Mostrar código-fonte de Nucleossíntese primordial

{{cosmologia}}
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,<ref>{{Citar periódico |titulo=Primordial nucleosynthesis |url=http://arxiv.org/abs/1707.01004 |jornal=International Journal of Modern Physics E |data=agosto de 2017 |issn=0218-3013 |paginas=1741002 |numero=08 |acessodata=2020-11-22 |doi=10.1142/S0218301317410026 |primeiro=Alain |ultimo=Coc |primeiro2=Elisabeth |ultimo2=Vangioni}}</ref> durante o qual foram formados alguns [[Elemento químico|elementos químicos]] leves: o abundante hidrogênio-1 (<sup>1</sup>H), também conhecido como [[prótio]], seu [[isótopo]], o [[deutério]] (<sup>2</sup>H ou D), os isótopos [[hélio-3]] (<sup>3</sup>He), [[hélio-4]] (<sup>4</sup>He) e [[lítio-7]] (<sup>7</sup>Li).<ref>{{Citar web |url=https://web.archive.org/web/20070208212728/http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_obs/index.html |titulo=Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation |data=2007-02-08 |acessodata=2020-11-28 |website=web.archive.org}}</ref> Além desses núcleos estáveis foram também produzidos dois isótopos instáveis: o [[trítio]] (<sup>3</sup>H) e o [[Berílio|berílio-7]] (<sup>7</sup>Be).

== História da teoria ==
[[Ficheiro:Ralph Alpher.jpg|miniaturadaimagem|130px|Ralph Asher Alpher<ref>{{Citar periódico |titulo=Ralph A. Alpher, Robert C. Herman, and the Cosmic Microwave Background Radiation |url=https://doi.org/10.1007/s00016-012-0088-7 |jornal=Physics in Perspective |data=2012-09-01 |issn=1422-6960 |paginas=300–334 |numero=3 |acessodata=2020-12-01 |doi=10.1007/s00016-012-0088-7 |lingua=en |primeiro=Victor S. |ultimo=Alpher}}</ref>]]
[[Ficheiro:Bragg lab1 1930 (cropped).jpg|miniaturadaimagem|130px|George Anthony Gamov - Créditos: Laboratory of W. H. Bragg (1931)]]
[[Ficheiro:Bethe.jpg|miniaturadaimagem|130px|Hans Albrecht Bethe<ref>{{Citar web |url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1967/bethe/biographical/ |titulo=The Nobel Prize in Physics 1967 |acessodata=2020-12-01 |website=NobelPrize.org |lingua=en-US}}</ref>]]
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 Letters|Physical Review]] por [[Ralph Alpher]], [[Hans Bethe]] e [[George Gamow]], intitulado "A Origem dos Elementos Químicos".<ref>{{Citar periódico |titulo=The Origin of Chemical Elements |url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.73.803 |jornal=Physical Review |data=1948-04-01 |paginas=803–804 |numero=7 |acessodata=2020-11-26 |doi=10.1103/PhysRev.73.803 |primeiro=R. A. |ultimo=Alpher |primeiro2=H. |ultimo2=Bethe |primeiro3=G. |ultimo3=Gamow}}</ref> 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.<ref>{{Citar web |url=http://www.aps.org/publications/apsnews/200804/physicshistory.cfm |titulo=This Month in Physics History |acessodata=2020-11-26 |website=www.aps.org |lingua=en}}</ref>

== 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 <math>(t \approx 10^{-4}s)</math> com temperaturas  <math>T = 10^{12} K</math> a taxa de formação destas partículas permanecia praticamente constante:

* <math>n\rightarrow p+e^{-}+\bar{v}_{e}</math> (decaimento beta): nesta caso o nêutron pode decair em um próton e um [[Neutrino|antineutrino]] associado ao elétron.
* <math>p+e^{-} \rightarrow n+v_{e}
</math> (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 <math>E>(m_n-m_p)c^2</math> 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.<ref>{{Citar periódico |titulo=Extragalactic Astronomy and Cosmology |url=http://dx.doi.org/10.1007/978-3-540-33175-9 |data=2006 |acessodata=2020-11-27 |doi=10.1007/978-3-540-33175-9}}</ref>

=== Formação de deutério ===
[[Ficheiro:Main nuclear reaction chains for Big Bang nucleosynthesis.svg|miniaturadaimagem|250px|Principais cadeias de reações nucleares na nucleossíntese primordial.|direita]]
O elemento mais simples formado é o deutério, cujo núcleo atômico é composto por um próton e um nêutron. Na reação <math>p+n \rightarrow D+ \gamma</math> também são gerados fótons de radiação gama. Esta abundância de fótons altamente energéticos é muito maior que a de [[bárion]]s e, por isso, o deutério sofre foto-dissociação em altas temperaturas, no caso quando <math>T_D \approx 8 \times 10^{8} \textrm{K}  \ (t \sim 3 \ \textrm{min})</math><ref>.{{Citar periódico |titulo=Extragalactic Astronomy and Cosmology |url=http://dx.doi.org/10.1007/978-3-540-33175-9 |data=2006 |acessodata=2020-11-27 |doi=10.1007/978-3-540-33175-9}}</ref> 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 <sup>3</sup>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 <sup>4</sup>He, basicamente formado pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de <sup>3</sup>He<ref>.{{Citar web |url=http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/artigos/elementos/elementos.html |titulo=Formacao dos elementos |acessodata=2020-11-27 |website=www.astro.iag.usp.br}}</ref> Esse isótopo possui uma energia de ligação alta (núcleo constituído por dois prótons e dois nêutrons) e não sofre foto-dissociação.

==== Abundância de hélio ====
[[Ficheiro:Abundance progression Helium.png|miniaturadaimagem|250px|Progressão histórica da fração de massa de hélio primordial. Os dados observacionais demonstram coerência com os modelos de nucleossíntese primordial; valores próximos de 0,25 para a mudança de bárions.<ref>{{Citar periódico |titulo=A New Approach to Systematic Uncertainties and Self-Consistency in Helium Abundance Determinations |url=http://arxiv.org/abs/1001.5218 |jornal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |data=2010-05-05 |issn=1475-7516 |paginas=003–003 |numero=05 |acessodata=2020-11-28 |doi=10.1088/1475-7516/2010/05/003 |primeiro=Erik |ultimo=Aver |primeiro2=Keith A. |ultimo2=Olive |primeiro3=Evan D. |ultimo3=Skillman}}</ref> ]]
Com a formação do isótopo <sup>4</sup>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: <math>n_{He} = n_n/2</math>. Sendo assim, a fração de massa ''Y'' de <sup>4</sup>He é dada por:

<math>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</math>

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 <sup>4</sup>He é quatro vezes "mais pesado" que o H; os prótons livres neste momento estão ligados ao <sup>4</sup>He ou hidrogênio, a diferença de densidades entre essas duas partículas deve ser igual à densidade de hidrogênio <math>n_H=n_p-n_n</math>. É previsto também que a razão <math>n_n/n_p \approx 1/7</math> em <math>T = T_D \approx 8 \times 10^{8}K</math>.<ref>{{Citar periódico |titulo=Cosmological helium production simplified |url=https://link.aps.org/doi/10.1103/RevModPhys.61.25 |jornal=Reviews of Modern Physics |data=1989-01-01 |paginas=25–39 |numero=1 |acessodata=2020-11-28 |doi=10.1103/RevModPhys.61.25 |primeiro=Jeremy |ultimo=Bernstein |primeiro2=Lowell S. |ultimo2=Brown |primeiro3=Gerald |ultimo3=Feinberg}}</ref><ref>{{Citar periódico |titulo=Primordial nucleosynthesis: From precision cosmology to fundamental physics |ultimo=Iocco |primeiro5=Pasquale D. |ultimo4=Pisanti |primeiro4=Ofelia |ultimo3=Miele |primeiro3=Gennaro |ultimo2=Mangano |primeiro2=Gianpiero |primeiro=Fabio |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370157309000374 |lingua=en |doi=10.1016/j.physrep.2009.02.002 |acessodata=2020-11-28 |numero=1 |paginas=1–76 |issn=0370-1573 |data=2009-03-01 |jornal=Physics Reports |ultimo5=Serpico}}</ref><ref>{{Citar periódico |titulo=Nucleosynthesis Without Computer |url=https://doi.org/10.1023/B:IJTP.0000048169.69609.77 |jornal=International Journal of Theoretical Physics |data=2004-03-01 |issn=1572-9575 |paginas=669–693 |numero=3 |acessodata=2020-11-28 |doi=10.1023/B:IJTP.0000048169.69609.77 |lingua=en |primeiro=V. |ultimo=Mukhanov}}</ref> Portanto, a partir destas previsões, os modelos cosmológicos preveem aproximadamente que 1/4 da matéria bariônica neste período era composto por <sup>4</sup>He.<ref>{{Citar periódico |titulo=Big Bang nucleosynthesis and physics beyond the Standard Model |url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/9602260 |jornal=Reports on Progress in Physics |data=1996-12-01 |issn=0034-4885 |paginas=1493–1609 |numero=12 |acessodata=2020-11-28 |doi=10.1088/0034-4885/59/12/001 |primeiro=Subir |ultimo=Sarkar}}</ref> Com o resfriamento do Universo este conteúdo de <sup>4</sup>He irá mudar devido a produção de estrelas em aproximadamente 100 milhões de anos após o Big Bang.<ref>{{Citar periódico |titulo=THE FIRST STARS IN THE UNIVERSE |url=https://www.jstor.org/stable/26059461 |jornal=Scientific American |data=2001 |issn=0036-8733 |paginas=64–71 |numero=6 |acessodata=2020-11-28 |primeiro=RICHARD B. |ultimo=LARSON |primeiro2=VOLKER |ultimo2=BROMM}}</ref>

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|Nucleossíntese Estelar]]. Um exemplo de galáxia é a ''[https://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?search_type=Obj_id&objid=71494&objname=2 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 [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] e observações de estrelas da [[Metalicidade#Populações III, II e I|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.<ref>Karki, Ravi. (2010). The Foreground of Big Bang Nucleosynthesis. Himalayan Physics. 1. 10.3126/hj.v1i0.5186. </ref>

== Densidade de bárions e a evidência de matéria escura ==
[[Ficheiro:Schramm plot BBN review 2019.png|direita|miniaturadaimagem|250px|Abundâncias primordiais de <sup>4</sup>He, D, <sup>3</sup>He e <sup>7</sup>Li em função da densidade de bárions das previsões do modelo padrão da nucleossíntese primordial. A região CMB mostra os resultados observacionais da radiação cósmica de fundo e as bandas coloridas são as previsões do modelo. Os retângulos amarelos são as incertezas em um período da densidade de <sup>4</sup>He e <sup>7</sup>Li]]
A partir dos dados de 2015 da [[Planck (sonda espacial)|sonda Planck]] e utilizando o [[modelo Lambda-CDM]], foram estimados os parâmetros cosmológicos da densidade de bárions em <math>\Omega_b=</math> 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 <math>\Omega_{m} =  </math> 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 <math>\Omega_c=</math> 0, 2589 ± 0,0057.<ref>{{Citar periódico |titulo=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters |primeiro4=M. |primeiro9=R. B. |ultimo8=Banday |primeiro8=A. J. |ultimo7=Baccigalupi |primeiro7=C. |ultimo6=Aumont |primeiro6=J. |ultimo5=Ashdown |primeiro5=M. |ultimo4=Arnaud |ultimo3=Aghanim |url=http://arxiv.org/abs/1502.01589 |primeiro3=N. |ultimo2=Ade |primeiro2=P. A. R. |ultimo=Planck Collaboration |doi=10.1051/0004-6361/201525830 |acessodata=2020-11-29 |paginas=A13 |issn=0004-6361 |data=outubro de 2016 |jornal=Astronomy & Astrophysics |ultimo9=Barreiro}}</ref><ref>{{Citar web |ultimo=March 2015 |primeiro=Calla Cofield 26 |url=https://www.space.com/28941-colliding-galaxies-rule-out-dark-universe.html |titulo=Dark Matter Probably Isn't a Mirror Universe, Colliding Galaxies Suggest |acessodata=2020-11-29 |website=Space.com |lingua=en}}</ref>

== Status da teoria ==
Além do cenário padrão da Teoria de nucleossíntese primordial, existem outros não padronizados.<ref>{{Citar periódico |titulo=Probing the early universe: a review of primordial nucleosynthesis beyond the standard big bang |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/037015739390134Y |jornal=Physics Reports |data=1993-07-01 |issn=0370-1573 |paginas=145–219 |numero=4 |acessodata=2020-11-29 |doi=10.1016/0370-1573(93)90134-Y |lingua=en |primeiro=Robert A. |ultimo=Malaney |primeiro2=Grant J. |ultimo2=Mathews}}</ref> 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 [[neutrino]]s.<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.cz/books?id=mRGThuuYHgsC&pg=PA362#v=onepage&q&f=false|título=Neutrinos in Particle Physics, Astrophysics and Cosmology|ultimo=Soler|primeiro=F. J. P.|ultimo2=Froggatt|primeiro2=Colin D.|ultimo3=Muheim|primeiro3=Franz|data=2008-10-29|editora=CRC Press|lingua=en}}</ref>

== Ver também ==
* [[Big Bang]]
* [[Cronologia do Universo]]
* [[Nucleossíntese]]
* [[Modelo Lambda-CDM]]
* [[Idade do Universo]]
* [[Matéria escura]]
* [[Matéria bariônica]]

{{Referências}}

== Bibliografia ==
* Peter Schneider: Extragalactic Astronomy and Cosmology, Springer
*Notas de Aula sobre Nucleossíntese Primordial do Prof. Dr. Oscar Cavichia do Instituto de Física e Química da Universidade Federal de Itajubá.

{{Tópicos cronológicos do Universo|Big Bang=}}

{{Portal3|Astronomia|Física|Ciência|Cosmologia}}

[[Categoria:Cronologia do Universo]]
[[Categoria:Física nuclear]]