que la expansión del universo lo enfrió y detuvo esta conversión de inmediato. Como consecuencia, la cantidad de deuterio está muy condicionada por las condiciones iniciales. Cuanto más denso es el universo, más deuterio tiene tiempo para convertirse en helio-4 y menos deuterio permanece.

No existen procesos posteriores al Big Bang que produzcan esa cantidad de deuterio. Por esta razón, las observaciones de la abundancia de deuterio sugieren que el universo no es infinitamente antiguo, como también afirma la teoría del Big Bang.

Se hicieron grandes esfuerzos durante la década de 1970 para encontrar procesos que pudieran producir deuterio. El problema era que, si bien la concentración de deuterio en el universo es alta en relación con el modelo del Big Bang como total, es demasiado alta para encajar en el modelo que asume que la mayor parte del universo se compone de protones y neutrones .

Esta divergencia, entre las observaciones del deuterio y la expansión del universo, requirió grandes esfuerzos para encontrar procesos que pudieran producir este isótopo . Después de décadas de pruebas, se llegó a un consenso diciendo que estos procesos eran poco probables y la explicación estándar que se utiliza ahora para explicar la abundancia de deuterio es que el universo no está formado principalmente por bariones y que la materia oscura constituye la mayor parte de la masa del deuterio. universo .

Es muy difícil encontrar otro proceso que pueda producir deuterio mediante fusión nuclear . Este proceso requeriría una temperatura lo suficientemente alta para producir el isótopo , pero no tan alta como para producir helio -4, y también requeriría un enfriamiento inmediato a temperaturas no nucleares después de un par de minutos. Además, el deuterio debe eliminarse antes de que vuelva a transformarse.

La producción de deuterio por fisión también es muy difícil. El problema en este proceso es, nuevamente, la inestabilidad de los isótopos y que las colisiones con otros núcleos atómicos probablemente hagan que se fusionen o liberen neutrones libres o partículas alfa . En la década de 1970, se intentó utilizar rayos cósmicos para producir deuterio . Estas pruebas resultaron inútiles para la creación del isótopo, pero inesperadamente crearon otros elementos ligeros.

Nucleosíntesis no estándar

Además del escenario normal de nucleosíntesis, existen muchos escenarios no estándar. Sin embargo, no deben confundirse con la cosmología no estándar : un escenario de nucleosíntesis no estándar quiere que haya ocurrido el Big Bang, pero agrega más física para ver cómo esto cambia la abundancia de elementos. Entre estas "piezas de física" agregadas se encuentran la relajación o eliminación de la homogeneidad, o la inserción de nuevas partículas como los neutrinos .

Ha habido razones para investigar la nucleosíntesis no estándar. El primero es de interés histórico: resolver los problemas derivados de las predicciones y observaciones de la nucleosíntesis. Esto resultó de poca utilidad ya que las inconsistencias se resolvieron mediante mejores observaciones y, en muchos casos, el cambio en la nucleosíntesis significó que había más divergencias. La segunda razón, el centro de la nucleosíntesis no estándar a principios del siglo XXI , ve el uso de la nucleosíntesis para limitar la física desconocida o especulativa. Por ejemplo, la nucleosíntesis estándar dicta que no hay partículas extrañas hipotéticas involucradas en el proceso. Podría agregar una partícula hipotética (un neutrino, por ejemplo) y ver qué sucede antes de que la nucleosíntesis prediga cantidades muy diferentes de las observaciones. Esto se logró con éxito para limitar la masa de un neutrino tau estable.

Bibliografía

  • Burles, Scott y Kenneth M. Nollett, Michael S. Turner, " ¿Cuál es la predicción BBN para la densidad de bariones y qué tan confiable es ?". FERMILAB-Pub-00-239-A, Phys.Rev. D63 (2001) 063512
  • Jedamzik, Karsten, " Un breve resumen de escenarios de nucleosíntesis de Big Bang no estándar ".
  • Steigman, Gary, Cosmología forense: sondeo de bariones y neutrinos con BBN y la nucleosíntesis de CBR y Big Bang: sondeo de los primeros 20 minutos
  • RA Alpher, HA Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements", Physical Review 73 (1948), 803. El llamado artículo αβγ, en el que Alpher y Gamow sugirieron que los elementos ligeros fueron creados por iones de hidrógeno que capturan neutrones en el cálido y denso universo temprano. El nombre de Bethe se agregó por simetría.
  • G. Gamow, "El origen de los elementos y la separación de las galaxias", Physical Review 74 (1948), 505. Estos dos artículos de Gamow de 1948 sentaron las bases para nuestra comprensión actual de la nucleosíntesis del Big Bang.
  • G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  • RA Alpher, "Una teoría de captura de neutrones de la formación y abundancia relativa de los elementos", Physical Review 74 (1948), 1737.
  • RA Alpher y R. Herman, "Sobre la abundancia relativa de los elementos", Physical Review 74 (1948), 1577. Este artículo contiene la primera estimación de la temperatura actual del universo.
  • RA Alpher, R. Herman y G. Gamow Nature 162 (1948), 774.

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