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Nucleosíntesis primordial

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Em Cosmología Física, a Nucleosíntesis primordial (Nucleosíntesis do Big Bang ou Nucleosíntesis Cosmologica) refere-se ao período durante o qual se formaram determinados elementos ligeiros: o usual 1H (o hidrógeno ligeiro), seu isótopo o deuterio (2H ou D), os isótopos do helio 3Tenho e 4Tenho e os isótopos do litio 7Li e 6Li e alguns isótopos instáveis ou radiactivos como o tritio 3H, e os isótopos do berilio, 7Bê e 8Bê, em quantidades despreciables.

Conteúdo

Características da Nucleosíntesis do Big Bang

Há duas características importantes da Nucleosíntesis do Big Bang:

O modelo regular do Big Bang assume a existência de três famílias de neutrinos (sócias ao elétron, o muón e o tau), bem como um valor concreto da vida média do neutrón (uma estimativa recente situa-a em τ = 886,7 ± 1,9 s). Neste contexto, os cálculos de nucleosíntesis primordial dependem principalmente de um único parámetro: a proporção entre o número de bariones e fotones no universo, η. Este parámetro se corresponte com a temperatura e a densidade do Universo primigenio e permite determinar as condições baixo as que ocorreu a fusão nuclear. Disto se podem derivar as abundâncias dos elementos. Ainda que a relação de bariones por fotón é importante para determinar as abundâncias elementares, os valores precisos fazem que existam pequenas diferenças no desenho completo. Sem maiores mudanças para a própria teoria do Big Bang, a Nucleosíntesis dará resultados em massas abundantes de aproximadamente um 75% de H-1, um 25% de Tenho-4 e um 0.01% de Deuterio e um podo (na ordem de 10-10) de Litio e Berilo e nada de outros elementos. Que as abundâncias observadas no Universo são consitentes com estes números se considera uma forte prova da teoria do Big Bang.

Neste campo é habitual falar de percentagens por massa, de tal maneira que o 25% de Tenho-4 significa que o 25% da massa forma Tenho-4. Se recalcula-se o número átomo por átomo ou mol por mol, a percentagem de Tenho-4 seria menor.

Sequência da nucleosíntesis

A Nucleosíntesis do Big Bang começa sobre um minuto após o Big Bang, quando o Universo se arrefeceu o suficiente como para formar protones e neutrones estáveis após a bariogénesis. As abundâncias relativas destas partículas seguem os argumentos termodinámicos singelos, combinados com o facto de que a temperatura média do Universo altera para través do tempo (se as reacções necessárias para atingir o termodinámicamente favorecido equilíbrio, os valores são demasiado pequenos comparados com as mudanças de temperatura provocados pela expansão, as abundâncias permaneceriam em algum valor específico sem equilíbrio). Combinando a termodinámica e as mudanças trazidas na expansão cósmica, pode-se calcular a fracção de protones e neutrones baseada na temperatura neste ponto. Esta fracção favorece aos protones, porque as grandes massas de neutrones resultam da conversão de neutrones a protones com uma vida média de uns 15 minutos. Uma característica da Nucleosíntesis é que as leis e as constantes físicas que governam o comportamento da matéria a estes níveis de energia estão muito bem compreendidos e inclusive a Nucleosíntesis carece das incertezas especulativas que caracterizam os primeiros períodos na vida do Universo. Outra característica é que o processo de nucleosíntesis está determinado pelas condições nas que começou esta fase da vida do Universo, fazendo que o que ocorresse dantes fosse irrelevante.


Segundo expande-se o Universo, se enfría. Os neutrones livres e os protones são menos estáveis que os núcleos de Helio e os protones e neutrones têm uma forte tendência a formar Tenho-4. No entanto, o Tenho-4 antigo precisa o passo intermediário de formar o deuterio. Nesse momento em que ocorre a nucleosíntesis, a temperatura é suficientemente alta para a energia média por partícula para ser maior que a energia de enlace do deuterio. Ademais, qualquer deuterio que se formasse destruir-se-ia imediatamente (uma situação conhecida como o pescoço de garrafa do deutrio). Assim, a formação de Tenho-4 se atrasa até que o Universo se volte o suficientemente frio como para formar deuterio (aproximadamente T = 0.1 MeV), quando há uma ráfaga repentina de formação de elementos. Pouco depois, três minutos após o Big Bang, o Universo está demasiado frio para que ocorra qualquer fusão nuclear. Neste ponto, as abundâncias elementares são fixadas e só mudam como produtos da radioactividad da descomposição da Nucleosíntesis (como o tritio).[1]

Nestes momentos (era leptónica), o Universo era uma mistura de diferentes partículas, onde a proporção aproximada entre bariones e fotones era η = 10-10. Nesta fase, o ritmo de expansão do Universo era maior que as escalas de tempo das diversas interacções (electromagnética, forte ou débil) e por tanto as reacções nucleares se levavam a cabo tanto em um sentido como em outro, e se mantinha por tanto o equilíbrio entre espécies. Quando o ritmo de expansão é inferior a alguma interacção se produz o desacoplamiento. Aos 0,1 segundos o Universo tinha-se arrefecido até uma temperatura de 3·1010 K (uns 4 MeV). O tempo característico das interacções débis é proporcional a T5, e por tanto menos sensível às mudanças de temperatura: os neutrinos deixaram de estar em equilíbrio e se desacoplaron, começando a expandir-se adiabáticamente a uma temperatura inversamente proporcional ao tamanho do Universo. Outras formas de interacção débil, como neutrón + positrón <--> protón + antineutrino ainda eram suficientemente rápidas como para manter um equilíbrio entre neutrones e protones. Outros autores têm sugerido palcos alternativos.

A existência de inhomogeneidades teria tido uma enorme repercussão na nucleosíntesis primordial. Um segundo após o Big Bang (T = 1010 K, 1 MeV), as reacções que mantinham o equilíbrio entre neutrones e protones se voltaram mais lentas que a expansão. A proporção n/p congelou-se em torno de 0,18. Desta maneira, o maior conteúdo de protones daria como resultado a abundância de hidrógeno e helio. Aos 10 segundos, com T = 3·109 K, 0,5 MeV, os fotones deixaram de ser o suficientemente energéticos para criar pares elétron-positrón. Produziu-se uma aniquilación de pares que deu lugar a uma proporção de um elétron pela cada 109 fotones. Este foi o fim da era leptónica, dando lugar à era da radiación, que durou até passados 100.000 anos desde o Big Bang, momento no que a matéria e a energia se desacoplaron, a uma temperatura de uns 3000 K, e produziram a radiación de fundo, que actualmente, devido à deslocação ao vermelho, tem uma temperatura de antena de uns 2,7 K.

Durante era-a da radiación não se pôde produzir deuterio ou outros núcleos mais pesados, até que a temperatura desceu a 9·108 K (0,1 MeV), uns 200 segundos após o Big Bang. Neste momento a síntese do deuterio produziu-se em quantidades apreciables e começou a nucleosíntesis primordial. O deuterio combinou-se com os protones, dando lugar ao 3Tenho. Pouco depois a maior parte de neutrones integraram-se dando lugar ao 4Tenho. Com uma proporção n/p = 0,15, ligeiramente depois da 'congelación', a proporção entre o hidrógeno e o 4Tenho é de 3 a 1. Tal e como anteciparam Enrico Fermi e seus colaboradores, como há núcleos atómicos estáveis de massa atómica 5 e 8, a actividade nuclear se deteve no 4Tenho, como a combinação das duas espécies mais abundantes, hidrógeno e 4Tenho produzem um núcleo instável de massa atómica 5.

A síntese finalizou 1000 segundos após o Big Bang, a uma temperatura de 3·108 K. Posteriormente, a desintegração do tritio em 3 Tenho, enquanto os núcleos atómicos de massa 7 acabaram transformados em 7 Li, produziram um Universo composto maioritariamente por hidrógeno e 4Tenho, com traças de deuterio, 3Tenho e 7Li. Resta-a de elementos da tabela periódica sintetizaram-se posteriormente mediante processos de nucleosíntesis estelar, autênticos fornos nucleares.

História da Nucleosíntesis primordial

Os primeiros estudos de nucleosíntesis primordial iniciaram-se com os trabalhos de George Gamow, Ralph Alpher e Robert Hermann nos anos 1940. Junto com Hans Bethe publicaram o seminário Alpher-Bethe-Gamow perfilando a teoria de produção dos elementos ligeiros no Universo promigenio. Estes consideravam ao Universo primigenio como um forno nuclear no qual podia se cozinhar a totalidade da tabela periódica dos elementos, especulação incorreta mas que lhes levou a predizer o fundo cósmico de microondas. Estes cálculos partiam de duas hipótese:

Durante os anos 1970, tinha um grande mistério como a densidade de bariones calculada na Nucleosíntesis primordial era muito menos que a massa observada do Universo baseada nos cálculos da taxa de expansão. Este mistério foi resolvido em grande parte postulando a existência da matéria escura.

Elementos pesados

A Nucleosíntesis do Big Bang não produziu elementos mais pesados que o berilio, graças ao pescoço de garrafa devido à ausência de núcleos estáveis com mais de 8 nucleones. Nas estrelas, o pescoço de garrafa passa por colisões triplos de núcleos de Tenho-4, produzindo carbono (o processo triplo-alfa). No entanto, este processo é muito lento, precisando dezenas de milhares de anos para converter uma soma significante de Helio em carbono nas estrelas e ademais sua contribuição é insignificante nos minutos que seguem ao Big Bang.

Helio-4

A Nucleosintesis do Big Bang prediz uma abundância primordial sobre 25% Helio-4 e este número é extremamente insensible às condições iniciais do Universo. A razão para isso é que o Tenho-4 é muito estável e quase todos seus neutrones combinar-se-ão com protones para formar o Tenho-4. Ademais, dois átomos de Tenho-4 não se podem combinar para formar um átomo estável, de tal maneira que quando se forma Tenho-4, segue sendo Tenho-4. Uma analogia é pensar no Tenho-4 como cinza e a soma de cinza que se forma quando uma peça de madeira arde completamente é insensible a como arde.

A abundância de Tenho-4 é importante porque há mais Tenho-4 no Universo que do que pode se explicar na nucleosíntesis estelar. Ademais, proporciona uma prova importante para a teoria do Big Bang. Se a abundância de Helio observada é bem mais diferentes de 25%, então isto sopondria uma séria oportunidade para a teoria. Isto particularmente seria a causa de que a abundância primigenia de Tenho-4 era muito menor de 25% porque era difícil de destruir. Durante uns quantos anos em meados dos anos 1990, as observações sugeriam que este poderia ser o caso, causando que os astrofísicos falassem sobre uma crise do Big Bang nucleosintético, mas as observações posteriores foram consistentes com a teoria do Big Bang.

Deuterio

O deuterio é em alguns casos o oposto ao Tenho-4 (que é muito estável e muito difícil de destruir), o deuterio é só marginalmente estável e fácil de destruir. Como o Tenho-4 é muito estável, há uma forte tendência de que dois núcleos de deuterio se combinem para formar Tenho-4. A única razão de que a Nucleosíntesis não converta todo o deuterio do Universo em Tenho-4 é que a expansão do Universo o arrefeceu e cortou esta conversão pouco dantes de se completar. Uma consequência disto é que ao invés que com o Tenho-4, a quantidade de deuterio é muito sensível às condições iniciais. A espesura do Universo é, quando mais deuterio se converta em Tenho-4 dantes de que o tempo se esgote e fique menos deuterio.

Não há processos pós-Big Bang que produzam significantes somas de deuterio. Ademais, as observações sobre a abundância de deuterio sugerem que o Universo não tem idade infinita, de acordo com a teoria do Big Bang. Durante os anos 1970, teve grandes esforços em encontrar processos que pudessem produzir deuterio, mas resultaram ser um caminho de produzir outros isótopos diferentes do deuterio. O problema foi que enquanto a concentração de deuterio no Universo é consistente com o modelo do Big Bang em conjunto, é altamente consistente com um modelo que presume que o Universo consiste em protones e neutrones. Se assume-se que todo o Universo consiste em protones e neutromes, a densidade do Universo é tal que grande parte do deuterio observado ter-se-ia queimado dando Tenho-4.

Esta inconsistencia entra as observações de deuterio e as observações da taxa de expansão do Universo conduziram a um grande esforço para encontrarprocesos que pudessem produzir deuterio. Após uma década de esforços, o consenso foi que estes processos são improváveis e a explicação regular utilizazda actualmente para a abundância de deuterio é que o Universo não consiste principalmente de bariones e que a matéria não bariónica (matéria escura) camufla grande parte da matéria do Universo. Esta explicação é também consistente com os cálculos que demonstram que um Universo está constituído principalmente de protones e neutrones estaria mais agrupado do que se observa.

É difícil que surjam processos que produzam deuterio mediante fusão nuclear. O que este processo precisaria é que a temperatura fosse o suficientemente quente como para produzir deuterop, mas não o suficiente como pára procudir Tenho-4 e que este processo imediatamente se enfirara a temperaturas não nucleares após não mais de unoc quantos minutos. Também, é necessário para que o deuterio se barra dantes de que volte a ocorrer.

Também é difícil produzir deuterio por fisión. O problema aqui de novo é que o deuterio está muito sujeito a processos nucleares e essas colisões entre núcleos atómicos provavelmente dêem como resultado da absorción nuclear ou do lançamento de neutrones livres ou partículas alfa. Durante os anos 1970, fizeram-se tentativas de utilizar espalación de raios cósmicos para produzir deuterio. Estas tentativas de produzir deuterio falharam, mas inesperadamente produziram outros elementos ligeiros.

Provas Observacionales e Estado da Nucleosíntesis

A teoria da Nucleosíntesis proporciona uma descrição matemática detalhada da produção de elementos" ligeiros: deuterio, Tenho-3, Tenho-4 e Li-7. Especificamente, a teoria proporciona predições cuantitativas precisas da mistura destes elementos, que são, as abundâncias primigenias.

Para provar estas predições, é necessário reconstruir as abundâncias primigenias como seja possível, por exemplo observando objectos astronómicos em que a muito pequena nucleosíntesis estelar tem tomado lugar (como certas galaxias anãs) ou observando objectos que estão bem longe e assim se podem ver em uma etapa muito temporã de sua evolução (como quasares distantes).

Como aparece acima, no desenho regular da nucleosíntesis, todas estas abundâncias elementares dependem da soma de matéria bariónica ordinária relativa à tadiación (fotones). Como o Universo é homogéneo, tem um único valor da relação barión-protón. Durante um longo tempo, isto significou que para provar a teoria da Nucleosíntesis do Big Bang contra as observações um se tinha que perguntar: podem todas as observações de elementos ligeiros ser explicadas com um valor singelo de relação barión-protón? Ou mais precisamente, permitindo a precisão finita das predições e as observações, a pergunta é: há alguma faixa de valores da relação barión-protón que possa estar de acordo com todas as observações?

Mais recentemente, a pergunta tem mudado: as observações de precisón da radiación de fundo de microondas com o WMAP dão um valor independente para a relação barión-protón. Utilizando este valor, estão as predições da Nucleosíntesis do Big Bang para as abundâncias dos elementos ligeiros de acuerco com as observações?

A resposta actual é um se: para o Tenho-4, há um bom acordo e para o Tenho-3 e o deuterio (onde a exactidão das medidas de abundância é maior), o acordo é inclusive maior. Para o Li-7, as observazciones e as predições dão a mesma ordem de magnitude, mas são diferentes em um factor de 2. No entanto, dadas as presunções que precisam se fazer para reconstruir a abundância primigenia de Li-7, é mais provável refletir incertezas no entendimento da física estelar que as imperfecciones em nosso entendimento da Nucleosíntesis do Big Bang. Este nível de acordo não é trivial e representa um sucesso imprevisível da cosmología moderna: a Nucleosíntesis do Big Bang extrapola os conteúdos e as condições do Universo actual (de uns 14.000 milhões de anos) para atrás até que sua idade era de um segundo e os resultados estão de acordo com a observação.[2]

Modelos Não Convencinales da Nucleosíntesis do Big Bang

Além do palco convencional da Nucleosíntesis do Big Bang há numerosos palcos não convencionais. Estes não deveriam se confundir com a cosmología não convencional: um palco não convencional da Nucleosíntesis primigenia assume que o Big Bang ocorreu, mas insere física adicional para ver como afecta às abundâncias dos elementos. Estas peças de fisica adicional são a relajación ou a eliminação da presunção de homogeneidad ou inserir novas partículas como neutrinos em massa.

Tem tido e continua tendo várias razões para pesquisar em teorias de nucleosíntesis primigenia não convencionais. O primeiro, que é de grande interesse histórico, é resolver inconsistencias entre as predições da Nucleosíntesis do Big Bang e as observações. Isto se provou que é de utilidade limitada, dado que as inconsistencias foram resolvidas por melhores observações e em muitos casos tentando mudar a nucleosíntesis resultáron abundâncias que eram mais inconsistentes com as observações. O segundo, que é principalmente o foco da nucleosíntesis a princípios do século XXI, é utilizas a nucleosíntesis para fixar os limites em teorias físicas especulativas ou desconhecidas. Por exemplo, a nucleosíntesis primigenia convencional assume que nenhuma hipotética partícula exótica envolvida na Nucleosíntesis. Pode-se inserir uma partícula hipotética (como um neutrino em massa) e ver que passa dantes de que a nucleosíntesis do Big Bang prediga que são muito diferentes das observações. Isto se fez satisfatoriamente para pôr limites à massa de um neutrino tau.

Enlaces externos

Para o público geral

Artigos técnicos

Referências

  1. ↑ Weiss, Achim. «Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis». Consultado o 24-02-2007.
  2. ↑ «Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation». Einstein On-line. Consultado o 24-02-2007.
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