I primi tre minuti. Nucleosintesi

• Alla fine dell'epoca GUT (cioè dopo che le quattro forse si sono separate) dovrebbe esserci stata un'accelerazione rapida (inflazione) che spiega la piattezza dell'Universo, il cui raggio è passato in 10^-33 secondi da 10^-26 metri a 10 centimetri.

• Dopo 10^-10 secondi finisce l'epoca elettrodebole: le quattro forze fondamentali sono separate e il plasma è in equilibrio termodinamico, stato caratterizzato dalla Temperatura.

• Dopo 10^-4 secondi i quark liberi formano neutroni e protoni e quindi inizia l'epoca degli adroni; nel primo secondo il raggio dell'Universo raggiunge la dimensione di qualche anno-luce.

• Dopo 1 secondo dal Big Bang avviene il disaccoppiamento dei neutrini, la radiazione fossile che si propaga nell'Universo contiene per ogni specie 115 neutrini fossili per cm³; i nuclei non si possono ancora formare finché i fotoni sono troppo energetici

• Quando la temperatura scende sotto i 10¹⁰ K neutroni e protoni si combinano a formare nuclei leggeri. Il processo detto nucleosintesi dura all'incirca tre minuti.

 Una nota di mooolta cautela: che tutto ciò che sappiamo circa l'universo al di fuori del Sistema Solare viene essenzialmente dalla raccolta di fotoni!  Così, possiamo osservare direttamente l'universo solo dove è trasparente (cioè, dopo il tempo di ricombinazione, quando l'universo aveva circa 300.000 anni). La conoscenza dell'universo precedente viene da deduzioni indirette. Per esempio, la teoria dell'inflazione è presa sul serio (spiegherò dopo) perché è consistente con  le leggi della fisica come noi le intendiamo: spiega proprietà osservate dell'universo, come l'omogeneità e planarità dell'universo al momento della ricombinazione.

(1) Nel corso dei primi quattro secondi dell'universo, la materia si è formata da produzione di coppie protoni-antiprotoni.

I primi tre minuti dell'universo sono quando elementi leggeri, come l'idrogeno ed elio, sono stati formati. Siamo in grado di controllare le nostre teorie sulla nucleosintesi durante i primi 3 minuti, confrontando le quantità previste di H e He con quantità, che sono, in realtà, osservate. Le stelle molto antiche conosciute hanno il seguente proporzione di elementi:

75% H 25% He,  0,01% elementi più pesanti.

Gli elementi più pesanti dell'elio sono sintetizzati nelle stelle. Ma da dove proviene tutto l'elio presente nella più antica generazione di stelle? Deve essersi formato prima delle prime stelle. Del resto, da dove viene l'idrogeno? Perché l'universo non contiene praticamente nulla, se non fotoni?

Due fotoni possono collidere per formare una coppia particella-antiparticella se l'energia di ogni fotone è superiore all'equivalente energia (E = mc² !) della particella o antiparticella. Due fotoni, ciascuno un'energia superiore a 10^-12 joule, possano entrare in collisione per formare una coppia protone-antiprotone. Questo processo è noto come produzione di coppie.

Viceversa, una particella e antiparticella possono scontrarsi per formare una coppia di fotoni. Per esempio, una collisione protone-antiprotone ad una velocità relativamente bassa produrrà una coppia di fotoni, ognuna con un'energia di 10^-10 joule. (Questa è una elevata energia per un fotone, corrispondente ad un estremamente energico raggio gamma.) Il processo di conversione di un coppia particella-antiparticella fotoni è noto come annichilazione.

a- Quando l'universo aveva meno di 0,0001 secondi, i fotoni del fondo cosmico erano così energetici, da formare coppie protone-antiprotone. Tuttavia, le coppie protone-antiprotone sono state continuamente annichilite in raggi gamma.

b- Ad un'età di 0.0001 secondi, la temperatura dell'universo scende sotto 10 miliardi di gradi Kelvin. A questa temperatura, l'energia media fotone è 10^-10 joule, l'equivalente energetico di un protone o antiprotone. Produzione di coppie di protoni si ferma (i fotoni sono scesi sotto l'energia necessaria), ma l'annichilazione di protoni continua.

c- Grazie ad una sottile "parzialità" o asimmetria delle leggi della fisica, tuttavia, la produzione di protoni è leggermente favorita rispetto alla produzione di antiprotoni. Ogni miliardo di antiprotoni, ci saranno un miliardo e uno protoni. Quindi, ecco la situazione dopo le tappe di produzione delle coppie:

1 miliardo e 1 protoni 1 miliardo di antiprotoni -> 2 miliardi di fotoni 1 protone

Ora abbiamo una situazione in cui l'universo contiene un sacco di fotoni, qualche protone e nessun antiprotone. Siamo affermare che i protoni  si sono `` congelati '', dal momento che non vengono più prodotti o annichiliti.

I neutroni hanno circa la stessa massa dei protoni, in modo da congelarsi come i protoni. Elettroni e positroni, tuttavia, dal momento che sono solo 1/2000 (come massa)del un protone, sono prodotti e distrutti continuamente quando l'universo scende ad una temperatura molto più bassa.

d- Ad un'età di 4 secondi, la temperatura dell'universo scesa sotto 6 miliardi di gradi Kelvin. A questa temperatura, l'energia media fotone è 8 x 10^-14 joule, l'energia equivalente di un elettrone o positrone. La produzione delle coppie di elettroni si interrompe, ma l'annichilazione degli elettroni continua.

La produzione di elettroni è leggermente favorita rispetto alla produzione di positroni (proprio come la produzione di protoni è favorita rispetto quella di antiprotoni, e la produzione di neutroni è favorita rispetto quella di antineutroni). Ecco la situazione dopo che la produzione coppia di elettroni si ferma:

1 miliardo e 1 elettroni 1 miliardo di positroni -> 2 miliardi di fotoni 1 elettroni.

L'universo ora contiene protoni, neutroni, elettroni e fotoni. I fotoni sono più numerose le particelle massive:  miliardi a uno.

(2) Dopo due minuti, deuterio si forma dalla fusione di protoni e neutroni.

La temperatura dell'universo è scesa sotto 1,2 miliardi di gradi Kelvin. A questa temperatura, l'energia media fotone è 1,8 x 10^-14 joule. Perché questa energia è significativa? E' l'energia di legame di un nucleo di deuterio.  Il deuterio (alias `` idrogeno pesante '') ha il nucleo costituito da un protone e un neutrone tenuti insieme dalla forza nucleare forte. Se un nucleo di deuterio è colpito da un fotone con un'energia di 1,8 x 10^-14 joule o più, viene spezzato nelle sue parti costituenti. Una volta che la temperatura dell'universo scende sotto 1,2 miliardi gradi Kelvin, i fotoni del fondo cosmico non hanno energia sufficiente per separarlo.  Avviene ora la reazione di fusione:

p + n -->²H + fotone

Cioè, un protone (p) e neutrone (n) si fondono per formare deuterio (2H); poiché la massa di un nucleo di deuterio è inferiore alla massa di un protone e la massa di un neutrone sommate assieme, la massa in eccesso viene convertita in energia, e portata via da un fotone.

Per la prima volta, due minuti dopo l'iniziale Big Bang, l'universo contiene nuclei più complicati di un singolo protone.

(3) Dopo tre minuti, l'elio si forma dalla fusione di deuterio, protoni e neutroni.

Ad un'età di 3 minuti, la temperatura dell'universo è scesa sotto 1 miliardo di gradi Kelvin. A questa temperatura, l'energia media di un fotone è 1,5 x 10^-14 joule. Una volta che la temperatura dell'universo scende sotto 1 miliardo di gradi Kelvin, i fotoni del fondo cosmico non hanno energia sufficiente per rompere il deuterio. Continua la fusione. Il modo più semplice per formare nuclei di elio è di fondere una coppia di nuclei di deuterio. (Deuterio contiene 1 protone 1 neutrone; elio contiene 2 protoni 2 neutroni.) Tuttavia, il deuterio non diventa mai molto abbondante nell'universo primordiale; dopo un minuto di formazione di deuterio, ci sono ancora centinaia di protoni e neutroni per ogni nucleo di deuterio. Il modo più comune di creare l'elio è un processo in due fasi. È possibile aggiungere un protone, quindi aggiungere un neutrone:

²H + p -->³He + fotone
³He + n -->⁴He + fotone
Si può aggiungere prima un neutrone, poi un fotone
²H + n -->³H + fotone
³H + p -->⁴He + fotone
In entrambi i casi, il risultato è lo stesso; un nucleo di deuterio, un protone e un neutrone vengono convertiti in un nucleo di elio ordinario, con il rilascio di energia sotto forma di una coppia di fotoni.

Che cosa impedisce ai protoni e neutroni, da fusione con nuclei di elio, di formare elementi più pesanti? Non esistono nuclei stabili contenenti un totale di 5 protoni e neutroni. Se si tenta di aggiungere un protone di un nucleo di elio, è sputato fuori; se si tenta di aggiungere un neutrone a un nucleo di elio, anch'essa viene rifiutato. E 'possibile realizzare un nucleo di litio fondendo elio e deuterio, ma ricordate che il deuterio è raro. Così, solo piccole quantità di litio sono realizzate nell'universo primordiale. Piccole quantità di berillio sono anche fatte, dalla fusione di deuterio e litio, ma non vengono creati gli elementi più pesanti.

In altre parole la Nucleosintesi nell'universo primordiale (a differenza di nucleosintesi nelle stelle) non è in grado di creare elementi più pesanti rispetto ai primi quattro elementi della tavola periodica: idrogeno, elio, litio e berillio. La Nucleosintesi nell'universo primordiale si ferma dopo una mezz'ora o giù di lì, quando le temperature e la densità scendono a valori  troppo bassi affinchè la fusione avvenga in modo efficiente. I neutroni rimanenti decadono in protoni ed elettroni. Per i prossimi 2500 anni o giù di lì, l'universo rimane in uno stato piuttosto noioso:

• dominato dalla radiazione
• quasi omogeneo
• quasi piatto
• molto opaco.

Solo quando la materia ha cominciato a dominare la densità dell'universo (dopo circa 2500 anni) e l'universo diventa trasparente (dopo circa 300.000 anni), le stelle iniziano la formazione, e si avvia di nuovo il processo di nucleosintesi.

Riassumendo:

• Lo studio della nucleosintesi durante i primi minuti di dell'universo segue le leggi della fisica a noi note.
• spiega proprietà osservate dell'universo.

I calcoli dei tassi di fusione nell'universo primordiale prevedono che dopo che nucleosintesi si è completata, la materia atomica nell'universo deve essere composto da 75% di idrogeno in massa, con il 25% di elio, e solo tracce di altri elementi. Questo è in accordo con la composizione chimica osservata delle atmosfere delle più antiche stelle conosciute.

Ringrazio L'AMA, associazione marchigiana astrofili, e Steven Weiberg

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