En cosmología física , la nucleosíntesis del Big Bang (también conocida como nucleosíntesis primordial , y abreviada como BBN ) [1] es la producción de núcleos distintos a los del isótopo más ligero del hidrógeno ( hidrógeno- 1,1H , que tiene un solo protón como núcleo) durante las primeras fases 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 de hidrógeno tritio ( 3 H o T) y el isótopo de berilio berilio-7 ( 7 Be). Estos isótopos inestables luego se desintegraron en 3 He y 7 Li, respectivamente, como se indicó anteriormente.
Se cree que los elementos más pesados que el litio se crearon más adelante en la vida del Universo mediante nucleosíntesis estelar , mediante la formación, evolución y muerte de 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 número barión/fotón, que es un número pequeño de orden 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 la abundancia de elementos una vez finalizada la nucleosíntesis. Aunque la relación barión por fotón es importante para determinar la abundancia de elementos, el valor preciso supone poca diferencia en el panorama general. Sin cambios importantes en la propia teoría del Big Bang, la BBN dará lugar a abundancias masivas de aproximadamente el 75% de hidrógeno-1, aproximadamente el 25% de helio-4 , aproximadamente el 0,01% de deuterio y helio-3 , cantidades mínimas (del orden de 10 −10 ) de litio y elementos más pesados insignificantes. El hecho de que las abundancias observadas en el universo sean generalmente consistentes con estas cifras de abundancia se considera una fuerte evidencia a favor de la teoría del Big Bang.
En este campo, por razones históricas se acostumbra citar la fracción de helio-4 en masa , símbolo Y, de modo que 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 proporciones numéricas con respecto al hidrógeno. Los primeros cálculos detallados de las abundancias isotópicas primordiales se produjeron en 1966 [3] [4] y se han perfeccionado a lo largo de los años utilizando estimaciones actualizadas de las velocidades de reacción nuclear de entrada. El primer estudio sistemático de Monte Carlo sobre cómo las incertidumbres en la velocidad de reacción nuclear afectan las predicciones isotópicas, 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 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 tiempos mucho antes de 1 segundo, estas reacciones fueron rápidas y mantuvieron la relación n/p cercana a 1:1. A medida que la temperatura bajó, el equilibrio se desplazó a favor de los protones debido a su masa ligeramente menor, y la relación n/p disminuyó suavemente. Estas reacciones continuaron hasta que la disminución de la temperatura y la densidad hicieron que las reacciones se volvieran demasiado lentas, lo que ocurrió aproximadamente a T = 0,7 MeV (tiempo de alrededor de 1 segundo) y se denomina temperatura de congelación. En el momento de la congelación, la proporción neutrón-protón era aproximadamente 1/6. Sin embargo, los neutrones libres son inestables y tienen una vida media de 880 segundos; algunos neutrones se desintegraron en los minutos siguientes antes de fusionarse en cualquier núcleo, por lo que la proporción entre el total de neutrones y protones una vez finalizada la nucleosíntesis es aproximadamente 1/7. Casi todos los neutrones que se fusionaron en lugar de desintegrarse terminaron combinados en helio-4, debido a que el helio-4 tiene la mayor energía de unión por nucleón entre los elementos ligeros. Esto predice que alrededor del 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 está en línea con las observaciones. Quedaron pequeños rastros de deuterio y helio-3 porque no hubo tiempo ni densidad suficientes 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 no ocurren reacciones que agregan un barión a 4 He o fusionan dos 4 He). La mayoría de las cadenas de fusión durante la 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 sobrantes ; 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 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 perturbación provocada por fotones de alta energía. (Tenga en cuenta que el tiempo de congelación de neutrones y protones fue anterior). Este tiempo es esencialmente independiente del contenido de materia oscura, ya que el universo estuvo altamente dominado por la radiación hasta mucho más tarde, 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 desintegra 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 núcleos de helio-4. [7]
Una característica de la BBN es que las leyes físicas y las constantes que gobiernan el comportamiento de la materia en estas energías se comprenden muy bien y, por tanto, la BBN 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 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, para formar helio-4 se 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 era inmediatamente destruido (una situación conocida como "cuello de botella de deuterio"). Por lo tanto, la formación de helio-4 se retrasó hasta que el universo se enfrió lo suficiente como para que sobreviviera el deuterio (aproximadamente T = 0,1 MeV); después de lo cual hubo un repentino estallido de formación de elementos. Sin embargo, muy 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 eran casi fijas y los únicos cambios fueron el resultado de la desintegración radiactiva de los dos principales productos inestables de la 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 de Alpher-Bethe-Gamow que esbozaba 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 la BBN. En las estrellas , el cuello de botella se supera mediante triples colisiones de núcleos de helio-4, que producen carbono (el proceso triple alfa ). Sin embargo, este proceso es muy lento y requiere densidades mucho mayores: se necesitan decenas de miles de años para convertir una cantidad significativa de helio en carbono en las estrellas y, por lo tanto, su contribución fue insignificante en los minutos posteriores al Big Bang.
Se espera que la abundancia prevista de isótopos de CNO producidos en la nucleosíntesis del Big Bang sea del orden de 10 −15 la del H, lo que los hace esencialmente indetectables e insignificantes. [9] De hecho, ninguno de estos isótopos primordiales de los elementos, desde el berilio hasta el oxígeno, se ha detectado todavía, 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 produjeron antes o 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 estuvo 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 por 7 protones (teniendo en cuenta cierta desintegración de los neutrones en protones). Una vez que estuvo lo suficientemente frío, los neutrones se unieron rápidamente a 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 por poco tiempo, ya que el helio no se desintegra ni se combina fácilmente para formar núcleos más pesados (dado que no hay núcleos estables con números de masa de 5 u 8, el helio no se combina fácilmente ni con protones ni consigo mismo). Una vez que bajan las temperaturas, de cada 16 nucleones (2 neutrones y 14 protones), 4 de ellos (25% del total de partículas y de la 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 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 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 del que puede explicarse mediante la nucleosíntesis estelar . Además, constituye una importante prueba de la teoría del Big Bang. Si la abundancia de helio observada es significativamente diferente del 25%, esto plantearía un serio desafío a la teoría. Este sería particularmente el caso si la abundancia inicial 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 otras observaciones fueron consistentes con la teoría del Big Bang. [11]
El deuterio es en cierto modo lo opuesto al helio-4, en el sentido de que, si bien 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, por lo que 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 fuera el universo inicial, más deuterio se convertiría en helio-4 antes de que se acabara el tiempo, y menos deuterio quedaría.
No se conocen procesos posteriores al Big Bang que puedan producir cantidades significativas de deuterio. Por 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.
Durante la década de 1970, se hicieron grandes esfuerzos para encontrar procesos que pudieran producir deuterio, pero revelaron formas de producir isótopos distintos al 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 supone 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 observado actualmente se habría quemado para convertirlo en helio-4. [ cita necesaria ] La explicación estándar que se utiliza ahora para la abundancia de deuterio es que el universo no está formado principalmente por bariones, sino que la materia no bariónica (también conocida como materia oscura ) constituye la mayor parte de la masa del universo. [ cita necesaria ] 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 mediante fusión nuclear. Un proceso de este tipo requeriría que la temperatura fuera lo suficientemente alta como para producir deuterio, pero no lo suficiente como para producir helio-4, y que este proceso debería enfriarse inmediatamente a temperaturas no nucleares después de no más de unos pocos minutos. También sería necesario eliminar el deuterio antes de que vuelva a aparecer. [ cita necesaria ]
También es difícil producir deuterio por fisión. El problema aquí nuevamente es que es muy poco probable que el deuterio se deba a procesos nucleares, y que las colisiones entre núcleos atómicos probablemente den como resultado la fusión de los núcleos o 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 explicó la abundancia de deuterio, pero condujo a explicaciones sobre el origen de otros elementos ligeros.
El litio-7 y el litio-6 producidos en el Big Bang son del orden de: el litio-7 es el 10 −9 de todos los nucleidos primordiales; y litio-6 alrededor de 10 −13 . [13]
La teoría de BBN ofrece una descripción matemática detallada de la producción de los "elementos" ligeros 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 comprobar estas predicciones, es necesario reconstruir las abundancias primordiales lo más fielmente posible, por ejemplo observando objetos astronómicos en los que se ha producido muy poca nucleosíntesis estelar (como ciertas galaxias enanas ) o observando objetos que están muy lejos. de distancia y, por lo tanto, pueden verse 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 supone que el universo es homogéneo , tiene un valor único de relación barión-fotón. Durante mucho tiempo, esto significó que para probar la teoría BBN frente a las observaciones había que preguntarse: ¿se pueden explicar todas las observaciones de elementos ligeros con un único valor de la relación barión-fotón? O más precisamente, teniendo en cuenta la precisión finita tanto de las predicciones como de las observaciones, uno se pregunta: ¿existe algún rango de valores barión-fotón que pueda explicar todas las observaciones? [¿ según quién? ]
Más recientemente, la pregunta ha cambiado: las observaciones precisas de la radiación cósmica de fondo de microondas [14] [15] con la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) y Planck dan un valor independiente para la relación barión-fotón. Usando este valor, ¿las predicciones de BBN para las abundancias de elementos ligeros concuerdan con las observaciones?
La medición actual del helio-4 indica una buena concordancia, y aún mejor para el helio-3. Pero para el litio-7, existe una discrepancia significativa entre BBN y WMAP/Planck, y la abundancia derivada de estrellas de Población II . La discrepancia es un factor de 2,4 a 4,3 por debajo del valor teórico previsto. Esta discrepancia, denominada " 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 de la energía nuclear protón-protón primordial. reacciones , especialmente las abundancias de 7 Be + n → 7 Li + p , versus 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 la suposición de homogeneidad, o insertar nuevas partículas como neutrinos masivos . [19]
Ha habido, y sigue habiendo, varias razones para investigar BBN no estándar. El primero, que es en gran medida de interés histórico, es resolver las inconsistencias entre las predicciones y observaciones de la BBN. 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, intentar 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 foco de la BBN no estándar a principios del siglo XXI, es utilizar la BBN para poner límites a la física desconocida o especulativa. Por ejemplo, el BBN estándar supone que no hubo partículas hipotéticas exóticas involucradas en el BBN. Se 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 neutrino tau estable . [20]
