En cosmología física , la nucleosíntesis del Big Bang (también conocida como nucleosíntesis primordial y abreviada como BBN ) [1] es la producción de núcleos distintos de los del isótopo más ligero del hidrógeno ( hidrógeno-1 , 1 H, que tiene un solo protón como núcleo) durante las fases tempranas del universo . La mayoría de los cosmólogos creen que este tipo de nucleosíntesis ocurrió entre 10 segundos y 20 minutos después del Big Bang . [2] Se cree que es responsable de la formación de la mayor parte del helio del universo (como isótopo helio-4 ( 4 He)), junto con pequeñas fracciones del isótopo de hidrógeno deuterio ( 2 H o D), el isótopo de helio helio-3 ( 3 He) y una fracción muy pequeña del isótopo de litio litio-7 ( 7 Li). Además de estos núcleos estables, se produjeron dos isótopos inestables o radiactivos : el isótopo pesado del hidrógeno tritio ( 3H o T) y el isótopo del berilio berilio-7 ( 7Be ). Estos isótopos inestables se desintegraron posteriormente en 3He y 7Li , respectivamente, como se ha indicado anteriormente.
Se cree que los elementos más pesados que el litio se crearon más tarde en la vida del Universo mediante la nucleosíntesis estelar , a través de la formación, evolución y muerte de las estrellas.
Hay varias características importantes de la nucleosíntesis del Big Bang (BBN):
El parámetro clave que permite calcular los efectos de la nucleosíntesis del Big Bang es la relación bariónica/fotón, que es un número pequeño del orden de 6 × 10 −10 . Este parámetro corresponde a la densidad bariónica y controla la velocidad a la que los nucleones chocan y reaccionan; a partir de esto es posible calcular las abundancias de los elementos una vez finalizada la nucleosíntesis. Aunque la relación bariónica por fotón es importante para determinar las abundancias de los elementos, el valor preciso hace poca diferencia en el panorama general. Sin cambios importantes en la teoría del Big Bang en sí, la BBN dará como resultado abundancias de 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. El hecho de que las abundancias observadas en el universo sean generalmente consistentes con estos números de abundancia se considera una evidencia sólida para la teoría del Big Bang.
En este campo, por razones históricas, se acostumbra a citar la fracción de helio-4 por 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 los núcleos serían núcleos de helio-4. Otros núcleos (trazas) se expresan generalmente como proporciones numéricas con respecto al hidrógeno. Los primeros cálculos detallados de las abundancias isotópicas primordiales se realizaron en 1966 [3] [4] y se han refinado a lo largo de los años utilizando estimaciones actualizadas de las tasas de reacción nuclear de entrada. El primer estudio sistemático de Monte Carlo sobre cómo las incertidumbres de la tasa de reacción nuclear afectan las predicciones de isótopos, en el rango de temperatura relevante, se llevó a cabo en 1993. [5]
La creación de elementos ligeros durante la BBN dependía de varios parámetros; entre ellos estaba la relación neutrón-protón (calculable a partir de la física del Modelo Estándar ) y la relación barión-fotón.
La relación neutrón-protón fue establecida por la física del Modelo Estándar antes de la era de la nucleosíntesis, esencialmente en el 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 ocasiones mucho antes de 1 segundo, estas reacciones eran rápidas y mantenían la relación n/p cerca de 1:1. A medida que la temperatura descendía, el equilibrio se desplazaba a favor de los protones debido a su masa ligeramente inferior, y la relación n/p disminuía suavemente. Estas reacciones continuaban hasta que la disminución de la temperatura y la densidad hacía que las reacciones se volvieran demasiado lentas, lo que se producía aproximadamente a T = 0,7 MeV (tiempo de alrededor de 1 segundo) y se denomina temperatura de congelación. En la temperatura de congelación, la relación neutrón-protón era de aproximadamente 1/6. Sin embargo, los neutrones libres son inestables con una vida media de 880 segundos; algunos neutrones se desintegraban en los siguientes minutos antes de fusionarse en cualquier núcleo, por lo que la relación de neutrones totales a protones después de que termina la nucleosíntesis es de aproximadamente 1/7. Casi todos los neutrones que se fusionaron en lugar de desintegrarse terminaron combinados en helio-4, debido al hecho de que el helio-4 tiene la mayor energía de enlace por nucleón entre los elementos ligeros. Esto predice que aproximadamente el 8% de todos los átomos deberían ser helio-4, lo que lleva a una fracción de masa de helio-4 de aproximadamente el 25%, lo que coincide con las observaciones. Quedaron pequeñas trazas de deuterio y helio-3, ya que no hubo suficiente tiempo ni densidad para que reaccionaran y formaran helio-4. [6]
La relación barión-fotón, η, es el parámetro clave que determina la abundancia de elementos ligeros una vez finalizada la nucleosíntesis. Los bariones y los elementos ligeros pueden fusionarse en las siguientes reacciones principales:
junto con algunas otras reacciones de baja probabilidad que conducen a 7 Li o 7 Be. (Una característica importante es que no hay núcleos estables con masa 5 u 8, lo que implica que las reacciones que agregan un barión a 4 He, o fusionan dos 4 He, no ocurren). 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 3 He restantes ; la cantidad de estos disminuye con el aumento de la relación barión-fotón. Es decir, cuanto mayor sea la relación barión-fotón, más reacciones habrá y más eficientemente el deuterio se transformará finalmente en helio-4. Este resultado hace que el deuterio sea una herramienta muy útil para medir la relación barión-fotón.
La nucleosíntesis del Big Bang comenzó aproximadamente 20 segundos después del Big Bang, cuando el universo se había enfriado lo suficiente como para permitir que los núcleos de deuterio sobrevivieran a la disrupción causada por fotones de alta energía (nótese que el tiempo de congelamiento neutrón-protón fue anterior). Este tiempo es esencialmente independiente del contenido de materia oscura, ya que el universo estuvo altamente dominado por la radiación hasta mucho después, y este componente dominante controla la relación temperatura/tiempo. En ese momento había alrededor de seis protones por cada neutrón, pero una pequeña fracción de los neutrones se desintegran 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 están en núcleos de helio-4. [7]
Una característica de la BBN es que las leyes físicas y las constantes que rigen el comportamiento de la materia a estas energías se comprenden muy bien y, por lo tanto, carece de algunas de las incertidumbres especulativas que caracterizan a los períodos anteriores de la vida del universo. Otra característica es que el proceso de nucleosíntesis está determinado por las condiciones al comienzo de esta fase de la vida del universo y se desarrolla independientemente de lo que haya sucedido 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 el paso intermedio de formar deuterio. Antes de que comenzara la nucleosíntesis, la temperatura era lo suficientemente alta como para que muchos fotones tuvieran una energía mayor que la energía de enlace del deuterio; por lo tanto, cualquier deuterio que se formara se destruía inmediatamente (una situación conocida como el "cuello de botella del deuterio"). Por lo tanto, la formación de helio-4 se retrasó hasta que el universo se enfrió lo suficiente para que el deuterio sobreviviera (a aproximadamente T = 0,1 MeV); después de lo cual hubo un estallido repentino de formación de elementos. Sin embargo, muy poco después, alrededor de veinte minutos después del Big Bang, la temperatura y la densidad se volvieron demasiado bajas para que ocurriera 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 del BBN, el tritio y el berilio-7 . [8]
La historia de la nucleosíntesis del Big Bang comenzó con los cálculos de Ralph Alpher en la década de 1940. Alpher publicó el artículo Alpher-Bethe-Gamow que describía la teoría de la producción de elementos ligeros en el universo primitivo.
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 el BBN. En las estrellas , el cuello de botella se supera mediante colisiones triples de núcleos de helio-4, produciendo carbono (el proceso triple-alfa ). Sin embargo, este proceso es muy lento y requiere densidades mucho más altas, tardando decenas de miles de años en convertir una cantidad significativa de helio en carbono en las estrellas, y por lo tanto hizo una contribución insignificante en los minutos posteriores al Big Bang.
Se prevé que la abundancia de isótopos CNO producidos en la nucleosíntesis del Big Bang sea del orden de 10 −15 la de H, lo que los hace esencialmente indetectables y despreciables. [9] De hecho, todavía no se ha detectado ninguno de estos isótopos primordiales de los elementos desde el berilio hasta el oxígeno, aunque es posible que en el futuro se puedan detectar los del berilio y el boro. Hasta ahora, los únicos nucleidos estables que se sabe experimentalmente que se han producido durante la nucleosíntesis del Big Bang son el protio, el deuterio, el helio-3, el helio-4 y el litio-7. [10]
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 era lo suficientemente caliente como para que los protones y neutrones se transformaran entre sí fácilmente, su proporción, determinada únicamente por sus masas relativas, era de aproximadamente 1 neutrón por 7 protones (permitiendo cierta desintegración de neutrones en protones). Una vez que se enfrió lo suficiente, los neutrones se unieron rápidamente con un número igual de protones para formar primero deuterio y luego helio-4. El helio-4 es muy estable y es casi el final de esta cadena si funciona durante poco tiempo, ya que el helio no se desintegra ni se combina fácilmente para formar núcleos más pesados (como no hay núcleos estables con números de masa de 5 u 8, el helio no se combina fácilmente con los protones ni consigo mismo). Una vez que se reducen las temperaturas, de cada 16 nucleones (2 neutrones y 14 protones), 4 de ellos (el 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 está compuesto de un 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 por completo 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 del que se puede explicar 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%, entonces esto plantearía un serio desafío a 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 algunos años a mediados de la década de 1990, las observaciones sugirieron que este podría ser el caso, lo que llevó a los astrofísicos a hablar de una crisis nucleosintética del Big Bang, pero observaciones posteriores fueron consistentes con la teoría del Big Bang. [11]
El deuterio es, en cierto modo, lo opuesto al helio-4, ya que, mientras que el helio-4 es muy estable y difícil de destruir, el deuterio es sólo marginalmente 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 adelante el proceso utilizando helio-4 en el siguiente paso de fusión. BBN no convirtió todo el deuterio del universo en helio-4 debido a la expansión que enfrió el universo y redujo la densidad, y por lo tanto interrumpió esa 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 menos deuterio permanecería.
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 concuerda con la teoría del Big Bang. [ cita requerida ]
Durante la década de 1970, se hicieron grandes esfuerzos para encontrar procesos que pudieran producir deuterio, pero estos 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 uno supone que todo el universo consiste en protones y neutrones, la densidad del universo es tal que gran parte del deuterio observado actualmente se habría quemado en helio-4. [ cita requerida ] La explicación estándar que ahora se usa para la abundancia de deuterio es que el universo no consiste principalmente de 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 compuesto principalmente de protones y neutrones sería mucho más grumoso de lo que se observa. [12]
Es muy difícil encontrar otro proceso que produzca deuterio que no sea la fusión nuclear. Para ello, sería necesario que la temperatura fuera lo suficientemente alta como para producir deuterio, pero no lo suficientemente alta como para producir helio-4, y que este proceso se enfriara inmediatamente a temperaturas no nucleares después de no más de unos pocos minutos. También sería necesario que el deuterio se eliminara antes de que volviera a formarse. [ cita requerida ]
La producción de deuterio por fisión también es difícil. El problema aquí es que es muy poco probable que se produzca deuterio debido a procesos nucleares, y que las colisiones entre 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 una fuente de deuterio. Esa teoría no logró explicar la abundancia de deuterio, pero condujo a explicaciones sobre la fuente de otros elementos ligeros. [ cita requerida ]
El litio-7 y el litio-6 producidos en el Big Bang son del orden de: el litio-7 representa 10 −9 de todos los nucleidos primordiales; y el litio-6 alrededor de 10 −13 . [13]
La teoría de la BBN proporciona una descripción matemática detallada de la producción de los "elementos" ligeros deuterio, helio-3, helio-4 y litio-7. En concreto, la teoría proporciona predicciones cuantitativas precisas de la mezcla de estos elementos, es decir, las abundancias primordiales al final del big bang.
Para comprobar estas predicciones, es necesario reconstruir las abundancias primordiales lo más fielmente 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 y, por lo tanto, pueden verse en una etapa muy temprana de su evolución (como los cuásares 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 supone que el universo es homogéneo , tiene un valor único de la relación barión-fotón. Durante mucho tiempo, esto significó que para probar la teoría de BBN con las observaciones uno tenía que preguntarse: ¿pueden explicarse todas las observaciones de elementos ligeros con un solo valor de la relación barión-fotón? O más precisamente, permitiendo la precisión finita tanto de las predicciones como de las observaciones, uno pregunta: ¿hay algún rango de valores barión-fotón que pueda explicar todas las observaciones? [ ¿según quién? ]
Más recientemente, la cuestión ha cambiado: las observaciones precisas de la radiación de fondo cósmico de microondas [14] [15] con la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP) y Planck dan un valor independiente para la relación barión-fotón. Usando este valor, ¿las predicciones de la BBN para las abundancias de elementos ligeros concuerdan con las observaciones? [ cita requerida ]
La medición actual del helio-4 indica una buena concordancia, y aún mejor concordancia para el helio-3. Pero para el litio-7, hay una discrepancia significativa entre BBN y WMAP/Planck, y la abundancia derivada de las estrellas de Población II . La discrepancia es un factor de 2,4―4,3 por debajo del valor predicho teóricamente. Esta discrepancia, llamada el " problema cosmológico del litio ", se considera un problema para los modelos originales, [16] que han dado lugar a cálculos revisados del BBN estándar basados en nuevos datos nucleares, y a varias propuestas de reevaluación para las reacciones nucleares protón-protón primordiales , especialmente las abundancias de 7 Be + n → 7 Li + p , frente a 7 Be + 2 H → 8 Be + p . [17]
Además del escenario BBN estándar, existen numerosos escenarios BBN no estándar. [18] Estos no deben confundirse con la cosmología no estándar : un escenario BBN no estándar supone 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 neutrinos masivos . [19]
Ha habido, y sigue habiendo, varias razones para investigar la BBN no estándar. La primera, que es en gran medida de interés histórico, es resolver inconsistencias entre las predicciones de la BBN y las observaciones. Esto ha demostrado ser de utilidad limitada en el sentido de que las inconsistencias se resolvieron mediante mejores observaciones, y en la mayoría de los casos, tratar de cambiar la BBN resultó en abundancias que eran más inconsistentes con las observaciones en lugar de menos. La segunda razón para investigar la BBN no estándar, y en gran medida el enfoque de la BBN no estándar a principios del siglo XXI, es usar la BBN para poner límites a la física desconocida o especulativa. Por ejemplo, la BBN estándar supone que no hubo partículas hipotéticas exóticas involucradas en la BBN. Uno puede insertar una partícula hipotética (como un neutrino masivo) y ver qué tiene que suceder antes de que la BBN prediga abundancias que son muy diferentes de las observaciones. Esto se ha hecho para poner límites a la masa de un neutrino tau estable . [20]
