Nucleosíntesi primordial

De Viquipèdia

Cosmologia

Big Bang Desplaçament cap al roig Edat de l'univers Energia fosca Equacions de Friedmann Fons còsmic de microones Història del Big Bang Inflació còsmica Llei de Hubble Matèria fosca Mètrica FLRW Model Lambda-CDM Nucleosíntesi primordial Univers

Temes relacionats

Astrofísica Física de partícules Gravetat quàntica Relativitat general

edita

En cosmologia, la nucleosíntesi primordial és el període entre 200 i 1000 segons després del Big Bang, durant el que es van formar determinats elements lleugers.

En aquest període, la temperatura de l'Univers primigeni permeté la formació de determinats elements : l'hidrogen (H), el deuteri (D), els isòtops ³He, ⁴He i ⁷Li). La sorprenent coincidència entre els valors predits i les abundàncies de aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complert èxit de la teoria.

El model estàndard del Big Bang assumeix l'existència de tres famílies de neutrins (associades a: l'electró, el muó, i el tau), així com un valor concret de la vida mitja del neutró (una de las avaluacions més recents es τ_n = 886,7±1,9 s). En aquest context, els càlculs de nucleosíntesi primordial depenen principalment d'un sol paràmetre: la proporció entre el nombre de barions, i fotons en l'Univers, η.

Els primers estudis de nucleosíntesi primordial s'iniciaren con els treballs de George Gamow, Ralph Alpher, i Robert Hermann en els anys 40, consideraven l'Univers primigeni com un forn nuclear en el que podia cuinar-se la totalitat de la taula periòdica dels elements, especulació incorrecte, però que els va dur a predir l'existència de la radiació de fons. Els càlculs esmentats parteixen de dues hipòtesis: la primera, que l'Univers homogeni i isòtrop es pot descriure mitjançant la teoria de la relativitat general, i la segona, que la temperatura de l'Univers en les seves fases inicials era suficientment elevada com per presentar un estat d'equilibri estadístic nuclear entre les distintes especies. Després de 10^-4 segons la temperatura era 10¹² K (uns 100 MeV).

En aquests moments (era leptònica), l'Univers era una mescla de diferents partícules, on la proporció aproximada entre barions, i fotons era η = 10^-10. En aquesta 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 produïen tant en un sentit, com a la inversa, i mantenien l'equilibri entre les espècies. Quan el ritme d'expansió és inferior a alguna interacció es produeix el desacoblament. Als 0,1 segons l'Univers s'havia refredat fins a una temperatura T = 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 neutrins deixaren d'estar en equilibri, i es desacoblaren, i començaren a expandir-se adiabàticament a una temperatura inversament proporcional a la mida de l'Univers. Altres formes d'interacció dèbil com neutró + positró <-> protó + antineutrí eren encara suficientment ràpides com per mantenir un equilibri entre neutrons i protons. Alguns autors han suggerit escenaris alternatius.

L'existència d'inhomogeneitats hauria tingut una notable repercussió en la nucleosíntesi primordial. Passat 1 segon després del big bang (T = 10 ¹⁰ K, 1 MeV), les reaccions que mantenien l'equilibri entre neutrons, i protons tornaren més lentes que l'expansió. La proporció n/p es “congelà” en torn a 0,18. D'aquesta manera el major contingut de protons donaria com a resultat l'abundància de hidrogen, i heli. Als 10 segons (T = 3·10⁹ k, 0,5 MeV) els fotons deixaren de ser suficientment energètics per crear parells electró-positró. Es produí una aniquilació que dona lloc a una proporció de 1 electró per cada 1000 milions de fotons. Va ser el fi de l'era leptònica, donant lloc a l'era de la radiació, que durà fins passats 100.000 anys del Big Bang, moment en què matèria i energia es desacoblaren, a uns 3000 K , i produïren la radiació de fons, que degut al desplaçament al roig, ara tenen una temperatura d'antena de uns 2,7 K.

Durant l'era de la radiació no es va poder produir deuteri, o nuclis més pesants, fins que la temperatura descendí a 9·10⁸ K (0,1 MeV) uns 200 segons després de l'explosió. En aquest moment la síntesi del deuteri es produí en quantitats apreciables i comença la nucleosíntesi primordial. El deuteri es combinà amb els protons: D+p<->³He. Poc després la major part dels neutrons lliures s'integraren en ⁴He. Amb una proporcio n/p = 0,15, lleugerament a la congelació la proporció de de hidrogen, i heli-4, és de un 75%, i un 25% respectivament. Tal com anticiparen Enrico Fermi, i els seus col·laboradors, com que hi han nuclis atòmics estables de massa atòmica A = 5, o A = 8, l'activitat nuclear pràcticament s'aturà en e l'Heli-4, degut a que la combinació de les especies més abundants: hidrogen, i heli-4 produeixen un nucli inestable de massa A = 5.

La síntesi acaba cap als 1.000 segons després del big bang, amb una temperatura de 3·10⁸ K. Posteriorment la desintegració del triti en Heli-3, mentre els nuclis de massa A = 7 acabaren transformats en Liti-7, produïren un Univers composat majorment per hidrogen, i Heli-4; amb traces de deuteri, Heli-3, i liti-7. La contribució del big bang a la síntesi de liti-6, beril·li-9, bor-10, o bor-11, es purament marginal, amb comparació a altres processos de síntesi. La resta d'elements de la taula periòdica haurien d'esperar a ser sintetitzats dins el si dels estels, autèntics forns nuclears.