En cosmología física , la nucleosíntesis de Big Bang (abreviada BBN , también conocida como nucleosíntesis primordial , eonucleosíntesis de arco (a) , archonucleosíntesis , protonucleosíntesis y eonucleosíntesis de pal (a) ) [1] se refiere a la producción de núcleos distintos a los del isótopo más ligero de hidrógeno ( hidrógeno-1 , 1 H, que tiene un solo protón como núcleo) durante las fases iniciales del Universo . primordial nucleosíntesisse cree por la mayoría de los cosmólogos que han tenido lugar en el intervalo de aproximadamente 10 segundos a 20 minutos después de la Big Bang , [2] y se calcula que es responsable de la formación de la mayoría de del universo heliocomo el isótopo del helio-4 ( 4 He), junto con pequeñas cantidades de isótopo de hidrógeno deuterio ( 2 H o D), el helio isótopo helio-3( 3 He), y una cantidad muy pequeña del litio isótopo de litio-7 ( 7Li). Además de estos núcleos estables, dos inestables o radiactivos.También se produjeron isótopos: el isótopo pesado de hidrógeno tritio ( 3 H o T); y el berilio isótopo de berilio-7 ( 7 Be); pero estos isótopos inestables luego se descomponen en 3 He y 7 Li, como se mencionó anteriormente.
Esencialmente, todos los elementos que son más pesados que el litio fueron creados mucho más tarde, por la nucleosíntesis estelar en estrellas en evolución y en explosión.
Características [ editar ]
Hay varias características importantes de la nucleosíntesis de Big Bang (BBN):
- Las condiciones iniciales (relación neutrón-protón) se establecieron en el primer segundo después del Big Bang.
- El universo estaba muy cerca de ser homogéneo en este momento, y estaba fuertemente dominado por la radiación .
- La fusión de núcleos ocurrió entre aproximadamente 10 segundos y 20 minutos después del Big Bang; esto corresponde al rango de temperatura cuando el universo estaba lo suficientemente frío como para que sobreviviera el deuterio, pero lo suficientemente caliente y denso para que las reacciones de fusión se produjeran a un ritmo significativo. [3]
- Se extendió, abarcando todo el universo observable .
El parámetro clave que permite calcular los efectos de BBN es la relación número barión / fotón, que es un número pequeño de orden 6 × 10 −10 . Este parámetro corresponde a la densidad de bariones y controla la velocidad a la que los nucleones chocan y reaccionan; a partir de esto es posible calcular abundancias de elementos después de que finalice la nucleosíntesis. Si bien la relación barión por fotón es importante para determinar la abundancia de elementos, el valor preciso hace poca diferencia en el panorama general. Sin cambios importantes en la teoría del Big Bang en sí, BBN dará como resultado abundancias en masa de aproximadamente el 75% de hidrógeno-1, aproximadamente el 25% de helio-4 , aproximadamente el 0,01% de deuterio y helio-3 , cantidades traza (del orden de 10 −10) De litio, y elementos más pesados despreciables. Que las abundancias observadas en el universo sean generalmente consistentes con estos números de abundancia, se considera una fuerte evidencia de la teoría del Big Bang.
En este campo, por razones históricas, es costumbre citar la fracción de helio-4 en masa , símbolo Y, de modo que el 25% de helio-4 significa que los átomos de helio-4 representan el 25% de la masa , pero menos del 8% de la masa . Los núcleos serían núcleos de helio-4. Otros núcleos (trazas) generalmente se expresan como relaciones numéricas a hidrógeno.
Parámetros importantes [ editar ]
La creación de elementos ligeros durante BBN dependía de una serie de parámetros; entre ellos se encontraba la relación neutrón-protón (calculable a partir de la física del modelo estándar ) y la relación barión-fotón.
Relación neutrón-protón [ editar ]
La relación neutrón-protón fue establecida por la física del Modelo estándar antes de la era de la nucleosíntesis, esencialmente dentro del primer segundo después del Big Bang. Los neutrones pueden reaccionar con positrones o neutrinos electrónicos para crear protones y otros productos en una de las siguientes reacciones:
En momentos mucho antes de 1 segundo, estas reacciones fueron rápidas y mantuvieron la relación n / p cercana a 1: 1. A medida que la temperatura bajaba, el equilibrio cambiaba en favor de los protones debido a su masa ligeramente inferior, y la relación n / p disminuía suavemente. Estas reacciones continuaron hasta que la disminución de la temperatura y la densidad causaron que las reacciones se volvieran demasiado lentas, lo que ocurrió a aproximadamente T = 0.7 MeV (tiempo alrededor de 1 segundo) y se llama temperatura de congelación. Al congelarse, la proporción de neutrones y protones era de aproximadamente 1/6. Sin embargo, los neutrones libres son inestables con una vida media de 880 segundos; algunos neutrones decayeron en los siguientes minutos antes de fusionarse con cualquier núcleo, por lo que la proporción de neutrones totales a protones después de que finaliza la nucleosíntesis es de aproximadamente 1/7. Casi todos los neutrones que se fusionaron en lugar de descomponerse terminaron combinados en helio-4,Energía de enlace por nucleón entre elementos ligeros. Esto predice que aproximadamente el 8% de todos los átomos deben ser helio-4, lo que lleva a una fracción de masa de helio-4 de aproximadamente el 25%, que está en línea con las observaciones. Pequeños rastros de deuterio y helio-3 permanecieron ya que no hubo tiempo y densidad suficientes para que reaccionaran y formaran helio-4. [4]
Relación barión-fotón [ editar ]
La relación barión-fotón, η, es el parámetro clave que determina la abundancia de elementos ligeros después de que finaliza la nucleosíntesis. Los bariones y los elementos ligeros pueden fusionarse en las siguientes reacciones principales:
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junto con algunas otras reacciones de baja probabilidad que llevan a 7 Li o 7 Be. (Una característica importante es que no hay núcleos estables con masa 5 u 8, lo que implica que no se producen reacciones que agreguen un baryon a 4 He o que fusionen dos 4 He). La mayoría de las cadenas de fusión durante BBN terminan finalmente en 4 He (helio-4), mientras que las cadenas de reacción "incompletas" conducen a pequeñas cantidades de 2 H o 3Él; la cantidad de estos disminuye al aumentar la relación barión-fotón. Es decir, cuanto mayor sea la relación barión-fotón, más reacciones habrá y más eficientemente se transformará el deuterio en helio-4. Este resultado convierte al deuterio en una herramienta muy útil para medir la proporción de bariones a fotones.
Secuencia [ editar ]
La nucleosíntesis del Big Bang comenzó aproximadamente 10 segundos después del big bang, cuando el universo se había enfriado lo suficiente como para permitir que los núcleos de deuterio sobrevivieran a la interrupción de los fotones de alta energía. (Tenga en cuenta que el tiempo de congelación de los protones de neutrones fue anterior). Este tiempo es esencialmente independiente del contenido de materia oscura, ya que el universo estuvo muy dominado por la radiación hasta mucho más tarde, y este componente dominante controla la relación temperatura / tiempo. En este momento había alrededor de seis protones por cada neutrón, pero una pequeña fracción de los neutrones se descompone antes de fusionarse en los siguientes cientos de segundos, por lo que al final de la nucleosíntesis hay alrededor de siete protones por cada neutrón, y casi todos los neutrones son En los núcleos de helio-4. La secuencia de estas cadenas de reacción se muestra en la imagen. [5]
Una característica de BBN es que las leyes físicas y las constantes que gobiernan el comportamiento de la materia en estas energías se entienden muy bien y, por lo tanto, BBN carece de algunas de las incertidumbres especulativas que caracterizan períodos anteriores en la vida del universo. Otra característica es que el proceso de nucleosíntesis está determinado por las condiciones al inicio de esta fase de la vida del universo, y se desarrolla independientemente de lo que sucedió antes.
A medida que el universo se expande, se enfría. Los neutrones libres son menos estables que los núcleos de helio, y los protones y neutrones tienen una fuerte tendencia a formar helio-4. Sin embargo, la formación de helio-4 requiere la etapa intermedia de formación de deuterio. Antes de que comenzara la nucleosíntesis, la temperatura era lo suficientemente alta para que muchos fotones tuvieran una energía mayor que la energía de enlace del deuterio; por lo tanto, cualquier deuterio que se formó se destruyó inmediatamente (una situación conocida como cuello de botella de deuterio). Por lo tanto, la formación de helio-4 se retrasa hasta que el universo se enfríe lo suficiente como para que el deuterio sobreviva (a aproximadamente T = 0.1 MeV); después de lo cual hubo una repentina explosión de formación de elementos. Sin embargo, poco después, unos veinte minutos después del Big Bang, la temperatura y la densidad se volvieron demasiado bajas para que se produjera una fusión significativa. En este punto, las abundancias elementales estaban casi fijas, y los únicos cambios fueron el resultado de la desintegración radiactiva de los dos principales productos inestables de BBN, tritio y berilio-7 . [6]
Historia de la teoría [ editar ]
La historia de la nucleosíntesis del Big Bang comenzó con los cálculos de Ralph Alpher en la década de 1940. Alpher publicó el artículo de Alpher-Bethe-Gamow que describía la teoría de la producción de elementos ligeros en el universo primitivo.
Durante la década de 1970, hubo un gran enigma en cuanto a que la densidad de bariones calculada por la nucleosíntesis del Big Bang era mucho menor que la masa observada del universo basada en las mediciones de las curvas de rotación de las galaxias y la dinámica del cúmulo de galaxias. Este enigma fue resuelto en gran parte postulando la existencia de materia oscura . [ cita requerida ]
Elementos pesados [ editar ]
La nucleosíntesis del Big Bang produjo muy pocos núcleos de elementos más pesados que el litio debido a un cuello de botella: la ausencia de un núcleo estable con 8 o 5 nucleones . Este déficit de átomos más grandes también limitó las cantidades de litio-7 producidas durante la BBN. En las estrellas , el cuello de botella pasa por las colisiones triples de los núcleos de helio-4, que producen carbono (el proceso triple alfa ). Sin embargo, este proceso es muy lento y requiere densidades mucho más altas, demorando decenas de miles de años en convertir una cantidad significativa de helio en carbono en estrellas, y por lo tanto hizo una contribución insignificante en los minutos posteriores al Big Bang.
Se espera que la abundancia predicha de isótopos de la CNO producida en la nucleosíntesis del Big Bang sea del orden de 10-15 que la de H, lo que los hace esencialmente indetectables y despreciables. [7] De hecho, ninguno de estos isótopos primordiales de los elementos, desde el litio hasta el oxígeno, todavía se ha detectado, aunque los de berilio y boro pueden detectarse en el futuro. Hasta ahora, los únicos nucleidos estables conocidos experimentalmente que se han producido antes o durante la nucleosíntesis del Big Bang son el protio, el deuterio, el helio-3, el helio-4 y el litio-7. [8]
Helio-4 [ editar ]
La nucleosíntesis del Big Bang predice una abundancia primordial de alrededor del 25% de helio-4 en masa, independientemente de las condiciones iniciales del universo. Mientras el universo estuviera lo suficientemente caliente como para que los protones y los neutrones se transformaran entre sí fácilmente, su proporción, determinada únicamente por sus masas relativas, era de aproximadamente 1 neutrón a 7 protones (lo que permite cierta desintegración de los neutrones en protones). Una vez que estuvo lo suficientemente frío, los neutrones se unieron rápidamente con un número igual de protones para formar primero el deuterio, luego el helio-4. El helio-4 es muy estable y es casi el final de esta cadena si se ejecuta por poco tiempo, ya que el helio no se descompone ni se combina fácilmente para formar núcleos más pesados (ya que no hay núcleos estables con números de masa de 5 u 8, el helio no se combina fácilmente ni con protones ni con sí mismo). Una vez bajadas las temperaturas, De cada 16 nucleones (2 neutrones y 14 protones), 4 de estos (25% del total de partículas y masa total) se combinan rápidamente en un núcleo de helio-4. Esto produce un helio por cada 12 hidrógenos, lo que da como resultado un universo que tiene poco más del 8% de helio en número de átomos y un 25% de helio en masa.
Una analogía es pensar en el helio-4 como ceniza, y la cantidad de ceniza que se forma cuando se quema completamente un trozo de madera es insensible a cómo se quema. El recurso a la teoría BBN de la abundancia de helio-4 es necesario ya que hay mucho más helio-4 en el universo de lo que puede explicarse por la nucleosíntesis estelar.. Además, proporciona una prueba importante para la teoría del Big Bang. Si la abundancia de helio observada es significativamente diferente del 25%, esto supondría un serio desafío para la teoría. Este sería particularmente el caso si la abundancia temprana de helio-4 fuera mucho menor que el 25% porque es difícil destruir el helio-4. Durante unos pocos años, a mediados de la década de 1990, las observaciones sugirieron que este podría ser el caso, lo que provocó que los astrofísicos hablaran de una crisis nucleosintética del Big Bang, pero otras observaciones fueron consistentes con la teoría del Big Bang. [9]
Deuterio [ editar ]
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El deuterio es, de alguna manera, lo opuesto al helio-4, ya que mientras que el helio-4 es muy estable y difícil de destruir, el deuterio es solo ligeramente estable y fácil de destruir. Las temperaturas, el tiempo y las densidades fueron suficientes para combinar una fracción sustancial de los núcleos de deuterio para formar helio-4, pero insuficientes para llevar el proceso aún más utilizando helio-4 en la siguiente etapa de fusión. BBN no convirtió todo el deuterio en el universo a helio-4 debido a la expansión que enfrió el universo y redujo la densidad, por lo que cortó la conversión antes de que pudiera continuar. Una consecuencia de esto es que, a diferencia del helio-4, la cantidad de deuterio es muy sensible a las condiciones iniciales. Cuanto más denso era el universo inicial, más deuterio se convertiría en helio-4 antes de que se agotara el tiempo, y quedaría menos deuterio.
No se conocen procesos posteriores al Big Bang que puedan producir cantidades significativas de deuterio. Por lo tanto, las observaciones sobre la abundancia de deuterio sugieren que el universo no es infinitamente viejo, lo que está de acuerdo con la teoría del Big Bang.
Durante la década de 1970, hubo grandes esfuerzos para encontrar procesos que pudieran producir deuterio, pero esos revelaron formas de producir isótopos distintos del deuterio. El problema fue que, si bien la concentración de deuterio en el universo es consistente con el modelo del Big Bang en su conjunto, es demasiado alta para ser consistente con un modelo que presume que la mayor parte del universo está compuesto de protones y neutrones . Si se supone que todo el universo está formado por protones y neutrones, la densidad del universo es tal que gran parte del deuterio actualmente observado se habría quemado en helio-4. [ cita requerida ]La explicación estándar que se usa ahora para la abundancia de deuterio es que el universo no consiste principalmente en bariones, sino que la materia no bariónica (también conocida como materia oscura ) constituye la mayor parte de la masa del universo. [ cita requerida ] Esta explicación también es consistente con los cálculos que muestran que un universo hecho principalmente de protones y neutrones sería mucho más grumoso de lo que se observa. [10]
Es muy difícil encontrar otro proceso que produzca deuterio que no sea por fusión nuclear. Dicho proceso requeriría que la temperatura sea lo suficientemente alta para producir deuterio, pero no lo suficiente para producir helio-4, y que este proceso se enfríe inmediatamente a temperaturas no nucleares después de no más de unos pocos minutos. También sería necesario barrer el deuterio antes de que vuelva a ocurrir. [ cita requerida ]
Producir deuterio por fisión también es difícil. El problema aquí nuevamente es que el deuterio es muy poco probable debido a los procesos nucleares, y que las colisiones entre los núcleos atómicos probablemente resulten en la fusión de los núcleos o en la liberación de neutrones libres o partículas alfa . Durante la década de 1970, se propuso la espalación de rayos cósmicos como fuente de deuterio. Esa teoría no tuvo en cuenta la abundancia de deuterio, pero dio lugar a explicaciones de la fuente de otros elementos ligeros.
Litio [ editar ]
El litio-7 y el litio-6 producidos en el Big Bang son del orden de: el litio-7 es 10 −9 de todos los nucleidos primordiales; y el litio-6 alrededor de 10 −13 . [11]
Las mediciones y el estado de la teoría [ editar ]
La teoría de BBN proporciona una descripción matemática detallada de la producción de los "elementos" de luz deuterio, helio-3, helio-4 y litio-7. Específicamente, la teoría produce predicciones cuantitativas precisas para la mezcla de estos elementos, es decir, las abundancias primordiales al final del big-bang.
Para probar estas predicciones, es necesario reconstruir las abundancias primordiales tan fielmente como sea posible, por ejemplo, observando objetos astronómicos en los que ha tenido lugar muy poca nucleosíntesis estelar (como ciertas galaxias enanas ) o observando objetos que están muy lejos. de distancia, y por lo tanto se puede ver en una etapa muy temprana de su evolución (como los quásares distantes ).
Como se señaló anteriormente, en la imagen estándar de BBN, todas las abundancias de elementos ligeros dependen de la cantidad de materia ordinaria ( bariones ) en relación con la radiación ( fotones ). Dado que se presume que el universo es homogéneo , tiene un valor único de la relación barión a fotón. Durante mucho tiempo, esto significó que para probar la teoría de BBN en comparación con las observaciones, uno tenía que preguntar: ¿se pueden explicar todas las observaciones del elemento luminoso con un solo valor de la relación barión-fotón? O más precisamente, teniendo en cuenta la precisión finita tanto de las predicciones como de las observaciones, uno pregunta: ¿existe algún rango de valores de barión a fotón que pueda explicar todas las observaciones?
Más recientemente, la pregunta ha cambiado: las observaciones de precisión de la radiación cósmica de fondo de microondas [12] [13] con la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) y Planck proporcionan un valor independiente para la relación barión-fotón. Usando este valor, ¿las predicciones de BBN para la abundancia de elementos ligeros están de acuerdo con las observaciones?
La medición actual de helio-4 indica un buen acuerdo, y aún mejor acuerdo para el helio-3. Pero para el litio-7, existe una discrepancia significativa entre BBN y WMAP / Planck, y la abundancia derivada de las estrellas de Población II . La discrepancia es un factor de 2.4³4.3 por debajo del valor teóricamente predicho y se considera un problema para los modelos originales, [14] que ha dado lugar a cálculos revisados del estándar BBN basados en nuevos datos nucleares, y a varias propuestas de reevaluación para primordiales Reacciones nucleares protón-protón , especialmente la abundancia de 7 Be + n → 7 Li + p , versus 7 Be + 2 H → 8 Be + p. [15]
Escenarios no estándar [ editar ]
Además del escenario estándar de BBN, existen numerosos escenarios no estándar de BBN. Estos no deben confundirse con una cosmología no estándar : un escenario BBN no estándar asume que ocurrió el Big Bang, pero inserta física adicional para ver cómo esto afecta las abundancias elementales. Estas piezas de física adicional incluyen relajar o eliminar el supuesto de homogeneidad, o insertar nuevas partículas como los neutrinos masivos . [dieciséis]
Ha habido, y sigue habiendo, varias razones para investigar BBN no estándar. El primero, que es en gran parte de interés histórico, es resolver las inconsistencias entre las predicciones y observaciones de BBN. Esto ha demostrado tener una utilidad limitada, ya que las inconsistencias se resolvieron mediante mejores observaciones y, en la mayoría de los casos, tratar de cambiar el BBN dio como resultado abundancias que eran más inconsistentes con las observaciones que con menos. La segunda razón para investigar BBN no estándar, y en gran medida el enfoque de BBN no estándar a principios del siglo 21, es usar BBN para poner límites a la física desconocida o especulativa. Por ejemplo, el estándar BBN asume que no hubo partículas hipotéticas exóticas involucradas en el BBN. Uno puede insertar una partícula hipotética (como un neutrino masivo) y ver qué tiene que suceder antes de que BBN prediga abundancias que son muy diferentes de las observaciones. Esto se ha hecho para poner límites a la masa de un establo.tau neutrino .
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