Nucleosíntesi primordial

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Cosmologia
WMAP.jpg
Temes relacionats
modifica

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 d'aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complet 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 mitjana del neutró (una de les avaluacions més recents és τn = 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 amb els treballs de George Gamow, Ralph Alpher, i Robert Hermann en els anys 40, consideraven l'Univers primigeni com un forn nuclear en el qual 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 espècies. 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 d'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 dóna lloc a una proporció d'un 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 d'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 d'hidrogen, i heli-4, és d'un 75%, i un 25% respectivament. Tal com anticiparen Enrico Fermi, i els seus col·laboradors, com que hi ha nuclis atòmics estables de massa atòmica A = 5, o A = 8, l'activitat nuclear pràcticament s'aturà en e l'Heli-4, a causa del fet que la combinació de les espècies 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 compost 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, és 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.