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Nucleosíntesis del Big Bang

En cosmología física , la nucleosíntesis del Big Bang (también conocida como nucleosíntesis primordial y abreviada como BBN ) [ 1 ] es un modelo para la producción de núcleos li...

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En cosmología física , la nucleosíntesis del Big Bang (también conocida como nucleosíntesis primordial y abreviada como BBN ) [ 1 ] es un modelo para la producción de núcleos ligeros (incluidos, entre otros, 2H , 3He , 4He y 7Li ) durante los primeros ~20 minutos de la evolución del universo . [ 2 ] Las predicciones de la BBN se basan en una combinación de argumentos termodinámicos y mediciones de las tasas de reacciones nucleares que se espera que estén activas en el universo temprano . Los modelos refinados tienden a concordar bien con las observaciones de las abundancias de estos elementos ligeros. El modelo es uno de los conceptos clave en la cosmología estándar.

Los elementos más pesados ​​que el litio se crean en cantidades apreciables en épocas posteriores mediante la nucleosíntesis estelar , a través de la formación, evolución y muerte de las estrellas.

Historia

La historia de la investigación sobre la nucleosíntesis del Big Bang comenzó con George Gamow , un físico nuclear que pensó que los datos de Victor Goldschmidt sobre la abundancia de elementos en el universo podrían predecirse mediante reacciones nucleares. A principios de la década de 1940, Gamow se dio cuenta de que las altísimas temperaturas y presiones necesarias para las reacciones nucleares implicaban una explosión seguida de una expansión. [ 3 ] : 177 Los cálculos de su estudiante Ralph Alpher , publicados [ 4 ] en el famoso artículo de Alpher-Bethe-Gamow , esbozaron una teoría temprana de la producción de elementos ligeros en el universo primitivo. Estos primeros esfuerzos no involucraron reacciones nucleares específicas. Cuando Enrico Fermi y Anthony L. Turkevich lo intentaron, descubrieron que predecirían hidrógeno y helio, pero no elementos superiores. El problema clave era una "brecha de masa": no hay núcleos con masas de 5 y 8 unidades de masa atómica necesarias para que las reacciones alcancen masas más altas. En 1953, este problema parecía insuperable y puso en duda todo el concepto. [ 3 ] : 181

El modelo cosmológico alternativo, el modelo de estado estacionario , que apareció en dos publicaciones de 1948 de Fred Hoyle y de Herman Bondi y Thomas Gold , no tenía el problema de la brecha de masa porque inicialmente ignoraba los procesos nucleares. En 1957, Hoyle se asoció con Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge y William A. Fowler para desarrollar un modelo detallado de nucleosíntesis en las estrellas . Esta teoría coincidía con la abundancia de casi todos los elementos, excepto el hidrógeno y el helio, los elementos predichos correctamente por la teoría del Big Bang. [ 3 ] : 190

El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas en 1965 apoyó firmemente la teoría del Big Bang y también permitió a Jim Peebles utilizar la temperatura de fondo estimada, 3 K, en los primeros cálculos detallados de las abundancias isotópicas primordiales, [ 5 ] mostrando una abundancia de He entre el 26 y el 28 %. Al año siguiente, Hoyle, Fowler y Robert Wagoner demostraron que los elementos muy ligeros como el He requieren temperaturas más altas que las que proporcionan las estrellas, [ 6 ] evidencia que la mayoría de los científicos interpretaron como apoyo al modelo del Big Bang. [ 3 ] : 206

En 1972, el satélite Copérnico comenzó a proporcionar mediciones precisas de la abundancia de deuterio . Dado que la síntesis primordial de deuterio depende más de la densidad bariónica que la síntesis de ³He , la abundancia de deuterio podía utilizarse para inferir la densidad primordial. En la década de 1990, mediciones adicionales concluyeron que esta densidad implicaba que debía existir otra masa además de los bariones en el universo, una idea que llegó a denominarse materia oscura . [ 3 ] : 206 [ 7 ]

Estos métodos de nucleosíntesis se han perfeccionado a lo largo de los años utilizando estimaciones actualizadas de las tasas de reacción nuclear de entrada. [ 8 ] : 3 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. [ 9 ]

Descripción física

Las abundancias de núcleos de elementos ligeros durante la nucleosíntesis del Big Bang, en función del tiempo transcurrido desde el Big Bang en segundos (eje inferior) o de la temperatura del plasma del Modelo Estándar en MeV . [ 10 ] El eje y muestra la abundancia como una densidad numérica de cada especie individual dividida por la densidad numérica de bariones .

La nucleosíntesis del Big Bang describe la producción de núcleos atómicos a partir de protones y neutrones en el universo primitivo en expansión y enfriamiento. El proceso ocurre en equilibrio, donde protones y neutrones se combinan para crear núcleos y estos se desintegran. A medida que la temperatura y la presión disminuyen, el equilibrio se desplaza para favorecer la formación de unos pocos núcleos de elementos ligeros. Una mayor expansión detiene los procesos de la nucleosíntesis del Big Bang, estableciendo la abundancia cósmica inicial de estos elementos. [ 11 ] : 36

El proceso de expansión cósmica durante la nucleosíntesis primordial (BBN) se describe mediante el modelo de Friedmann-Robertson-Walker . Estas ecuaciones determinan completamente la tasa de expansión del universo, así como la evolución de las densidades de energía de las diferentes especies de partículas. [ 12 ] En particular, estas ecuaciones indican que el universo se vuelve menos denso y la temperatura de las partículas en el Modelo Estándar disminuye a medida que avanza la BBN.

A temperaturas superiores a 1–2 MeV , los protones y neutrones se interconvertían mediante la interacción débil . Al disminuir la temperatura, estas reacciones se desequilibraban, los neutrones se desintegraban principalmente en protones y la relación neutrón-protón se reducía a aproximadamente 1/7. [ 2 ] : 315 Esto establece las condiciones iniciales para el inicio de la formación de núcleos ligeros. [ 13 ] : 63

La BBN comenzó en serio cuando la temperatura de las partículas del Modelo Estándar cayó por debajo de aproximadamente 1 MeV. [ 12 ] A esta temperatura, la energía promedio de los fotones en el universo temprano era demasiado baja para romper el deuterio a medida que se formaba, pero el universo seguía siendo lo suficientemente caliente y denso como para que las reacciones de fusión ocurrieran a una tasa significativa. [ 1 ] Esto significó que se formó una población sustancial de deuterio.

Este deuterio luego se fusionó con núcleos más pesados, incluyendo tritio , helio-3 , helio-4 y litio-7 . [ 2 ] : 315 El helio-4 tiene una gran energía de enlace , lo que significa que una vez que se forma un núcleo de helio-4, es difícil romperlo e incorporar sus constituyentes en núcleos más pesados. Por lo tanto, la materia en el universo es principalmente hidrógeno y helio-4 después de la BBN. ​​[ 13 ] : 68 La BBN estándar predice que, para cuando la BBN termine, el universo estará compuesto por aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 25% de helio-4 en masa. Aproximadamente 1 núcleo en 100 000 es deuterio o helio-3, y 1 núcleo en 1 000 000 000 es litio-7. Se ha predicho que se formarán cantidades aún menores de elementos más pesados, tan pesados ​​como el oxígeno-20 . [ 10 ]

La BBN coincide o casi coincide con otros dos eventos importantes en cosmología. El desacoplamiento de los neutrinos ocurrió cuando la interacción débil perdió el equilibrio, [ 14 ] justo antes de que comenzara la BBN. ​​La aniquilación electrón-positrón ocurrió durante la BBN, alrededor de 0,5 MeV, cuando los fotones ya no tenían suficiente energía para convertirse de nuevo en electrones y positrones y mantener el equilibrio. [ 15 ] Esto resultó en el agotamiento de la abundancia de positrones en el universo y en el calentamiento de los fotones. Dado que la aniquilación electrón-positrón ocurrió después del desacoplamiento de los neutrinos, estos no se calentaron junto con los fotones cuando los electrones y positrones se aniquilaron, y los fotones desarrollaron una temperatura distinta a la de los neutrinos. Esto tiene consecuencias importantes para las tasas de interconversión protón-neutrón y la predicción de las abundancias de elementos ligeros. [ 16 ]

Determinación de la abundancia de elementos ligeros

Parámetros importantes

La creación de elementos ligeros durante la nucleosíntesis primordial dependía de los parámetros de la tasa de reacción nuclear y de dos parámetros cosmológicos de entrada: la relación neutrón-protón (calculable a partir de la física del Modelo Estándar ) y la relación barión-fotón. Las tasas de reacción nuclear se conocen bien gracias a estudios de laboratorio detallados realizados a temperaturas similares a las que aparecen en la nucleosíntesis primordial. [ 11 ]

Relación barión-fotón

La evolución de las abundancias de diferentes elementos ligeros para diferentes valores de la relación barión-fotón η. [ 17 ] Nótese que las abundancias finales (valores en los últimos instantes) pueden variar drásticamente dependiendo del valor de este parámetro.

Las abundancias de elementos ligeros, y en particular del deuterio, son sensibles al valor de la relación barión-fotones, η, que es la relación entre la densidad numérica de bariones y la densidad numérica de fotones. Su valor es pequeño, aproximadamente 6 × 10 −10 . [ 18 ] Este parámetro es proporcional a la densidad bariónica y controla la entropía del universo, que a su vez determina la temperatura a la que puede comenzar la fusión nuclear. [ 12 ] Una entropía alta impide la formación de núcleos de elementos ligeros, lo que retrasa el inicio de la nucleosíntesis primordial (BBN); por el contrario, una entropía baja permite que la BBN dure más tiempo y, por lo tanto, agota las abundancias de elementos ligeros que pueden fusionarse en helio-4.

El deuterio en particular es extremadamente sensible al valor de la relación barión-fotón; [ 19 ] disminuir η en un factor de 10 conduce a un aumento correspondiente en la abundancia de deuterio primordial en un factor de aproximadamente 50. [ 1 ]

Tasa de expansión

Las partículas y los núcleos pierden el equilibrio cuando sus tasas de interacción se vuelven más lentas que la tasa de expansión del universo. Si la tasa que mantiene a una especie nuclear en equilibrio cae por debajo de la tasa de expansión, la abundancia relativa de esa especie deja de evolucionar (o disminuye si es posible la desintegración).

Durante la nucleosíntesis primordial (BBN), el universo está dominado por la radiación , por lo que su expansión está determinada principalmente por la densidad de energía de especies radiactivas como fotones y neutrinos. Por consiguiente, la abundancia de elementos ligeros es sensible a las densidades de energía de estas especies. [ 20 ]

Secuencia de nucleosíntesis

Principales cadenas de reacciones nucleares para la nucleosíntesis del Big Bang

La nucleosíntesis primordial (BBN) comienza poco después de que los neutrinos se desacoplan del Modelo Estándar y los procesos de interconversión de protones y neutrones pierden el equilibrio. Aproximadamente 20 segundos después del Big Bang, 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. En ese momento, había aproximadamente seis protones por cada neutrón.

A medida que el universo se expandía y se enfriaba, otros elementos ligeros comenzaron a formarse, volviéndose más pesados ​​mediante la fusión nuclear. A temperaturas inferiores a 0,3 MeV, las condiciones eran adecuadas para la formación de helio-4, y por debajo de 0,1 MeV la abundancia de deuterio aumentó lo suficiente como para un estallido de formación de elementos. [ 12 ] Sin embargo, muy poco después, unos 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. Los cambios posteriores fueron el resultado de la desintegración radiactiva de los dos principales productos inestables de la nucleosíntesis primordial, el tritio y el berilio-7 , [ 21 ] así como de la desintegración continua de neutrones que no se fusionaron en ningún núcleo. Al final de la nucleosíntesis había aproximadamente siete protones por cada neutrón, y casi todos los neutrones estaban en núcleos de helio-4. [ 22 ]

Interconversión neutrón-protón

A temperaturas superiores a aproximadamente 2 MeV (aproximadamente entre 1 segundo y 1 minuto después del Big Bang), los protones y neutrones se interconvirtieron mediante reacciones que involucraron electrones, positrones, neutrinos y antineutrinos:

norte +mi+↽−−⇀ν¯mi+pag{\displaystyle {\ce {n\ +e+<=>{\overline {\nu }}_{e}+p}}}
norte +νmi↽−−⇀pag+mi−{\displaystyle {\ce {n \ + \nu_{e}<=> p + e-}}}

En momentos mucho anteriores a 1 segundo, estas reacciones eran rápidas y mantenían una relación neutrón/protón cercana a 1. Los neutrones son ligeramente más pesados ​​que los protones, por lo que, aunque estas tasas se mantuvieron en equilibrio a medida que la temperatura comenzaba a descender, el equilibrio se desplazó a favor de los protones y la relación neutrón/protón disminuyó gradualmente. Alrededor de una temperatura de 2 MeV, estas reacciones perdieron el equilibrio a medida que los neutrinos se desacoplaron del resto del Modelo Estándar. Después de este tiempo, la interconversión entre protones y neutrones se volvió ineficiente y la relación neutrón-protón se fijó en aproximadamente 1/6. [ 12 ]

Sin embargo, esta fracción continuó evolucionando durante la nucleosíntesis primordial (BBN), ya que los neutrones libres son inestables con una vida media de aproximadamente 15 minutos. [ 23 ] Si no se hubiera producido la nucleosíntesis, esta proporción habría caído a 0, pero como los neutrones suelen ser estables cuando están ligados a núcleos, la proporción neutrón/protón se estabiliza en aproximadamente 1/7 al final de la BBN. ​​[ 12 ] Por lo tanto, prácticamente todos estos neutrones restantes se incorporan a los núcleos al final de la BBN.

Deuterio

El deuterio es el primer núcleo que se fusiona durante la nucleosíntesis primordial (BBN). Su formación es el primer paso en todas las cadenas de reacción para sintetizar elementos más pesados. Tiene una energía de enlace baja , [ 24 ] lo que significa que generalmente es fácil romper los núcleos de deuterio e incorporarlos a núcleos más pesados. Por ejemplo, para fusionar tritio, un núcleo de deuterio se rompe al encontrarse con otro núcleo de deuterio, y el neutrón del primer núcleo se incorpora al segundo. Este proceso es eficiente porque la energía de enlace del deuterio es baja.

La abundancia de deuterio aumenta de forma constante durante la nucleosíntesis primordial (BBN) hasta que las temperaturas descienden por debajo de aproximadamente 0,1 MeV. [ 10 ] Después de eso, la fusión de deuterio se vuelve ineficiente debido a la disminución de la temperatura y la densidad del universo. La BBN continúa durante un tiempo mientras el deuterio restante se fusiona en núcleos más pesados, pero finalmente esos procesos también se vuelven ineficientes y queda una pequeña abundancia de deuterio (aproximadamente uno de cada 100 000 núcleos).

Tritio, helio-3 y helio-4

El tritio y el helio-3 se forman a continuación, cuando la abundancia de deuterio es lo suficientemente grande como para que el deuterio se fusione eficientemente. El helio-4 se forma rápidamente después, alcanzando una abundancia apreciable aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, y superando rápidamente la abundancia de deuterio a medida que este se consume para formar elementos más pesados. [ 25 ] El helio-4 tiene una energía de enlace muy grande en comparación con todos los demás núcleos de peso atómico similar. [ 26 ] A diferencia del deuterio, los procesos que requieren la fusión de núcleos de helio-4 con otros núcleos son, por lo tanto, ineficientes. Además, la ausencia de un núcleo estable con 5 u 8 nucleones significa que es imposible fusionar helio-4 con helio-4, o helio-4 con protones, los dos núcleos más abundantes en el universo.

La abundancia de helio-4 sigue de cerca la abundancia de neutrones. Es muy probable que los neutrones que no se desintegraron durante la nucleosíntesis primordial se encuentren en un núcleo de helio-4, ya que este elemento debe formarse en el camino hacia elementos más pesados ​​y la incorporación de nucleones adicionales requiere una energía considerable. La relación neutrón/protón por sí sola es suficiente para estimar que aproximadamente el 8% de todos los átomos deberían ser helio-4, lo que resulta en una fracción de masa de helio-4 de alrededor del 25%. Esta estimación concuerda con las observaciones. [ 25 ]

Elementos más pesados

Una versión de la tabla periódica que indica los orígenes de los elementos ,  incluyendo la nucleosíntesis del Big Bang . Todos los elementos superiores a 103 ( lawrencio ) son de origen artificial y no están incluidos. 

También se forman cantidades traza de elementos más pesados ​​que el helio-4 durante la nucleosíntesis primordial (BBN). Estas abundancias están fuertemente suprimidas : el helio-4 ligado debe producirse y luego romperse para formar núcleos más pesados. Los elementos más pesados ​​que el helio-4 se producen principalmente en las estrellas , donde este cuello de botella se supera mediante colisiones triples de núcleos de helio-4, produciendo carbono (el proceso triple alfa ). [ 27 ] Este proceso es demasiado lento para ser relevante durante los 20 minutos de duración de la BBN.

Los códigos numéricos precisos hacen predicciones para las abundancias de elementos pesados ​​tan pesados ​​como el oxígeno. [ 10 ] Estos se forman secuencialmente durante la nucleosíntesis primordial, en reacciones que involucran núcleos más ligeros que se formaron previamente.

Mediciones de abundancias primordiales

Para poner a prueba las predicciones de la nucleosíntesis primordial (BBN), los astrofísicos realizan mediciones precisas de la abundancia de elementos ligeros en el universo. Estas mediciones se complican debido a que las estrellas modifican la abundancia relativa de hidrógeno, deuterio, helio-3, helio-4 y elementos más pesados ​​a medida que el universo evoluciona. Por lo tanto, las mediciones de la abundancia de elementos primordiales se realizan en sistemas pobres en metales , donde se espera que la contaminación por nucleosíntesis estelar sea baja.

Las mediciones de deuterio primordial implican la medición de espectros de absorción de nubes de gas pobres en metales que pasan frente a cuásares brillantes y distantes . [ 28 ] Las mediciones de helio-4 primordial implican la medición de líneas de recombinación de helio-4, emitidas cuando un electrón y helio-4 ionizado se combinan para formar un átomo neutro, en galaxias enanas pobres en metales . [ 29 ] Estos dos isótopos se han medido con una precisión del orden del porcentaje. La abundancia observada de cada uno de estos núcleos es generalmente consistente con las abundancias predichas por la nucleosíntesis primordial. [ 13 ] : 69 [ 2 ] : 313

También existen mediciones de litio-7 primordial, tanto en estrellas como en el medio interestelar . [ 30 ] En la década de 1980, las mediciones de estrellas enanas de Población II parecían tener abundancias similares de litio, a pesar de tener diferentes metalicidades. [ 31 ] Se pensó que este resultado, llamado meseta de Spite , coincidía con la abundancia primordial de litio-7. Sin embargo, mediciones más recientes de estrellas de menor metalicidad han encontrado una menor abundancia de litio, lo que plantea dudas sobre la suposición de que la abundancia de litio-7 en la meseta de Spite es primordial. [ 32 ] La medición resultante de litio-7 primordial es un factor de 2 a 4 menor que la abundancia predicha por la BBN, [ 33 ] una discrepancia conocida como el problema cosmológico del litio , aunque aún quedan preguntas abiertas sobre la meseta de Spite y la fiabilidad de estas mediciones. [ 34 ] [ 35 ]

Finalmente, existe un límite superior observacional para la abundancia de helio-3 primordial. El helio-3 primordial es difícil de medir porque los sistemas se contaminan fácilmente por la actividad estelar cercana, y las mediciones pueden variar ampliamente sin una correlación clara con la metalicidad o la ubicación del sistema que se está midiendo. [ 25 ] Por lo tanto, solo se puede informar un límite superior a partir de la observación (ya que la contaminación debería aumentar la cantidad de helio-3 en el sistema), [ 36 ] aunque no se usa con frecuencia en análisis de precisión. [ 35 ]

Significado

Para la cosmología estándar

BBN proporciona una medición directa de la relación barión-fotón, uno de los seis parámetros del modelo cosmológico Lambda-CDM . [ 35 ] El deuterio, en particular, es extraordinariamente sensible al valor de este parámetro; la relación barión-fotón se determina calculando el valor de η que produce una predicción de la abundancia de deuterio que coincide con la abundancia medida. Trabajos recientes utilizan BBN para determinar la relación barión-fotón con una incertidumbre del 1 %. [ 37 ]

La relación barión-fotón también puede inferirse a partir del fondo cósmico de microondas (CMB). [ 18 ] La nucleosíntesis primordial (BBN) y la formación del CMB están separadas por aproximadamente 400 000 años de evolución; son dos épocas independientes en cosmología, y sin embargo, el modelo cosmológico Lambda-CDM requiere que compartan el mismo valor de la relación barión-fotón. Se observa concordancia entre estas épocas, por lo que Lambda-CDM supera esta prueba de consistencia. [ 37 ]

Ajustar los seis parámetros de Lambda-CDM a los datos observados de los experimentos CMB también requiere conocer la abundancia primordial de helio-4. Si bien en algunos análisis este parámetro se infiere a partir de los datos CMB, la inferencia de vanguardia de los parámetros de Lambda-CDM requiere información de la BBN. ​​[ 18 ]

La determinación de la relación barión-fotón mediante la nucleosíntesis primordial (BBN) también se utiliza en análisis de datos de oscilaciones acústicas bariónicas (BAO). Las BAO son sensibles a la relación barión-fotón, por lo que en análisis donde se desea independencia del fondo cósmico de microondas (CMB), se utiliza la determinación de este parámetro mediante la BBN durante el análisis de datos. [ 38 ]

Para la nueva física

La BBN se utiliza a menudo para restringir escenarios de física de partículas más allá del Modelo Estándar, incluidos escenarios de materia oscura , neutrinos masivos , [ 39 ] [ 40 ] y otras partículas o fenómenos no incluidos en el Modelo Estándar. [ 41 ]

La nucleosíntesis primordial (BBN) tiene lugar cerca de temperaturas de 1 MeV y, por lo tanto, es sensible a procesos que se caracterizan por una escala de energía similar. En cosmología estándar, esto incluye el desacoplamiento de neutrinos y la aniquilación electrón-positrón. Los escenarios que incluyen, por ejemplo, inyecciones de energía de partículas exóticas en el plasma del Modelo Estándar alrededor de la misma temperatura, también pueden investigarse con BBN, ya que estos nuevos procesos cambian las predicciones para las abundancias de elementos primordiales. [ 42 ] [ 43 ] Otros escenarios, incluyendo constantes fundamentales variables en el tiempo o escenarios con nuevas partículas ligeras, pueden investigarse de manera muy similar. [ 41 ]

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

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  • Wright, Ned: BBN (tutorial de cosmología)