Por que o Universo começou com hidrogênio, hélio e não muito mais?
Crédito da imagem: ESA (imagem por AOES Medialab), via http://spaceinimages.esa.int/Images/2008/06/Formation_of_the_first_atoms.
De onde vieram os primeiros átomos do Universo – os progenitores de toda a matéria normal que compõe tudo o que conhecemos.
Eu vejo muitos rostos novos. Mas, você conhece o velho ditado, 'fora com o velho, com o núcleo.' - Os Simpsons
Olhando ao redor do Universo hoje, não há dúvida de que há bastante hidrogênio e hélio ao redor; afinal, é a fusão nuclear do hidrogênio para dentro hélio que alimenta a grande maioria das estrelas iluminando todo o cosmos!
Crédito da imagem: ESA/Hubble, NASA e H. Ebeling.
Mas aqui na Terra, hidrogênio e hélio são apenas uma pequena parte do mundo que habitamos. Em massa, hidrogênio e hélio combinados representam muito menos de 1% da Terra, e mesmo se nos restringirmos à crosta terrestre, ainda é apenas uma pequena porcentagem em comparação com os outros elementos mais pesados.
Crédito da imagem: Gordon B. Haxel, Sara Boore e Susan Mayfield do usuário michbich do USGS/Wikimedia.
Praticamente todos esses elementos pesados foram formados em gerações de estrelas: estrelas que viveram, queimaram seu combustível em elementos mais pesados, morreram e lançaram seus elementos pesados e enriquecidos de volta ao cosmos. Esses elementos mais pesados, juntamente com uma mistura dos originais, foram incorporados nas próximas gerações de estrelas e, eventualmente – quando os elementos mais pesados se tornaram abundantes o suficiente – planetas rochosos.
Crédito da imagem: NASA / Lynette Cook.
Mas o Universo não começou com esses elementos mais pesados. Na verdade, se você se lembrar o que diz o Big Bang , o Universo está se expandindo (e esfriando) agora, o que significa que toda a matéria nele estava mais próxima – e a radiação nele era mais quente – no passado. Se você voltar a um tempo suficientemente cedo, descobrirá que a densidade era alta o suficiente e a temperatura era quente o suficiente para que você não pudesse formar átomos neutros sem que eles fossem imediatamente destruídos! Quando o Universo esfriou nessa fase, foi quando os átomos neutros se formaram pela primeira vez, e de onde vem o fundo cósmico de microondas .
Crédito da imagem: Pearson / Addison Wesley, recuperada de Jill Bechtold.
Naquela época, o Universo era feito de cerca de 92% de átomos de hidrogênio e 8% de átomos de hélio em número (ou cerca de 75-76% de hidrogênio e 24-25% de hélio em massa), com vestígios de lítio e berílio, mas não muito mais. Mas você pode se perguntar como conseguiu ter exatamente essa proporção? Afinal, não precisava ser assim; Se o Universo era quente e denso o suficiente para sofrer fusão nuclear desde o início, por que ele só fundiu átomos até o hélio e por que não mais do Universo tornou-se hélio do que o fez?
Para encontrar a resposta, precisamos ir caminho volta no tempo. Não apenas para as primeiras centenas de milhares de anos do Universo, quando ele estava fazendo os primeiros átomos, nem mesmo para os primeiros anos, dias ou horas. Não, precisamos voltar a quando as temperaturas eram tão altas, quando o Universo era tão quente, que não só os núcleos atômicos não podiam se formar (pois seriam imediatamente destruídos), mas a uma época em que o Universo era tão quente que o Universo estava preenchido com uma quantidade quase igual de matéria e antimatéria, quando tinha apenas uma fração de segundo de idade!
Crédito da imagem: James Schombert da Universidade de Oregon.
Era uma vez tão quente que o Universo estava cheio de por pouco igual quantidade de matéria e antimatéria: prótons e antiprótons, nêutrons e antinêutrons, elétrons e pósitrons, neutrinos e antineutrinos e, claro, fótons (que são suas próprias antipartículas), entre outros. (Eles não são exatamente igual; veja aqui mais sobre isso .)
Quando o Universo está quente - e por quente, quero dizer acima de a temperatura necessária para criar espontaneamente um par matéria/antimatéria a partir de dois fótons típicos – você obtém grandes quantidades dessa forma de matéria e antimatéria. Eles são criados espontaneamente a partir de fótons com a mesma rapidez com que se encontram e se aniquilam de volta em fótons. Mas à medida que o Universo esfria, esses pares de matéria/antimatéria começam a se aniquilar mais rapidamente, e fica mais difícil encontrar fótons com energia suficiente para produzi-los. Eventualmente, esfria o suficiente para que todas as partículas exóticas desapareçam, e todos os antiprótons e antinêutrons se aniquilem com prótons e nêutrons, deixando apenas uma pequena assimetria de matéria (na forma de prótons e nêutrons) sobre a antimatéria, banhada em um mar de radiação .
Crédito da imagem: eu, fundo de Christoph Schaefer.
Neste ponto, quando o Universo tem uma fração de segundo de idade, existem quantidades aproximadamente iguais de prótons e nêutrons: cerca de uma divisão de 50/50. Esses prótons e nêutrons acabarão se tornando os átomos em nosso Universo, mas eles têm muito o que passar primeiro. Por outro lado, os elétrons (e pósitrons) são muito mais leves, então eles ainda existem em grande número (e em grandes energias) por mais algum tempo.
Crédito da imagem: Addison-Wesley, recuperada de J. Imamura / U. of Oregon.
Ainda está quente o suficiente para que prótons e nêutrons possam se converter um no outro com muita facilidade: um próton pode se combinar com um elétron para formar um nêutron e (um elétron) neutrino, enquanto um nêutron pode se combinar com um neutrino (um elétron) para formar um próton e um elétron. Embora não haja tantos prótons e nêutrons no Universo neste momento, elétrons e neutrinos os superam em cerca de um bilhão para um. O processo é conhecido como interconversão próton-nêutron , e nessas altas temperaturas, as reações são igualmente eficientes. É por isso que, no início, há uma divisão de 50/50 de prótons e nêutrons.
Os nêutrons, como você deve se lembrar, são levemente mais pesado que os prótons: cerca de 0,2%. À medida que o Universo esfria (e o excesso de pósitrons se aniquila), torna-se cada vez mais raro encontrar um par próton-elétron com energia suficiente para criar um nêutron, enquanto ainda está relativamente fácil para um par nêutron-neutrino criar um par próton-elétron. Isso converte uma fração substancial de nêutrons em prótons durante os primeiros um a três segundos do Universo. Com o tempo, essas interações se tornaram insignificantes, a razão próton-nêutron mudou de cerca de 50/50 para 85/15!
Crédito da imagem: Smith, Christel J. et al. Phys.Rev. D81 (2010) 065027.
Agora, esses prótons e nêutrons são abundantes, quentes e densos o suficiente para se fundirem em elementos mais pesados, e acredite, eles amar para. Mas fótons – partículas de radiação – superam prótons e nêutrons em mais de um bilhão para um, então para minutos do Universo se expandindo e esfriando, ainda é energético o suficiente para que toda vez que um próton e um nêutron se fundem para formar deutério, o primeiro trampolim na fusão nuclear, um fóton de energia alta o suficiente imediatamente aparece e os separa! Isso é conhecido como o gargalo de deutério , pois o deutério é relativamente frágil e sua fragilidade impede que ocorram mais reações nucleares.
Crédito da imagem: eu, modificado de Lawrence Berkeley Labs.
Enquanto isso, enquanto os minutos passam, outra coisa está acontecendo. Um próton livre é estável, então nada acontece com eles, mas um nêutron livre é instável ; ele decairá com uma meia-vida de cerca de dez minutos em um próton, elétron e um antineutrino (elétron). Quando o Universo esfriou o suficiente para que o deutério criado não fosse imediatamente destruído, mais de três minutos se passaram, alterando ainda mais a divisão de 85% de prótons/15% de nêutrons para quase 88% de prótons e apenas um cabelo com mais de 12% de nêutrons.
Image credit: Ronaldo E. de Souza.
Finalmente, com a formação de deutério, a fusão nuclear pode ocorrer, e ocorre extremamente rapidamente! Através de algumas cadeias de fusão diferentes, o Universo ainda é quente e denso o suficiente para que praticamente todos os nêutrons ao redor acabem se combinando com um outro nêutron e dois prótons para formar hélio-4, um isótopo de hélio que é muito mais estável energeticamente que o deutério. trítio ou hélio-3!
Imagens tiradas do LBL, costuradas por mim.
Quando isso acontece, porém, o Universo tem quase quatro minutos e é muito difuso e frio para passar pelo próximo grande passo de fusão. Ainda existem prótons e núcleos de hélio voando ao redor, mas um próton e um núcleo de hélio-4 não podem se fundir, pois não há núcleo estável de massa 5, e dois hélio-4 produzem o isótopo altamente instável de berílio-8, que decai de volta para dois hélio-4 em escalas de tempo de ~10^-16 segundos! Não, o próximo passo é fundir três átomos de hélio-4 em carbono-12, mas o Universo não é mais denso ou energético o suficiente para suportar essa interação; esse processo terá que esperar dezenas de milhões de anos até que as primeiras estrelas do Universo se formem!
Mas esses núcleos de hidrogênio e hélio-4 são estáveis, e também haverá uma pequena quantidade de hélio-3 (no qual o trítio também decairá, eventualmente), deutério (hidrogênio-2) e quantidades muito pequenas de lítio (e provavelmente quantidades ainda menores de berílio-9) formadas por reações de fusão muito raras.
Crédito da imagem: NASA, WMAP Science Team e Gary Steigman.
Mas a esmagadora maioria dos nêutrons – mais de 99,9% deles – acabam presos em núcleos de hélio-4. Se a matéria no Universo contivesse apenas um fio de cabelo com mais de 12% de nêutrons e apenas um fio de cabelo com menos de 88% de prótons somente o interior à nucleossíntese (a fusão em elementos mais pesados), o que significa que todos esses nêutrons e uma quantidade igual (pouco mais de 12% do Universo) de prótons acaba se tornando hélio-4: um total de 24 a 25% do massa, deixando 75 a 76% do Universo como prótons, ou núcleos de hidrogênio.
Crédito da imagem: Ned Wright, através de seu excelente tutorial de Cosmologia na UCLA.
Então é por isso que, em massa, dizemos que 75-76% era hidrogênio e 24-25% era hélio. Mas cada núcleo de hélio está em torno de quatro vezes a massa de um núcleo de hidrogênio, o que significa que, por número de átomos , o Universo é cerca de 92% de hidrogênio e 8% de hélio.
Este material primordial, não processado, realmente foi detectado observacionalmente , e é um dos três pilares do Big Bang , juntamente com a expansão do Hubble e a fundo cósmico de microondas . E foi daí que todos os elementos do Universo começaram! Tudo o que você é, tudo o que você conhece e todos os objetos materiais com os quais você já interagiu vieram desse mar primordial de prótons e nêutrons, e já foram meras coleções de átomos de hidrogênio e hélio. E então o Universo aconteceu...
Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech / Spitzer / IRAC / N. Flagley e a equipe MIPSGAL.
e aqui está tudo! E é aí que – se você for muito, muito tempo atrás – todos os átomos que temos em nosso Universo hoje começaram.
Uma versão anterior deste post apareceu originalmente no antigo blog Starts With A Bang em Scienceblogs.
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