Nucleossíntese primordial
# 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 ($^1$H), também conhecido como prótio, seu isótopo, o deutério ($^2$H ou D), os isótopos hélio-3 ($^3$He), hélio-4 ($^4$He) e lítio-7 ($^7$Li). Além desses núcleos estáveis foram também produzidos dois isótopos instáveis: o trítio ($^3$H) e o berílio-7 ($^7$Be).

## História da teoria

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. 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:
* $n\rightarrow p+e^{-}+{\bar {v}}_{e}$ (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, cujo núcleo atômico é composto por um próton e um nêutron. Na 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 e, por isso, o deutério sofre foto-dissociação em altas temperaturas, no caso quando $T_{D}\approx 8\times 10^{8}{\textrm {K}}\ (t\sim 3\ {\textrm {min}})$ Assim a taxa de produção de deutério se torna maior que a de destruição, atingindo uma densidade considerável. Após um período muito curto devido à forte interação, virtualmente todos nêutrons vinculam-se ao deutério. O $^3$He, por sua vez, é formado a partir da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de deutério.

### Hélio-4

Devida à alta densidade de deutério, quase toda sua produção se transforma em $^4$He, basicamente formado pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de $^3$He Esse isótopo possui uma energia de ligação alta (núcleo constituído por dois prótons e dois nêutrons) e não sofre foto-dissociação.

#### Abundância de hélio

Com a formação do isótopo $^4$He, virtualmente todos os nêutrons estão presos em seu núcleo. A partir desta informação pode-se estimar a abundância de hélio-4 primordial dividindo as densidades numéricas do número de nêutrons por dois: $n_{He}=n_{n}/2$. Sendo assim, a fração de massa Y de $^4$He é dada por:
$Y={m_{He} \over m_{He}+m_{H}}\approx {4n_{He}m_{H} \over 4n_{He}m_{H}+n_{H}m_{H}}={4n_{He} \over 4n_{He}+n_{H}}={2n_{n} \over n_{p}+n_{n}}={2n_{n}/n_{p} \over {1+(n_{n}/n_{p})}}\approx 0,25$
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 $^4$He é quatro vezes "mais pesado" que o H; os prótons livres neste momento estão ligados ao $^4$He ou hidrogênio, a diferença de densidades entre essas duas partículas deve ser igual à densidade de hidrogênio $n_{H}=n_{p}-n_{n}$. É previsto também 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 que 1/4 da matéria bariônica neste período era composto por $^4$He. Com o resfriamento do Universo este conteúdo de $^4$He irá mudar devido a produção de estrelas em aproximadamente 100 milhões de anos após o Big Bang.
Uma das formas de testar as previsões da abundância de Hélio primordial é encontrando galáxias onde a formação de estrelas é recente, nelas a abundância de Hélio ainda não foi modificado pela Nucleossíntese Estelar. Um exemplo de galáxia é a I Zwicky 18, que é muito pobre em metais (lembrando que em astrofísica considera-se os elementos além do Hélio e Hidrogênio como "metais"). Além disso, também são usados dados da radiação cósmica de fundo em micro-ondas.

### Lítio

O lítio-7, segundo os resultados das observações da sonda WMAP e observações de estrelas da População II, mostram uma discrepância para sua estimativa primordial por um fator de 2,4 - 4,3 - atualmente é considerado um problema para muitos modelos.

## Densidade de bárions e a evidência de matéria escura

A partir dos dados de 2015 da sonda Planck e utilizando o modelo Lambda-CDM, foram estimados os parâmetros cosmológicos da densidade de bárions em $\Omega _{b}=$ 0,0486 ± 0,0010 — matéria que se refere a todo o material composto principalmente de prótons, nêutrons e elétrons. No entanto as observações astronômicas e as previsões do modelo estimam o parâmetro cosmológico de matéria no Universo em $\Omega _{m}=$ 0,3089 ± 0,0062. A diferença entre os parâmetros cosmológicos pode evidenciar um outro tipo de matéria, chamada de matéria escura e seu valor (ainda uma estimativa diante das últimas pesquisas) segundo o modelo é $\Omega _{c}=$ 0, 2589 ± 0,0057.

## Status da teoria

Além do cenário padrão da Teoria de nucleossíntese primordial, existem outros não padronizados. Estes não devem ser confundidos com teorias que não pressupõe um Big Bang, mas insere a possibilidade de uma física adicional para prever como as abundâncias elementares primordiais aconteceram. Esta física adicional inclui relaxar ou remover a suposição de homogeneidade do universo, ou inserir novas partículas, como os neutrinos.