Nucleosíntesis primordial

Nucleosíntesis primordial

Ir a la navegaciónIr a la búsqueda

Cosmología física

Ilc 9yr moll4096.png

Radiación de fondo de microondas

Artículos

Universo primitivo Teoría del Big Bang · Inflación cósmica · Nucleosíntesis primordial

Expansión Expansión métrica del espacio · Expansión acelerada del Universo · Ley de Hubble · Corrimiento al rojo

Estructura Forma del universo · Espacio-tiempo · Materia bariónica · Universo · Materia oscura · Energía oscura

Experimentos Planck (satélite) · WMAP · COBE

Científicos Albert Einstein · Edwin Hubble · Georges Lemaître · Stephen Hawking · George Gamow

Portales

Principal Cosmología

Otros Física · Astronomía · Exploración espacial · Sistema Solar

En cosmología física, la nucleosíntesis primordial (nucleosíntesis del Big Bang o nucleosíntesis cosmológica) se refiere al periodo durante el cual se formaron determinados elementos ligeros: el usual 1H (el hidrógeno ligero), su isótopo el deuterio (2H o D), los isótopos del helio 3He y 4He y los isótopos del litio 7Li y 6Li y algunos isótopos inestables o radiactivos como el tritio 3H, y los isótopos del berilio, 7Be y 8Be, en cantidades despreciables.

Índice

1 Características de la nucleosíntesis del Big Bang

2 Secuencia de la nucleosíntesis

2.1 Historia de la nucleosíntesis primordial

2.2 Elementos pesados

2.3 Helio-4

2.4 Deuterio

3 Pruebas observacionales y estado de la nucleosíntesis

4 Modelos no convencionales de la nucleosíntesis del Big Bang

5 Enlaces externos

5.1 Para el público general

5.2 Artículos técnicos

6 Referencias

Características de la nucleosíntesis del Big Bang

Hay dos características importantes de la nucleosíntesis del Big Bang:

duró solo unos tres minutos (durante el periodo entre 100 y 300 segundos del inicio de la expansión del espacio), después de lo cual la temperatura y la densidad del Universo cayeron por debajo de lo que se requería para la fusión nuclear.1​ La brevedad de la nucleosíntesis es importante porque evita la formación de elementos más pesados que el berilio mientras que al mismo tiempo se permite la existencia de elementos luminosos incombustibles, como el deuterio;[cita requerida]

se extendió, rodeando el Universo observable.[cita requerida]

El modelo estándar del Big Bang asume la existencia de tres familias de neutrinos (asociadas al electrón, el muon y el tau), así como un valor concreto de la vida media del neutrón (una estimación reciente la sitúa en τ = 886,7 ± 1,9 s). En este contexto, la Nucleosíntesis dará resultados en masas abundantes de aproximadamente un 75 % de H-1, un 25 % de He-4 y un 0,01 % de deuterio y un poco (en el orden de 10-10) de litio y berilo y nada de otros elementos. Que las abundancias observadas en el Universo son consistentes con estos números se considera una fuerte prueba de la teoría del Big Bang.

En este campo es habitual hablar de porcentajes por masa, de tal manera que el 25 % de He-4 significa que el 25 % de la masa forma He-4. Si se recalcula el número átomo por átomo o mol por mol, el porcentaje de He-4 sería menor.

Secuencia de la nucleosíntesis

La nucleosíntesis del Big Bang empieza sobre un minuto después del Big Bang, cuando el Universo se ha enfriado lo suficiente como para formar protones y neutrones estables después de la bariogénesis. Las abundancias relativas de estas partículas siguen los argumentos termodinámicos sencillos, combinados con el hecho de que la temperatura media del Universo cambia a través del tiempo (si las reacciones necesarias para alcanzar el termodinámicamente favorecido equilibrio, los valores son demasiado pequeños comparados con los cambios de temperatura provocados por la expansión, las abundancias permanecerían en algún valor específico sin equilibrio). Combinando la termodinámica y los cambios traídos en la expansión cósmica, se puede calcular la fracción de protones y neutrones basada en la temperatura en este punto. Esta fracción favorece a los protones, porque las grandes masas de neutrones resultan de la conversión de neutrones a protones con una vida media de unos 15 minutos. Una característica de la Nucleosíntesis es que las leyes y las constantes físicas que gobiernan el comportamiento de la materia a estos niveles de energía están muy bien comprendidos e incluso la Nucleosíntesis carece de las incertidumbres especulativas que caracterizan los primeros periodos en la vida del Universo. Otra característica es que el proceso de nucleosíntesis está determinado por las condiciones en las que empezó esta fase de la vida del Universo, haciendo que lo que ocurriera antes fuera irrelevante.

Según se expande el Universo, se enfría. Los neutrones libres y los protones son menos estables que los núcleos de Helio y los protones y neutrones tienen una fuerte tendencia a formar He-4. Sin embargo, el He-4 antiguo necesita el paso intermedio de formar el deuterio. En ese momento en que ocurre la nucleosíntesis, la temperatura es suficientemente alta para la energía media por partícula para ser mayor que la energía de enlace del deuterio. Además, cualquier deuterio que se formara se destruiría inmediatamente (una situación conocida como el cuello de botella del deuterio). Así, la formación de He-4 se retrasa hasta que el Universo se vuelva lo suficientemente frío como para formar deuterio (aproximadamente T = 0.1 MeV), cuando hay una ráfaga repentina de formación de elementos. Poco después, tres minutos después del Big Bang, el Universo está demasiado frío para que ocurra cualquier fusión nuclear. En este punto, las abundancias elementales son fijadas y solo cambian como productos de la radioactividad de la descomposición de la Nucleosíntesis (como el tritio).2​

En estos momentos (era leptónica), el Universo era una mezcla de diferentes partículas, donde la proporción aproximada entre bariones y fotones era η = 10-10. En esta fase, el ritmo de expansión del Universo era mayor que las escalas de tiempo de las diversas interacciones (electromagnética, fuerte o débil) y por tanto las reacciones nucleares se llevaban a cabo tanto en un sentido como en otro, y se mantenía por tanto el equilibrio entre especies. Cuando el ritmo de expansión es inferior a alguna interacción se produce el desacoplamiento. A los 0,1 segundos el Universo se había enfriado hasta una temperatura de 3·1010 K (unos 4 MeV). El tiempo característico de las interacciones débiles es proporcional a T5, y por tanto menos sensible a los cambios de temperatura: los neutrinos dejaron de estar en equilibrio y se desacoplaron, comenzando a expandirse adiabáticamente a una temperatura inversamente proporcional al tamaño del Universo. Otras formas de interacción débil, como neutrón + positrón <--> protón + antineutrino aún eran suficientemente rápidas como para mantener un equilibrio entre neutrones y protones. Otros autores han sugerido escenarios alternativos.

La existencia de inhomogeneidades habría tenido una enorme repercusión en la nucleosíntesis primordial. Un segundo después del Big Bang (T = 1010 K, 1 MeV), las reacciones que mantenían el equilibrio entre neutrones y protones se volvieron más lentas que la expansión. La proporción n/p se congeló en torno a 0,18. De esta manera, el mayor contenido de protones daría como resultado la abundancia de hidrógeno y helio. A los 10 segundos, con T = 3·109 K, 0,5 MeV, los fotones dejaron de ser lo suficientemente energéticos para crear pares electrón-positrón. Se produjo una aniquilación de pares que dio lugar a una proporción de un electrón por cada 109 fotones. Este fue el fin de la era leptónica, dando lugar a la era de la radiación, que duró hasta unos 372 000 años de media tras el Big Bang, comenzando hacia 257 000 años hasta pasados los 487 000, momento en el que la materia y la energía se desacoplaron completamente, a una temperatura de unos 3000 K, y produjeron la radiación de fondo, que actualmente, debido al desplazamiento al rojo, tiene una temperatura de antena de unos 2,7 K.

Durante la era de la radiación no se pudo producir deuterio u otros núcleos más pesados, hasta que la temperatura descendió a 9·108 K (0,1 MeV), unos 200 segundos después del Big Bang. En este momento la síntesis del deuterio se produjo en cantidades apreciables y comenzó la nucleosíntesis primordial. El deuterio se combinó con los protones, dando lugar al 3He. Poco después la mayor parte de neutrones se integraron dando lugar al 4He. Con una proporción n/p = 0,15, ligeramente tras la 'congelación', la proporción entre el hidrógeno y el 4He es de 3 a 1. Tal y como anticiparon Enrico Fermi y sus colaboradores, como hay núcleos atómicos estables de masa atómica 5 y 8, la actividad nuclear se detuvo en el 4He, debido a que la combinación de las dos especies más abundantes, hidrógeno y 4He producen un núcleo inestable de masa atómica 5.

La síntesis finalizó 1000 segundos después del Big Bang, a una temperatura de 3·108 K. Posteriormente, la desintegración del tritio en 3He, mientras los núcleos atómicos de masa 7 acabaron transformados en 7Li, produjeron un Universo compuesto mayoritariamente por hidrógeno y 4He, con trazas de deuterio, 3He y 7Li. El resto de elementos de la tabla periódica se sintetizaron posteriormente mediante procesos de nucleosíntesis estelar, auténticos hornos nucleares.

Historia de la nucleosíntesis primordial

Los

...