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,^[1] durante o qual foram formados alguns elementos químicos leves: o abundante hidrogênio-1 (¹H), também conhecido como prótio, seu isótopo, o deutério (²H ou D), os isótopos hélio-3 (³He), hélio-4 (⁴He) e lítio-7 (⁷Li).^[2] Além desses núcleos estáveis foram também produzidos dois isótopos instáveis: o trítio (³H) e o berílio-7 (⁷Be).

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 por Ralph Alpher, Hans Bethe e George Gamow, intitulado "A Origem dos Elementos Químicos".^[5] 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.^[6]

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.

Um importante vínculo para os modelos cosmológicos é a razão nêutrons/prótons. Nos primeiros segundos de formação do universo ${\displaystyle (t\approx 10^{-4}s)}$ com temperaturas ${\displaystyle T=10^{12}K}$ a taxa de formação destas partículas permanecia praticamente constante:

• ${\displaystyle n\rightarrow p+e^{-}+{\bar {v}}_{e}}$ (decaimento beta): nesta caso o nêutron pode decair em um próton e um antineutrino associado ao elétron.
• ${\displaystyle p+e^{-}\rightarrow n+v_{e}}$ (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 ${\displaystyle E>(m_{n}-m_{p})c^{2}}$ 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.^[7]

O elemento mais simples formado é o deutério, cujo núcleo atômico é composto por um próton e um nêutron. Na reação ${\displaystyle p+n\rightarrow D+\gamma }$ também são gerados fótons de radiação gama. Esta abundância de fótons altamente energéticos é muito maior que a de bárions e, por isso, o deutério sofre foto-dissociação em altas temperaturas, no caso quando ${\displaystyle T_{D}\approx 8\times 10^{8}{\textrm {K}}\ (t\sim 3\ {\textrm {min}})}$^[8] 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 ³He, por sua vez, é formado a partir da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de deutério.

Devida à alta densidade de deutério, quase toda sua produção se transforma em ⁴He, basicamente formado pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de ³He^[9] Esse isótopo possui uma energia de ligação alta (núcleo constituído por dois prótons e dois nêutrons) e não sofre foto-dissociação.

Com a formação do isótopo ⁴He, 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: ${\displaystyle n_{He}=n_{n}/2}$. Sendo assim, a fração de massa Y de ⁴He é dada por:

${\displaystyle Y={m_{He} \over m_{He}+m_{H}}\approx {4n_{He}m_{H} \over 4n_{He}m_{H}+n_{H}m_{H}}={4n_{He} \over 4n_{He}+n_{H}}={2n_{n} \over n_{p}+n_{n}}={2n_{n}/n_{p} \over {1+(n_{n}/n_{p})}}\approx 0,25}$

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 ⁴He é quatro vezes "mais pesado" que o H; os prótons livres neste momento estão ligados ao ⁴He ou hidrogênio, a diferença de densidades entre essas duas partículas deve ser igual à densidade de hidrogênio ${\displaystyle n_{H}=n_{p}-n_{n}}$. É previsto também que a razão ${\displaystyle n_{n}/n_{p}\approx 1/7}$ em ${\displaystyle T=T_{D}\approx 8\times 10^{8}K}$.^[11][12][13] Portanto, a partir destas previsões, os modelos cosmológicos preveem aproximadamente que 1/4 da matéria bariônica neste período era composto por ⁴He.^[14] Com o resfriamento do Universo este conteúdo de ⁴He irá mudar devido a produção de estrelas em aproximadamente 100 milhões de anos após o Big Bang.^[15]

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. Um exemplo de galáxia é a 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.

O lítio-7, segundo os resultados das observações da sonda WMAP e observações de estrelas da 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.^[16]

A partir dos dados de 2015 da sonda Planck e utilizando o modelo Lambda-CDM, foram estimados os parâmetros cosmológicos da densidade de bárions em ${\displaystyle \Omega _{b}=}$ 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 ${\displaystyle \Omega _{m}=}$ 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 ${\displaystyle \Omega _{c}=}$ 0, 2589 ± 0,0057.^[17][18]

Além do cenário padrão da Teoria de nucleossíntese primordial, existem outros não padronizados.^[19] 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 neutrinos.^[20]

• Big Bang
• Cronologia do Universo
• Nucleossíntese
• Modelo Lambda-CDM
• Idade do Universo
• Matéria escura
• Matéria bariônica

Referências

• 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.

• Portal da astronomia
• Portal da física
• Portal da ciência
• Portal da cosmologia