Nucleossíntese primordial

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Em Cosmologia, a nucleossíntese primordial (ou nucleossíntese do Big Bang) se refere a um período de 10 segundos a 20 minutos que se iniciou após o Big Bang, durante o qual foram formados alguns elementos químicos leves: o abundante hidrogênio-1 (¹H), também conhecido como prótio, seu isótopo, o deutério (²H ou D), os isótopos hélio-3 (³He), hélio-4 (⁴He) e lítio-7 (⁷Li). Além desses núcleos estáveis foram também foram produzidos dois isótopos instáveis: o trítio (³H) e o berílio-7 (⁷Be).

História da teoria

Principais cadeias de reações nucleares na nucleossíntese primordial.

A teoria que descreve a formação dos elementos químicos primordiais, conhecida como teoria Alpher-Bethe-Gamow, foi elaborada por Ralph Alpher quando era doutorando em física, orientado por George Gamow. A tese de Alpher afirmava que o Big Bang deveria criar hidrogênio, hélio e elementos mais pesados em determinadas proporções para explicar sua abundância no universo primordial.

Em 1 de abril de 1948, foi publicado um artigo na Physical Review por Ralph Alpher, Hans Bethe e George Gamow, intitulado "A Origem dos Elementos Químicos". O trabalho ficou conhecido como αβγ paper, pois os sobrenomes dos autores fazia uma alusão às três primeiras letras do alfabeto grego - alfa, beta e gama (α, β, γ). No entanto, esta configuração de autores não foi uma coincidência: Gamow era famoso por seu senso de humor e adicionou seu amigo Bethe, conhecido por seu trabalho com nucleossíntese estelar, para fazer o trocadilho com o alfabeto grego. Na época, Alpher como estudante de doutorado se opôs à adição de Bethe, pois o nome do físico poderia ofuscar sua contribuição no trabalho, mas Gamow publicou o artigo apesar das objeções.

A criação de elementos leves

Durante o curto período de nucleossíntese a formação de elementos dependia de uma série de parâmetros - hoje observado através do Modelo Padrão da física de partículas - principalmente partículas elementares.

Razão entre nêutrons e prótons

Um importante vínculo para os modelos cosmológicos é a razão nêutrons/prótons. Nos primeiros segundos de formação do universo $(t\approx 10^{-4}s)$ com temperaturas $T=10^{12}K$ a taxa de formação destas partículas permanecia praticamente constante:

• $n\rightarrow e^{-}+{\bar {v}}_{e}$ (decaimento beta): nesta caso o nêutron pode decair em um próton e um antineutrino associado ao elétron.
• $p+e^{-}\rightarrow n+v_{e}$ (captura de elétron): o próton se une a um elétron gerando um nêutron e um neutrino relacionado ao elétron; para que ocorra esta reação a energia do elétron deve ser $E>(m_{n}-m_{p})c^{2}$ para que ocorra a conservação de energia.

Quando a temperatura diminui, a taxa de produção de próton é mais alta devido à massa do nêutron ser ligeiramente superior à do próton, consequentemente a razão entre as partículas diminui.

Formação de Deutério

O elemento mais simples formado é o Deutério, o núcleo atômico é composto por um próton e um nêutron. Na sua reação $p+n\rightarrow D+\gamma$ também são gerados fótons de radiação gama. Esta abundância de fótons altamente energéticos é muito maior que a de bárions, por isso o deutério sofre foto-dissociação para altas temperaturas quando $T_{D}\approx 8\times 10^{8}K(t\sim 3min)$ , assim a taxa de Deutério produzida se torna maior que a destruída atingindo uma densidade considerável, que após um período muito curto devido a forte interação, virtualmente todos nêutrons vinculam-se ao Deutério.

O ³He é formado da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de Deutério.

Hélio-4

Devida a alta densidade de Deutério quase toda sua produção se transforma em ⁴He, em que é basicamente formado pela captura de um Deutério pelo Trítio, ou pela colisão de dois núcleos de ³He . Este elemento possui uma energia de ligação alta (núcleo de dois prontos e dois nêutrons) e não sofre foto-dissociação,

Abundância de Hélio

Com a formação de ⁴He, virtualmente todos os nêutrons estão presos em seu núcleo. A partir desta informação pode-se estimar a abundância de Hélio primordial dividindo as densidades numéricas do número de nêutrons por dois: $n_{He}=n_{n}/2$. Sendo assim, a fração de massa Y de ⁴He é dada por:

$Y={4n_{He} \over 4n_{He}+n_{H}}={2n_{n} \over n_{p}+n_{n}}={2(2n_{n}/n_{p}) \over {1+(n_{n}+n_{p})}}\approx 0,25$

Em que, a massa de Hélio é dividida pela massa total (massa de Hélio mais Hidrogênio (ou prótons)). Note que foi considerado uma aproximação, na qual o ⁴He é quatro vezes "mais pesado" que o H; os prótons livres neste momento estão ligados ao ⁴He ou Hidrogênio, a diferença de densidades entre essas duas partículas deve ser igual à densidade de hidrogênio $n_{H}=n_{p}+n_{n}$. E, é conhecido que a razão $n_{n}/n_{p}\approx 1/7$ em $T=T_{D}\approx 8\times 10^{8}K$ . Portanto, a partir destas previsões, os modelos cosmológicos preveem aproximadamente 1/4 da matéria bariônica neste período era composto por ⁴He.

Ver também

• Nucleossíntese