Nucleosintesi del Big Bang - Big Bang nucleosynthesis

In cosmologia fisica , nucleosintesi (abbreviato BBN , noto anche come nucleosintesi primordiale , archeonucleosynthesis , archonucleosynthesis , protonucleosynthesis e paleonucleosynthesis ) è la produzione di nuclei diversi da quelli dei più leggeri isotopo di idrogeno ( idrogeno-1 , ¹ H, avente un singolo protone come nucleo) durante le prime fasi dell'Universo . La maggior parte dei cosmologi ritiene che la nucleosintesi primordiale abbia avuto luogo nell'intervallo da circa 10 secondi a 20 minuti dopo il Big Bang , e si calcola che sia responsabile della formazione della maggior parte dell'elio dell'universo come isotopo elio-4 ( ⁴ He ), insieme a piccole quantità di idrogeno isotopi di deuterio ( ² H o D), l' elio isotopo elio-3 ( ³ He), e una piccola quantità di litio isotopo litio-7 ( ⁷ Li). Oltre a questi nuclei stabili, sono stati prodotti anche due isotopi instabili o radioattivi : l' isotopo dell'idrogeno pesante trizio ( ³ H o T); e il berillio isotopo di berillio-7 ( ⁷ Be); ma questi isotopi instabili in seguito decadono rispettivamente in ³ He e ⁷ Li, come sopra.

In sostanza, tutti gli elementi più pesanti del litio sono stati creati molto più tardi, dalla nucleosintesi stellare nelle stelle in evoluzione ed esplosione.

Caratteristiche

Ci sono diverse caratteristiche importanti della nucleosintesi del Big Bang (BBN):

Le condizioni iniziali (rapporto neutroni-protoni) sono state fissate nel primo secondo dopo il Big Bang.
L'universo era molto vicino all'omogeneità in questo momento e fortemente dominato dalla radiazione .
La fusione dei nuclei è avvenuta tra circa 10 secondi e 20 minuti dopo il Big Bang; questo corrisponde all'intervallo di temperatura in cui l'universo era abbastanza freddo da consentire la sopravvivenza del deuterio, ma abbastanza caldo e denso da consentire che le reazioni di fusione si verificassero a una velocità significativa.
Era diffuso, comprendendo l'intero universo osservabile .

Il parametro chiave che permette di calcolare gli effetti della BBN è il rapporto numero barione/fotone, che è un piccolo numero di ordine 6 × 10 ⁻¹⁰ . Questo parametro corrisponde alla densità barionica e controlla la velocità con cui i nucleoni si scontrano e reagiscono; da questo è possibile calcolare le abbondanze degli elementi al termine della nucleosintesi. Sebbene il rapporto barione per fotone sia importante nel determinare le abbondanze degli elementi, il valore preciso fa poca differenza nell'immagine complessiva. Senza grandi cambiamenti alla stessa teoria del Big Bang, la BBN risulterà in abbondanze di massa di circa il 75% di idrogeno-1, circa il 25% di elio-4 , circa lo 0,01% di deuterio ed elio-3 , tracce (dell'ordine di 10 ^-10 ) di litio, e trascurabili elementi più pesanti. Che le abbondanze osservate nell'universo siano generalmente coerenti con questi numeri di abbondanza è considerato una forte prova per la teoria del Big Bang.

In questo campo, per ragioni storiche, è consuetudine citare la frazione di elio-4 in massa , simbolo Y, per cui 25% di elio-4 significa che gli atomi di elio-4 rappresentano il 25% della massa , ma meno dell'8% di i nuclei sarebbero nuclei di elio-4. Altri nuclei (traccia) sono generalmente espressi come rapporti numerici rispetto all'idrogeno. I primi calcoli dettagliati delle abbondanze isotopiche primordiali risalgono al 1966 e sono stati perfezionati nel corso degli anni utilizzando stime aggiornate delle velocità di reazione nucleare in ingresso. Il primo studio sistematico Monte Carlo sull'impatto delle incertezze sulla velocità di reazione nucleare sulle previsioni degli isotopi, nell'intervallo di temperatura pertinente, è stato effettuato nel 1993.

Parametri importanti

La creazione di elementi luminosi durante la BBN dipendeva da una serie di parametri; tra questi c'era il rapporto neutrone-protone (calcolabile dalla fisica del modello standard ) e il rapporto barione-fotone.

Rapporto neutrone-protone

Il rapporto neutrone-protone è stato fissato dalla fisica del Modello Standard prima dell'era della nucleosintesi, essenzialmente entro il primo secondo dopo il Big Bang. I neutroni possono reagire con positroni o neutrini elettronici per creare protoni e altri prodotti in una delle seguenti reazioni:

{\ce {n\ +e+<=>{\overline {\nu }}_{e}+p}}

{\ce {n \ + \nu_{e}<=> p + e-}}

A volte molto prima di 1 secondo, queste reazioni sono state veloci e hanno mantenuto il rapporto n/p vicino a 1:1. Quando la temperatura è scesa, l'equilibrio si è spostato a favore dei protoni a causa della loro massa leggermente inferiore e il rapporto n/p è diminuito gradualmente. Queste reazioni sono continuate fino a quando la diminuzione della temperatura e della densità ha reso le reazioni troppo lente, che si sono verificate a circa T = 0,7 MeV (tempo circa 1 secondo) ed è chiamata temperatura di congelamento. Al congelamento, il rapporto neutrone-protone era di circa 1/6. Tuttavia, i neutroni liberi sono instabili con una vita media di 880 sec; alcuni neutroni sono decaduti nei minuti successivi prima di fondersi in qualsiasi nucleo, quindi il rapporto tra neutroni totali e protoni dopo la fine della nucleosintesi è di circa 1/7. Quasi tutti i neutroni che si sono fusi invece di decadere sono finiti combinati in elio-4, a causa del fatto che l'elio-4 ha la più alta energia di legame per nucleone tra gli elementi leggeri. Ciò predice che circa l'8% di tutti gli atomi dovrebbe essere elio-4, portando a una frazione di massa di elio-4 di circa il 25%, che è in linea con le osservazioni. Piccole tracce di deuterio ed elio-3 sono rimaste poiché non c'era tempo e densità sufficienti per reagire e formare l'elio-4.

Rapporto barione-fotone

Il rapporto barione-fotone, , è il parametro chiave che determina le abbondanze degli elementi leggeri al termine della nucleosintesi. I barioni e gli elementi leggeri possono fondersi nelle seguenti reazioni principali:

{\ce {p + n -> ^2H + \gamma}}

{\ce {p + ^2H -> ^3He + \gamma}}

{\ce {^2H + ^2H -> ^3He + n}}

{\ce {^2H + ^2H -> ^3H + p}}

{\ce {^3He + ^2H -> ^4He + p}}

{\ce {^3H + ^2H -> ^4He + n}}

insieme ad alcune altre reazioni a bassa probabilità che portano a ⁷ Li o ⁷ Be. (Una caratteristica importante è che non ci sono nuclei stabili con massa 5 o 8, il che implica che non si verificano reazioni aggiungendo un barione a ⁴ He, o fondendo due ⁴ He). La maggior parte delle catene di fusione durante la BBN alla fine termina in ⁴ He (elio-4), mentre le catene di reazione "incomplete" portano a piccole quantità di ² H o ³ He rimanenti ; la quantità di questi diminuisce all'aumentare del rapporto barione-fotone. Cioè, maggiore è il rapporto barione-fotone, più reazioni ci saranno e più efficientemente il deuterio verrà trasformato in elio-4. Questo risultato rende il deuterio uno strumento molto utile per misurare il rapporto barione/fotone.

Sequenza

La nucleosintesi del Big Bang è iniziata circa 10 secondi dopo il big bang, quando l'universo si era raffreddato a sufficienza da consentire ai nuclei di deuterio di sopravvivere all'interruzione dei fotoni ad alta energia. (Si noti che il tempo di congelamento neutrone-protone era precedente). Questo tempo è essenzialmente indipendente dal contenuto di materia oscura, poiché l'universo era fortemente dominato dalla radiazione fino a molto tempo dopo, e questa componente dominante controlla la relazione temperatura/tempo. A quel tempo c'erano circa sei protoni per ogni neutrone, ma una piccola frazione dei neutroni decade prima di fondersi nelle prossime centinaia di secondi, quindi alla fine della nucleosintesi ci sono circa sette protoni per ogni neutrone, e quasi tutti i neutroni sono nei nuclei di Elio-4.

Una caratteristica della BBN è che le leggi fisiche e le costanti che governano il comportamento della materia a queste energie sono molto ben comprese, e quindi la BBN manca di alcune delle incertezze speculative che caratterizzano i periodi precedenti della vita dell'universo. Un'altra caratteristica è che il processo di nucleosintesi è determinato dalle condizioni all'inizio di questa fase della vita dell'universo, e procede indipendentemente da ciò che è accaduto prima.

Man mano che l'universo si espande, si raffredda. I neutroni liberi sono meno stabili dei nuclei di elio e protoni e neutroni hanno una forte tendenza a formare elio-4. Tuttavia, la formazione dell'elio-4 richiede la fase intermedia della formazione del deuterio. Prima che iniziasse la nucleosintesi, la temperatura era abbastanza alta da permettere a molti fotoni di avere un'energia maggiore dell'energia di legame del deuterio; quindi qualsiasi deuterio che si formava veniva immediatamente distrutto (situazione nota come "collo di bottiglia del deuterio"). Quindi, la formazione di elio-4 è ritardata fino a quando l'universo non diventa abbastanza freddo da consentire la sopravvivenza del deuterio (a circa T = 0,1 MeV); dopo di che ci fu un'improvvisa esplosione di formazione di elementi. Tuttavia, molto poco dopo, circa venti minuti dopo il Big Bang, la temperatura e la densità divennero troppo basse perché si verificasse una fusione significativa. A questo punto, le abbondanze elementali erano quasi fisse e gli unici cambiamenti erano il risultato del decadimento radioattivo dei due principali prodotti instabili di BBN, trizio e berillio-7 .

Storia della teoria

La storia della nucleosintesi del Big Bang è iniziata con i calcoli di Ralph Alpher negli anni '40. Alpher pubblicò il documento Alpher-Bethe-Gamow che delineava la teoria della produzione di elementi luminosi nell'universo primordiale.

Durante gli anni '70, c'era un grande enigma in quanto la densità dei barioni calcolata dalla nucleosintesi del Big Bang era molto inferiore alla massa osservata dell'universo sulla base delle misurazioni delle curve di rotazione delle galassie e della dinamica degli ammassi di galassie. Questo enigma è stato risolto in gran parte postulando l'esistenza della materia oscura .

Elementi pesanti

Una versione della tavola periodica che indica le origini – inclusa la nucleosintesi del big bang – degli elementi. Tutti gli elementi superiori a 103 ( lawrencium ) sono anch'essi creati dall'uomo e non sono inclusi.

La nucleosintesi del Big Bang ha prodotto pochissimi nuclei di elementi più pesanti del litio a causa di un collo di bottiglia: l'assenza di un nucleo stabile con 8 o 5 nucleoni . Questo deficit di atomi più grandi ha anche limitato le quantità di litio-7 prodotte durante la BBN. Nelle stelle , il collo di bottiglia è superato da triple collisioni di nuclei di elio-4, producendo carbonio ( processo triplo alfa ). Tuttavia, questo processo è molto lento e richiede densità molto più elevate, impiegando decine di migliaia di anni per convertire una quantità significativa di elio in carbonio nelle stelle, e quindi ha dato un contributo trascurabile nei minuti successivi al Big Bang.

L'abbondanza prevista di isotopi CNO prodotti nella nucleosintesi del Big Bang dovrebbe essere dell'ordine di 10 ⁻¹⁵ quella di H, rendendoli essenzialmente non rilevabili e trascurabili. In effetti, nessuno di questi isotopi primordiali degli elementi dal berillio all'ossigeno è stato ancora rilevato, sebbene quelli del berillio e del boro potrebbero essere rilevati in futuro. Finora, gli unici nuclidi stabili conosciuti sperimentalmente per essere stati realizzati prima o durante la nucleosintesi del Big Bang sono prozio, deuterio, elio-3, elio-4 e litio-7.

Elio-4

La nucleosintesi del Big Bang prevede un'abbondanza primordiale di circa il 25% di elio-4 in massa, indipendentemente dalle condizioni iniziali dell'universo. Finché l'universo era abbastanza caldo da permettere a protoni e neutroni di trasformarsi facilmente l'uno nell'altro, il loro rapporto, determinato esclusivamente dalle loro masse relative, era di circa 1 neutrone per 7 protoni (consentendo un certo decadimento dei neutroni in protoni). Una volta abbastanza freddo, i neutroni si legano rapidamente a un numero uguale di protoni per formare prima il deuterio, poi l'elio-4. L'elio-4 è molto stabile ed è quasi la fine di questa catena se scorre solo per un breve periodo, poiché l'elio non decade né si combina facilmente per formare nuclei più pesanti (poiché non ci sono nuclei stabili con numero di massa di 5 o 8, l'elio non si combina facilmente né con i protoni, né con se stesso). Una volta abbassate le temperature, su 16 nucleoni (2 neutroni e 14 protoni), 4 di questi (25% delle particelle totali e della massa totale) si combinano rapidamente in un nucleo di elio-4. Questo produce un elio ogni 12 idrogeni, risultando in un universo che è poco più dell'8% di elio in numero di atomi e 25% di elio in massa.

Un'analogia è pensare all'elio-4 come cenere, e la quantità di cenere che si forma quando si brucia completamente un pezzo di legno è insensibile a come lo si brucia. Il ricorso alla teoria della BBN dell'abbondanza di elio-4 è necessario in quanto c'è molto più elio-4 nell'universo di quanto possa essere spiegato dalla nucleosintesi stellare . Inoltre, fornisce un test importante per la teoria del Big Bang. Se l'abbondanza di elio osservata è significativamente diversa dal 25%, ciò rappresenterebbe una seria sfida per la teoria. Questo sarebbe particolarmente vero se l'abbondanza iniziale di elio-4 fosse molto inferiore al 25% perché è difficile distruggere l'elio-4. Per alcuni anni durante la metà degli anni '90, le osservazioni hanno suggerito che questo potrebbe essere il caso, inducendo gli astrofisici a parlare di una crisi nucleosintetica del Big Bang, ma ulteriori osservazioni erano coerenti con la teoria del Big Bang.

Deuterio

Il deuterio è in qualche modo l'opposto dell'elio-4, in quanto mentre l'elio-4 è molto stabile e difficile da distruggere, il deuterio è solo marginalmente stabile e facile da distruggere. Le temperature, il tempo e le densità erano sufficienti per combinare una frazione sostanziale dei nuclei di deuterio per formare elio-4 ma insufficienti per portare avanti il processo utilizzando l'elio-4 nella successiva fase di fusione. La BBN non ha convertito tutto il deuterio nell'universo in elio-4 a causa dell'espansione che ha raffreddato l'universo e ridotto la densità, e quindi ha interrotto tale conversione prima che potesse procedere oltre. Una conseguenza di ciò è che, a differenza dell'elio-4, la quantità di deuterio è molto sensibile alle condizioni iniziali. Più denso era l'universo iniziale, più deuterio sarebbe stato convertito in elio-4 prima dello scadere del tempo e meno deuterio sarebbe rimasto.

Non sono noti processi post-Big Bang in grado di produrre quantità significative di deuterio. Quindi le osservazioni sull'abbondanza del deuterio suggeriscono che l'universo non è infinitamente vecchio, il che è in accordo con la teoria del Big Bang.

Durante gli anni '70, ci furono grandi sforzi per trovare processi in grado di produrre deuterio, ma questi rivelarono modi per produrre isotopi diversi dal deuterio. Il problema era che mentre la concentrazione di deuterio nell'universo è coerente con il modello del Big Bang nel suo insieme, è troppo alta per essere coerente con un modello che presuppone che la maggior parte dell'universo sia composta da protoni e neutroni . Se si assume che tutto l'universo sia costituito da protoni e neutroni, la densità dell'universo è tale che gran parte del deuterio attualmente osservato sarebbe stato bruciato in elio-4. La spiegazione standard ora utilizzata per l'abbondanza di deuterio è che l'universo non consiste principalmente di barioni, ma che la materia non barionica (nota anche come materia oscura ) costituisce la maggior parte della massa dell'universo. Questa spiegazione è anche coerente con i calcoli che mostrano che un universo composto principalmente da protoni e neutroni sarebbe molto più grumoso di quanto si osserva.

È molto difficile trovare un altro processo che produca deuterio diverso dalla fusione nucleare. Un tale processo richiederebbe che la temperatura sia abbastanza calda da produrre deuterio, ma non abbastanza calda da produrre elio-4, e che questo processo dovrebbe immediatamente raffreddarsi a temperature non nucleari dopo non più di pochi minuti. Sarebbe anche necessario spazzare via il deuterio prima che si ripresenti.

Anche la produzione di deuterio per fissione è difficile. Il problema anche qui è che il deuterio è molto improbabile a causa dei processi nucleari e che è probabile che le collisioni tra i nuclei atomici provochino la fusione dei nuclei o il rilascio di neutroni liberi o particelle alfa . Durante gli anni '70, la spallazione dei raggi cosmici fu proposta come fonte di deuterio. Questa teoria non è riuscita a spiegare l'abbondanza di deuterio, ma ha portato a spiegazioni sulla fonte di altri elementi luminosi.

Litio

Il litio-7 e il litio-6 prodotti nel Big Bang sono dell'ordine di: il litio-7 è 10 ^-9 di tutti i nuclidi primordiali; e litio-6 circa 10 ^-13 .

Misure e stato della teoria

La teoria della BBN fornisce una descrizione matematica dettagliata della produzione degli "elementi" leggeri deuterio, elio-3, elio-4 e litio-7. Nello specifico, la teoria fornisce precise previsioni quantitative per la miscela di questi elementi, cioè le abbondanze primordiali alla fine del big-bang.

Per verificare queste previsioni è necessario ricostruire il più fedelmente possibile le abbondanze primordiali, ad esempio osservando oggetti astronomici in cui è avvenuta pochissima nucleosintesi stellare (come certe galassie nane ) o osservando oggetti molto lontani lontano, e quindi può essere visto in una fase molto precoce della loro evoluzione (come quasar distanti ).

Come notato sopra, nell'immagine standard della BBN, tutte le abbondanze degli elementi leggeri dipendono dalla quantità di materia ordinaria ( barioni ) relativa alla radiazione ( fotoni ). Poiché si presume che l' universo sia omogeneo , ha un valore unico del rapporto barione/fotone. Per molto tempo, ciò ha significato che per testare la teoria della BBN rispetto alle osservazioni ci si doveva chiedere: tutte le osservazioni degli elementi leggeri possono essere spiegate con un unico valore del rapporto barione/fotone? O più precisamente, tenendo conto della precisione finita sia delle previsioni che delle osservazioni, ci si chiede: esiste un intervallo di valori barione-fotone che possa spiegare tutte le osservazioni?

Più recentemente, la domanda è cambiata: le osservazioni di precisione della radiazione cosmica di fondo a microonde con la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e Planck forniscono un valore indipendente per il rapporto barione/fotone. Usando questo valore, le previsioni della BBN per le abbondanze degli elementi leggeri sono in accordo con le osservazioni?

L'attuale misurazione dell'elio-4 indica un buon accordo, ma anche un migliore accordo per l'elio-3. Ma per il litio-7, c'è una discrepanza significativa tra BBN e WMAP/Planck e l'abbondanza derivata dalle stelle di Popolazione II . La discrepanza è un fattore di 2,4―4,3 al di sotto del valore teoricamente previsto ed è considerata un problema per i modelli originali, che hanno portato a calcoli rivisti della BBN standard basati su nuovi dati nucleari e a varie proposte di rivalutazione per protone-protone primordiale reazioni nucleari , specialmente le abbondanze di ⁷ Be + n → ⁷ Li + p , contro ⁷ Be + ² H → ⁸ Be + p .

Scenari non standard

Oltre allo scenario BBN standard, esistono numerosi scenari BBN non standard. Questi non devono essere confusi con la cosmologia non standard : uno scenario BBN non standard presuppone che si sia verificato il Big Bang, ma inserisce fisica aggiuntiva per vedere come ciò influenzi le abbondanze elementali. Questi pezzi di fisica aggiuntiva includono il rilassamento o la rimozione dell'assunzione di omogeneità o l'inserimento di nuove particelle come i neutrini massicci .

Ci sono state, e continuano ad esserci, varie ragioni per ricercare la BBN non standard. Il primo, che è in gran parte di interesse storico, è quello di risolvere le incongruenze tra le previsioni e le osservazioni della BBN. Ciò si è rivelato di utilità limitata in quanto le incongruenze sono state risolte da osservazioni migliori e, nella maggior parte dei casi, il tentativo di modificare la BBN ha prodotto abbondanze più incoerenti con le osservazioni piuttosto che minori. La seconda ragione per ricercare la BBN non standard, e in gran parte l'obiettivo della BBN non standard all'inizio del 21° secolo, è usare la BBN per porre limiti alla fisica sconosciuta o speculativa. Ad esempio, la BBN standard presuppone che nessuna ipotetica particella esotica sia stata coinvolta nella BBN. Si può inserire un'ipotetica particella (come un neutrino massiccio) e vedere cosa deve succedere prima che la BBN preveda abbondanze molto diverse dalle osservazioni. Questo è stato fatto per porre dei limiti alla massa di un neutrino tau stabile .

Guarda anche

Riferimenti

link esterno

Per un pubblico generico

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