Nucleosintesi

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Composizione cosmologica dell'Universo

In cosmologia, la nucleosintesi (detta anche nucleosintesi primordiale) denomina il processo della produzione degli elementi durante le prime fasi dell'universo, subito dopo il Big Bang. Si crede che la nucleosintesi sia responsabile della formazione dell'idrogeno (H-1 oppure H), del suo isotopo deuterio (H-2 o D), degli isotopi dell'elio, He-3 e He-4, e dell'isotopo del litio, Li-7.

Caratteristiche della nucleosintesi[modifica | modifica wikitesto]

Ci sono due importanti caratteristiche della nucleosintesi primordiale (in inglese BBN: Big Bang nucleosynthesis):

  • La sua durata è stata di circa tre minuti; dopodiché la temperatura e la densità dell'universo sono cadute sotto i valori richiesti per la fusione nucleare. La brevità della nucleosintesi è importante perché ha fatto sì che elementi più pesanti del berillio non si formassero, mentre lasciava esistere elementi leggeri come il deuterio
  • È estesa, comprendendo l'intero universo.

Il parametro chiave che consente di calcolare gli effetti della nucleosintesi è il numero di fotoni per barione. Questo parametro corrisponde alla temperatura ed alla densità dell'universo iniziale e ci consente di determinare le condizioni sotto le quali la fusione nucleare ha luogo. Da ciò si può derivare l'abbondanza degli elementi.
Nonostante il rapporto fotoni/barioni sia importante per determinare tale abbondanza, il valore preciso è lievemente diverso. Senza grandi cambiamenti alla teoria del Big Bang, la nucleosintesi risulta in 25% di elio-4; circa 1% di deuterio; tracce di litio e berillio; e nessun altro elemento pesante. La misura dell'abbondanza osservata è considerata una prova sicura per la teoria del Big Bang.

Sequenza della BBN[modifica | modifica wikitesto]

La nucleosintesi primordiale comincia circa un minuto dopo il Big Bang, quando l'universo si è raffreddato abbastanza per formare protoni e neutroni stabili, dopo la bariogenesi.
In base a semplici considerazioni termodinamiche, è possibile calcolare l'abbondanza cosmica di protoni e neutroni in base alla temperatura.
La frazione vede un maggior numero di protoni, in quanto la massa più grande dei neutroni causa un decadimento spontaneo dei neutroni in protoni (chiamato decadimento beta) con periodo di dimezzamento di circa 15 minuti. Una delle caratteristiche della nucleosintesi è che le leggi fisiche e le costanti che regolano il comportamento della materia a queste energie è noto: per questo motivo vengono eliminate le incertezze tipiche degli studi cosmologici sui primi minuti di vita dell'universo.
Un'altra caratteristica è che il processo della nucleosintesi è determinato da condizioni all'inizio di questa fase di vita dell'universo, facendo sì che tutto ciò che è successo prima diventi irrilevante.

Mentre l'universo si espande, si raffredda. Neutroni liberi e protoni sono meno stabili dei nuclei di elio, e sono quindi portati a creare elio-4. Però la formazione dell'elio-4 richiede, come passo intermedio, la formazione del deuterio.
Durante la nucleosintesi, la temperatura è più alta dell'energia nucleare del deuterio e per questo motivo ogni deuterio che si forma è subito distrutto (situazione nota come il collo di bottiglia del deuterio). Quindi la formazione dell'elio-4 è ritardata fino al momento in cui l'universo è abbastanza freddo per la formazione del deuterio (circa T = 0.1 MeV).
Subito dopo, a tre minuti dal Big Bang, l'universo diventa troppo freddo per far avvenire fusioni nucleari. A questo punto, l'abbondanza di elementi è fissa, e cambia solo quando prodotti radioattivi della nucleosintesi decadono.

Storia della nucleosintesi[modifica | modifica wikitesto]

La storia della nucleosintesi primordiale comincia con i calcoli effettuati da Ralph Alpher e George Gamow negli anni quaranta.

Negli anni settanta, la densità dei barioni calcolata secondo la nucleosintesi portò a molte discussioni in quanto era di molto inferiore alla massa dell'universo osservata basandosi sui calcoli della velocità di espansione. Queste discussioni furono in gran parte risolte postulando l'esistenza della materia oscura.

Elementi pesanti[modifica | modifica wikitesto]

La nucleosintesi primordiale non produce elementi più pesanti del berillio. Non esiste un nucleo stabile con 8 nucleoni, quindi c'è stato un rallentamento nella nucleosintesi che ha fermato il processo. Nelle stelle, il collo di bottiglia viene passato con triplici collisioni dei nuclei di elio-4 (processo tre alfa). Comunque, questo processo richiede decine di centinaia di anni per convertire una massa significativa di elio in carbonio, e quindi non è stato possibile convertire grandi quantità di elio nei minuti successivi al Big Bang.

Elio-4[modifica | modifica wikitesto]

La nucleosintesi ha creato circa 25% di elio-4 e questo numero è insensibile alle condizioni dell'universo. Il motivo per cui questo accade è che l'elio-4 è molto stabile che non decade e molto difficilmente si combina con altri nuclei per formare atomi più pesanti. Finché l'universo è stato estremamente caldo, permettendo a neutroni e protoni di trasformarsi l'uno nell'altro, il loro rapporto era di 1 (N) a 7 (P). Quando l'universo si è raffreddato i neutroni si sono fusi con i protoni per formare nuclei del nuovo elemento: ogni 16 nucleoni (2 neutroni e 14 protoni), 4 di questi (ovvero il 25%) si sono combinati in elio-4. Un'analogia è pensare all'elio-4 come cenere, e la quantità di cenere che si forma quando si brucia completamente un pezzo di legno è indipendente dal modo in cui uno lo brucia.

L'abbondanza di elio-4 è importante in quanto c'è molto più elio-4 nell'universo che quanto possa essersi formato con la nucleosintesi stellare. In più, offre un importante test per la teoria del Big Bang. Se la quantità di elio osservata è molto diversa dal 25%, questa teoria viene messa in crisi. Sarebbe questo il caso se la prima quantità di elio-4 fosse molto più piccola del 25%, in quanto è difficile distruggere tali atomi. Per alcuni anni, intorno al 1995, le osservazioni suggerivano che fosse proprio questo il caso, e gli astrofisici parlavano di una crisi della nucleosintesi primordiale, ma osservazioni seguenti riconfermavano la teoria.

Deuterio[modifica | modifica wikitesto]

Il Deuterio è in qualche modo l'opposto dell'elio-4, in quanto quest'ultimo è molto stabile e difficile da distruggere, mentre il deuterio è instabile e facile da separare. Dal momento che l'elio-4 è molto stabile, c'è una forte tendenza da parte di due nuclei di deuterio di combinarsi per formare l'atomo elio-4. L'unica ragione per cui la nucleosintesi non converte tutti gli atomi di deuterio dell'universo in elio è che l'espansione dell'universo lo ha raffreddato ed ha fermato subito questa conversione. Come conseguenza la quantità di deuterio è molto condizionata dalle condizioni iniziali. Più denso è l'universo, più deuterio ha tempo di convertirsi in elio-4 e meno deuterio rimane.

Non ci sono processi post-Big Bang che produrrebbero tale quantità di deuterio. Per questo motivo le osservazioni dell'abbondanza di deuterio suggeriscono che l'universo non sia infinitamente vecchio, come sostenuto anche dalla teoria del Big Bang.

Durante gli anni settanta furono compiuti grandi sforzi per trovare processi che potessero produrre deuterio. Il problema era che mentre la concentrazione di deuterio nell'universo è alta rispetto al modello del Big Bang come totale, è troppo alta per entrare nel modello che presume che la maggior parte dell'universo consista di protoni e neutroni.

Questa divergenza, tra le osservazioni del deuterio e dell'espansione dell'universo, ha richiesto grandi sforzi per trovare processi che possano produrre tale isotopo. Dopo decenni di prove, si raggiunse il consenso dicendo che questi processi erano improbabili e la spiegazione standard ora usata per spiegare l'abbondanza di deuterio è che l'universo non consiste principalmente di barioni e che la materia oscura costituisce la maggior parte della massa dell'universo.

Risulta molto difficile trovare un altro processo che possa produrre deuterio tramite una fusione nucleare. Questo processo richiederebbe una temperatura alta abbastanza per produrre l'isotopo, ma non così alta da produrre elio-4, e richiederebbe inoltre un immediato raffreddamento a temperature non-nucleari dopo un paio di minuti. Inoltre è necessario che il deuterio sia spazzato via prima che si ritrasformi.

Produrre il deuterio tramite fissione, è anche molto difficile. Il problema in questo processo è, di nuovo, l'instabilità dell'isotopo e che le collisioni con altri nuclei atomici probabilmente li fanno fondere o rilasciare neutroni liberi o particelle alfa. Negli anni settanta si è cercato di usare i raggi cosmici per produrre il deuterio. Queste prove si rivelarono inutili per la creazione dell'isotopo, ma inaspettatamente crearono altri elementi leggeri.

Nucleosintesi non standard[modifica | modifica wikitesto]

In aggiunta allo scenario normale della nucleosintesi, ci sono molti scenari non standard. Non devono però esser confusi con la cosmologia non standard: uno scenario della nucleosintesi non standard vuole che il Big Bang sia accaduto, ma aggiunge altra fisica per vedere come questa modifichi l'abbondanza degli elementi. Tra questi "pezzi di fisica" aggiunti, ci sono il rilassamento o la rimozione dell'omogeneità, o l'inserimento di nuove particelle come i neutrini.

Ci sono stati motivi per cui effettuare ricerche sulla nucleosintesi non standard. Il primo è di interesse storico: risolvere i problemi sorti dalle previsioni sulla nucleosintesi e dalle osservazioni. Questo si è dimostrato di scarsa utilità in quanto le inconsistenze furono risolte da migliori osservazioni, ed in molti casi il cambiamento della nucleosintesi ha fatto sì che ci furono più divergenze. Il secondo motivo, centro della nucleosintesi non standard all'inizio del XXI secolo, vede l'uso della nucleosintesi per limitare la fisica sconosciuta o speculativa. Per esempio, la nucleosintesi standard vuole che non ci siano strane ipotetiche particelle coinvolte nel processo. Si potrebbe aggiungere un'ipotetica particella (un neutrino ad esempio) e vedere cosa succede prima che la nucleosintesi predica quantità molto differenti dalle osservazioni. Ciò è stato compiuto con successo per limitare la massa di un neutrino tau stabile.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • Burles, Scott, and Kenneth M. Nollett, Michael S. Turner, "What Is The BBN Prediction for the Baryon Density and How Reliable Is It?". FERMILAB-Pub-00-239-A, Phys.Rev. D63 (2001) 063512
  • Jedamzik, Karsten, "A Brief Summary of Non-Standard Big Bang Nucleosynthesis Scenarios".
  • Steigman, Gary, Forensic Cosmology: Probing Baryons and Neutrinos With BBN and the CBR and Big Bang Nucleosynthesis: Probing the First 20 Minutes
  • R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by hydrogen ions capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
  • G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
  • G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  • R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737.
  • R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
  • R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]