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.
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. 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; se extendió, rodeando el Universo observable.
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 berilio 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).
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 primeros estudios de nucleosíntesis primordial se iniciaron con los trabajos de George Gamow, Ralph Alpher y Robert Hermann en los años 1940. Junto con Hans Bethe publicaron el seminario Alpher-Bethe-Gamow perfilando la teoría de producción de los elementos ligeros en el Universo primigenio. Estos consideraban al Universo primigenio como un horno nuclear en el cual podía cocinarse la totalidad de la tabla periódica de los elementos, especulación incorrecta, pero que les llevó a predecir el fondo cósmico de microondas. Estos cálculos partían de dos hipótesis:
El Universo, homogéneo e isótropo, puede describirse mediante la teoría de la relatividad general. La temperatura del Universo en sus fases iniciales era lo suficientemente elevada como para presentar un estado de equilibrio estadístico nuclear entre las distintas especies.
Durante los años 1970, había un gran misterio debido a que la densidad de bariones calculada en la Nucleosíntesis primordial era mucho menos que la masa observada del Universo basada en los cálculos de la tasa de expansión. Este misterio fue resuelto en gran parte postulando la existencia de la materia oscura.
Elementos pesados La Nucleosíntesis del Big Bang no produjo elementos más pesados que el berilio, gracias al cuello de botella debido a la ausencia de núcleos estables con más de 8 nucleones. En las estrellas, el cuello de botella se pasa por colisiones triples de núcleos de He-4, produciendo carbono (el proceso triple-alfa). Sin embargo, este proceso es muy lento, necesitando decenas de miles de años para convertir una suma significante de Helio en carbono en las estrellas y además su contribución es insignificante en los minutos que siguen al Big Bang.
Helio-4 La nucleosintesis del Big Bang predice una abundancia primordial sobre 25 % Helio-4 y este número es extremadamente insensible a las condiciones iniciales del Universo. La razón para ello es que el He-4 es muy estable y casi todos sus neutrones se combinarán con protones para formar el He-4. Además, dos átomos de He-4 no se pueden combinar para formar un átomo estable, de tal manera que cuando se forma He-4, sigue siendo He-4. Una analogía es pensar en el He-4 como ceniza y la suma de ceniza que se forma cuando una pieza de madera arde completamente es insensible a cómo arde.
La abundancia de He-4 es importante porque hay más He-4 en el Universo que del que puede explicarse en la nucleosíntesis estelar. Además, proporciona una prueba importante para la teoría del Big Bang. Si la abundancia de Helio observada es muy diferente del 25 %, entonces esto supondría un serio problema para la teoría. Esto particularmente sería el caso si la abundancia primigenia de He-4 era mucho menor del 25 % porque el He-4 es difícil de destruir. Durante unos cuantos años a mediados de los años 1990, las observaciones sugerían que este podría ser el caso, causando que los astrofísicos hablaran sobre una crisis del Big Bang nucleosintético, pero las observaciones posteriores fueron consistentes con la teoría del Big Bang.
Deuterio El deuterio es en algunos casos el opuesto al He-4 (que es muy estable y muy difícil de destruir), el deuterio es solo marginalmente estable y fácil de destruir. Como el He-4 es muy estable, hay una fuerte tendencia de que dos núcleos de deuterio se combinen para formar He-4. La única razón de que la Nucleosíntesis no convierta todo el deuterio del Universo en He-4 es que la expansión del Universo lo enfrió y cortó esta conversión poco antes de completarse. Una consecuencia de esto es que al contrario que con el He-4, la cantidad de deuterio es muy sensible a las condiciones iniciales. Cuanto más grande es el universo, más deuterio se convierta en He-4 y queda menos deuterio.