Nucleossíntese Primordial The Early Universe (Kolb & Turner)

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1 Nucleossíntese Primordial The Early Universe (Kolb & Turner)

2 Breve história térmica do universo
Quanto maior o redshift, maior é a temperatura e, consequentemente, mais jovem, denso e quente é o universo. A chave para o entendimento da história térmica do universo é a comparação da taxa de interação das partículas e a taxa de expansão. Se as funções de distribuição das partículas que estão interagindo se ajustam rapidamente à mudança de temperatura quando comparada com a taxa de expansão então o universo deve evoluir através de uma sucessão de estados de equilíbrio térmico com a temperatura decrescendo com a-1 , de forma que 𝑻 𝑻 =−𝑯 Uma reação ocorre rápida o bastante para manter as distribuições térmicas quando Г > H, onde Г é a taxa de interação por partícula: 𝜞=𝒏𝝈|𝒗| Se Г < H a partícula desacopla do plasma térmico.

3 Tempo: 0-10-44 s , T> 1019 Gev (1 eV – 11 K)
As 4 forças estão unificadas Época Planck Gravitação se separa + GUT Força forte se separa e ocorre a Inflação: o universo cresce 1050 vezes T ≈ 1016 GeV Transição da grande unificação Fim da unificação eletrofraca 10-10 ; T ≈ 300 GeV Era dos quarks 1GeV<T<103GeV Fótons altamente energéticos formam glúons (mediador da força entre quarks para formar hádrons), quarks e outras partículas elementares e suas anti-partículas. A simetria não era perfeita, houve um excesso de uma partícula por bilhão.

4 (partículas que não estão sujeitas a força forte)
Tempo: s , T> 1013 KeV quarks e glúons formam os hádrons, ou seja, mésons (mediador da força entre prótons e nêutrons) e bárions (prótons e nêutrons). A radiação não cria mais núcleos. Época Hadrônica 10-4 s, quarks e glúons confinados e os léptons tornam-se independentes T ≈ 300 MeV Época Leptônica (partículas que não estão sujeitas a força forte) 10-2 s T ≈ 10 MeV Universo dominado por léptons e a radiação Nucleossíntese primordial 0, s e T =10 – 0,1 MeV Em t=1s e T = 3 Mev as 3 espécies de neutrinos se desacoplam. Existe uma previsão de radiação de fundo de neutrinos mais fria que a de fótons (Porque?). Em t=1 min à 3 min , T=0,3 à 0,1 MeV e+ + e- ↔ fótons e portanto e+ + e fótons , aquecendo o campo de radiação.

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6 Como vimos anteriormente, antes de 47 mil anos o Universo era dominado pela radiação. Se tomarmos um tempo muito remoto, menor que 10 minutos, podemos ter: Então: A energia média por fóton Portanto, em torno de 1 segundo a radiação só poderia formar eficientemente léptons. Em torno disso, prótons e neutrons já formavam deutério que eram destruídos pela radiação com energia equivalente a de ligação, 2.22 MeV. Com 2 s a energia não é suficiente e começa a nucleossíntese.

7 Distribuição Maxwel-Boltzmann de densidades (equilíbrio, gn=gp=2)
Voltemos mais um pouquinho no tempo. Considere 0,1 s. A energia média é em torno de 9 MeV. Nessa situação a seguinte reação ocorre em larga escala Ao mesmo tempo: Distribuição Maxwel-Boltzmann de densidades (equilíbrio, gn=gp=2) O equilíbrio dura pouco, devido a baixa interação dos neutrinos, cuja seção de choque depende do quadrado da temperatura. Em t=1 s e nn/np =0.25, os neutrinos desacoplam! Nêutrons livres decaem em 620 segundos. Nossa sorte? Formação do deutério que fixou os nêutrons em torno de 2 s.

8 A síntese do Deutério A equação de Saha é (gD=3, mp= mn = mD/2)
A temperatura de nucleossíntese do deutério é aquele onde metade dos nêutrons disponíveis já foram fixados. Vamos usar BD=2,2 MeV

9 Essencial para impor limites da abundância primordial de Hélio !!!!
A nucleossíntese do deutério começa quando a metade dos nêutrons foram fixados Isto ocorre em t=200 s ou 3 min. Entretanto, entre 1 s e 200 s, uma parcela de nêutrons já decaiu. Se no início existia a proporção de 0.2, com 200 s: Essencial para impor limites da abundância primordial de Hélio !!!!

10 Suponha que logo após o “congelamento” (t=1 s) um par de nêutrons formará um núcleo de Hélio (4) e existirão 10 prótons. A fração da massa total em Hélio seria: Entretanto, no momento considerado da nucleossíntese, 200 s, uma quantidade de nêutrons já decaiu e a razão agora é Desta forma: onde f é a fração de nêutrons.

11 A síntese do Hélio Não há átomo estável com A=5!
Devido a alta energia de ligação, apenas pequenas quantidades de Lítio e Berílio são formados, não há tempo! Após 10 minutos cessa a nucleossíntese primordial Os outros elementos serão formados nas estrelas

12 Os valores da teoria da nucleossíntese primordial depende fortemente da razão bárion/fóton! Se conseguirmos medir com precisão o valor de deutério, teremos a razão bárion/foton independente de modelo cosmológico. Infelizmente, o deutério é destruído nas estrelas. Solução: observações de regiões remotas (sem taxa de formação estelar) no espaço entre galáxias indicam: Fornecendo um parâmetro de densidade de bárions compatíveis com estimativas cosmológicas. (Como?!) A nucleossíntese também depende fortemente da física de neutrinos, principalmente o momento do desacoplamento e “congelamento” de nêutrons e prótons.

13 WMAP

14 Previsão:75% de H, 24% de Hélio e 1% de Lítio e Berílio
Hélio e Lítio são complicados de se estimar, sendo criados e destruídos em estrelas. O deutério é apenas destruído nas estrelas, as observações são feitas no meio intergalático. A nucleossíntese impõe uma forte restrição a densidade de bárions. De forma que a matéria escura não pode ser bariônica! Problema do lítio! A quantidade observada é a metade da prevista.