Nucleosíntesis del Big Bang

En cosmología física, la nucleosíntesis del Big Bang (abreviado BBN, también conocida como nucleosíntesis primordial) es la producción de núcleos distintos a los de el isótopo más ligero de hidrógeno (hidrógeno-1, ¹H, que tiene un solo protón como núcleo) durante las primeras fases del Universo. La mayoría de los cosmólogos cree que la nucleosíntesis primordial tuvo lugar en el intervalo de aproximadamente 10 segundos a 20 minutos después del Big Bang, y se calcula que es responsable de la formación de la mayor parte del helio del universo como el isótopo helio- 4 (⁴He), junto con pequeñas cantidades del isótopo de hidrógeno deuterio (²H o D), el isótopo de helio helio-3 (³He), y una cantidad muy pequeña del isótopo de litio litio-7 (⁷Li). Además de estos núcleos estables, también se produjeron dos isótopos inestables o radiactivos: el isótopo pesado de hidrógeno tritio (³H o T); y el isótopo de berilio berilio-7 (⁷Be); pero estos isótopos inestables luego se descompusieron en ³He y ⁷Li, respectivamente, como se indicó anteriormente.

Esencialmente, todos los elementos que son más pesados que el litio se crearon mucho más tarde, mediante nucleosíntesis estelar en estrellas en evolución y explosión.

Características

Hay varias características importantes de la nucleosíntesis del Big Bang (BBN):

• Las condiciones iniciales (rationeutron-proton) se establecieron en el primer segundo después del Big Bang.
• El universo estaba muy cerca de homogéneo en este momento, y fuertemente dominado por la radiación.
• La fusión de los 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 para que sobreviviera el deuterio, pero lo suficientemente caliente y denso para que las reacciones de fusión ocurran a un ritmo significativo.
• Fue generalizado, abarcando todo el universo observable.

El parámetro clave que permite calcular los efectos de la nucleosíntesis del Big Bang es la relación entre el número de bariones y fotones, 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 la abundancia de elementos después de que finaliza la nucleosíntesis. Aunque 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 propia teoría del Big Bang, BBN dará como resultado abundancias de masa de alrededor del 75 % de hidrógeno-1, alrededor del 25 % de helio-4, alrededor del 0,01 % de deuterio y helio-3, cantidades traza (del orden de 10 ⁻¹⁰) de litio y elementos más pesados insignificantes. 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, se acostumbra 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 los núcleos serían núcleos de helio-4. Otros núcleos (trazas) generalmente se expresan como proporciones numéricas a hidrógeno. Los primeros cálculos detallados de las abundancias isotópicas primordiales se realizaron en 1966 y se han perfeccionado a lo largo de los años utilizando estimaciones actualizadas de las tasas de reacción nuclear de entrada. En 1993 se llevó a cabo el primer estudio sistemático de Monte Carlo sobre cómo las incertidumbres de la velocidad de reacción nuclear afectan las predicciones de isótopos, en el rango de temperatura relevante.

Parámetros importantes

La creación de elementos ligeros durante BBN dependía de una serie de parámetros; entre ellos estaba la relación neutrón-protón (calculable a partir de la física del modelo estándar) y la relación barión-fotón.

Relación neutrón-protón

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:

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A veces mucho antes de 1 segundo, estas reacciones fueron rápidas y mantuvieron la relación n/p cercana a 1:1. A medida que bajaba la temperatura, 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 a aproximadamente T = 0,7 MeV (tiempo de alrededor de 1 segundo) y se denomina temperatura de congelación. Al congelarse, 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 desintegraron en los siguientes minutos antes de fusionarse en 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 desintegrarse terminaron combinados en helio-4, debido al hecho de que el helio-4 tiene la energía de enlace por nucleón más alta 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 alrededor del 25%, lo que está en línea con las observaciones. Quedaron pequeñas trazas de deuterio y helio-3 ya que no hubo suficiente tiempo y densidad para que reaccionaran y formaran helio-4.

Relación barión-fotón

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:

junto con algunas otras reacciones de baja probabilidad que conducen a ⁷Li o ⁷Be. (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 ⁴He, o fusionan dos ⁴He, no ocurrir). La mayoría de las cadenas de fusión durante la BBN finalmente terminan en ⁴He (helio-4), mientras que "incompleta" las cadenas de reacción conducen a pequeñas cantidades de ²H o ³He 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.

Secuencia

La nucleosíntesis del Big Bang comenzó aproximadamente unos 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 interrupción por fotones de alta energía. (Tenga en cuenta que el tiempo de congelación de neutrón-protón 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 ese 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 núcleos de Helio-4.

Una característica de BBN es que las leyes físicas y las constantes que gobiernan el comportamiento de la materia a estas energías se comprenden muy bien y, por lo tanto, BBN carece de algunas de las incertidumbres especulativas que caracterizan 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 procede 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 el paso intermedio de formación de 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, el deuterio que se formaba se destruía inmediatamente (situación conocida como "cuello de botella de deuterio"). Por lo tanto, la formación de helio-4 se retrasa hasta que el universo se enfría lo suficiente como para que sobreviva el deuterio (a aproximadamente T = 0,1 MeV); después de lo cual hubo un repentino estallido 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 de BBN, el tritio y el berilio-7.

Historia de la teoría

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 de luz en el universo primitivo.

Elementos pesados

Una versión de la tabla periódica que indica los orígenes, incluyendo la nucleosíntesis de Big Bang, de los elementos. Todos los elementos superiores a 103 (lawrencium) también son hechos por el hombre y no están incluidos.

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 BBN. En las estrellas, el cuello de botella pasa por colisiones triples de núcleos de helio-4, que producen carbono (el proceso triple alfa). Sin embargo, este proceso es muy lento y requiere densidades mucho más altas, ya que lleva decenas de miles de años 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 espera que la abundancia prevista de isótopos de CNO producidos en la nucleosíntesis del Big Bang sea del orden de 10⁻¹⁵ la de H, lo que los hace esencialmente indetectables e insignificantes. 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 los del berilio y el boro puedan detectarse en el futuro. Hasta ahora, los únicos nucleidos estables conocidos 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.

Helio-4

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. Siempre que el universo estuviera lo suficientemente caliente como para que los protones y los neutrones se transformaran fácilmente, su relación, determinada únicamente por sus masas relativas, era de aproximadamente 1 neutrón por 7 protones (permitiendo cierta descomposición 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 deuterio, luego helio-4. El helio-4 es muy estable y está casi al 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 (dado que no hay núcleos estables con números de masa de 5 u 8, el helio no se combina fácilmente ni con los protones ni consigo mismo). Una vez que bajan 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 un poco más del 8% de helio por número de átomos y un 25% de helio por 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 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 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 provocó que los astrofísicos hablaran de una crisis nucleosintética del Big Bang, pero las observaciones posteriores fueron consistentes con la teoría del Big Bang.

Deuterio

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 solo 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 continuar con el proceso usando 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 era 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 lo tanto, las observaciones sobre la abundancia de deuterio sugieren que el universo no es infinitamente antiguo, 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 al deuterio. El problema era que mientras la concentración de deuterio en el universo es consistente con el modelo del Big Bang como un todo, 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 consiste en protones y neutrones, la densidad del universo es tal que gran parte del deuterio observado actualmente se habría quemado en helio-4. La explicación estándar que ahora se usa para la abundancia de deuterio es que el universo no se compone principalmente de bariones, sino que la materia no bariónica (también conocida como materia oscura) constituye la mayor parte de la masa del universo. 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.

Es muy difícil idear otro proceso que produzca deuterio que no sea la fusión nuclear. Tal proceso requeriría que la temperatura sea lo suficientemente alta como para producir deuterio, pero no lo suficientemente caliente como 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.

Producir deuterio por fisión también es difícil. El problema aquí nuevamente es que el deuterio es muy poco probable debido a procesos nucleares, y que es probable que las colisiones entre núcleos atómicos 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 condujo a explicaciones de la fuente de otros elementos ligeros.

Litio

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.

Mediciones y estado de la teoría

La teoría de BBN brinda una descripción matemática detallada de la producción de los "elementos" deuterio, helio-3, helio-4 y litio-7. Específicamente, la teoría arroja 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 con la mayor fidelidad posible, por ejemplo, observando objetos astronómicos en los que se ha producido muy poca nucleosíntesis estelar (como ciertas galaxias enanas) u observando objetos que están muy lejos y, por lo tanto, se pueden ver en una etapa muy temprana de su evolución (como los cuásares distantes).

Como se indicó 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 proporción de bariones a fotones. Durante mucho tiempo, esto significó que para probar la teoría BBN contra las observaciones, uno tenía que preguntarse: ¿pueden todas las observaciones del elemento de luz explicarse con un valor único del barión- relación a 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 puedan explicar todas las observaciones?

Más recientemente, la pregunta ha cambiado: las observaciones de precisión de la radiación cósmica de fondo de microondas con la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP) y Planck dan un valor independiente para la proporción de bariones a fotones. 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 una buena concordancia, y aún mejor concordancia 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 2,4 a 4,3 por debajo del valor predicho teóricamente y se considera un problema para los modelos originales, que han resultado en cálculos revisados del BBN estándar basados en nuevos datos nucleares y en varias propuestas de reevaluación de protón-protón primordial. reacciones nucleares, especialmente las abundancias de ⁷Be + n → ⁷Li + p, frente a ⁷Be + ²H → ⁸Be + p.

Escenarios no estándar

Además del escenario BBN estándar, existen numerosos escenarios BBN no estándar. Estos no deben confundirse con la 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 la suposición de homogeneidad, o insertar nuevas partículas como neutrinos masivos.

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 las observaciones de BBN. Esto ha demostrado tener una utilidad limitada en el sentido de que las inconsistencias se resolvieron mediante mejores observaciones y, en la mayoría de los casos, intentar cambiar el BBN resultó en abundancias que eran más inconsistentes con las observaciones en lugar de menos. La segunda razón para investigar BBN no estándar, y en gran parte el enfoque de BBN no estándar a principios del siglo XXI, es usar BBN para poner límites a la física especulativa o desconocida. Por ejemplo, el BBN estándar 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 neutrino tau estable.