Por que o Big Bang não produziu elementos mais pesados?

Logo após o Big Bang, as temperaturas esfriaram da temperatura de Planck. Quando as temperaturas baixaram para 116 gigakelvins, ocorreu a nucleossíntese e foram criadas hélio, lítio e vestígios de outros elementos.

No entanto, se as temperaturas estavam tão altas logo após o Big Bang, por que não foram produzidos elementos muito mais pesados? 116 gigakelvins está obviamente muito acima da temperatura necessária para a fusão de elementos como carbono e oxigênio. Além disso, a maioria dos prótons nessas temperaturas não deveria se fundir, deixando o Universo com elementos mais pesados?

Eu acho que seu processo de pensamento é falho, pois você assume que, aumentando drasticamente a temperatura, você garante elementos pesados. Por mais estranho que isso possa parecer, esse não é o caso (principalmente durante a Nucleosíntese do Big Bang (BBN)) por alguns motivos. De fato, se você pegasse uma estrela apenas com hidrogênio e a transformasse em supernova, não obteria elementos pesados, como se vê nas estrelas atuais que passam por supernova.

BBN Timescale

Um ponto importante a considerar é que a era BBN é calculada em apenas ~ 20 minutos de duração. Isso não é realmente muito tempo para formar elementos. Claro, as supernovas acontecem instantaneamente, mas há outras coisas acontecendo lá, as quais abordarei em um segundo. O ponto principal aqui é que a fusão leva tempo e 20 minutos não é muito tempo para formar elementos pesados.

Deutério

Para obter elementos pesados, você precisa criá-los. Você não pode simplesmente esmagar 50 prótons e 50 nêutrons e obter estanho. Portanto, o primeiro passo é esmagar um próton e um nêutron para obter deutério, mas aqui você já encontra um problema conhecido como gargalo de deutério. Como se vê, as enormes temperaturas, na verdade (e um tanto contra-intuitivamente), impedem a criação de deutério. Isso ocorre principalmente porque o deuteron acabará tendo tanta energia que será capaz de superar a energia de ligação (e o deutério tem uma energia de ligação muito baixa, sendo apenas seus dois núcleons) e provavelmente se separará novamente. É claro que, dada a densidade e a temperatura, você ainda pode obter uma boa quantidade de deutério simplesmente pela força de vontade, mas não tanto quanto na taxa esperada de outra forma. Outro ponto que faz com que o deutério se forme com menos frequência do que você esperaria seriamente que a proporção próton / nêutron antes da BBN fosse de cerca de 7: 1, devido ao fato de o próton ser mais favorável a ser criado, pois possui uma massa um pouco menor. Assim, 6 dos 7 prótons não tinham um nêutron correspondente para combinar e tiveram que esperar o deutério se formar primeiro antes que ele pudesse combinar com qualquer coisa.

Trítio, Hélio, Lítio, Oh Meu!

O deutério é então o catalisador para formar todos os próximos estágios das partículas em sua sopa. A partir daqui, você pode reuni-los com várias outras coisas para obter , e . Quando tiver uma boa quantidade de isótopos de deutério, trítio e hélio flutuando, você poderá começar a produzir lítio e, se tiver sorte, um pouco de berílio.$^3\mathrm{He}$$^3\mathrm{H}$$^4\mathrm{He}$

Para Boro e Além

Mas agora, mais uma vez, você encontra um gargalo, e um mais grave que o gargalo de deutério. Você não pode pular facilmente para elementos mais pesados ​​com o que tem em mãos. A próxima cadeia de fusão, e a maneira como as estrelas o fazem, é o processo triplo-alfa que ajuda a formar carbono, mas a executar essa cadeia e a construir carbono suficiente, e você precisa de muito tempo. E nós só temos 20 minutos! Simplesmente não há tempo para formar o carbono que precisamos para progredir ao longo do ciclo de fusão. Como sugeri no começo, estrelas puras de hidrogênio também não produziriam elementos pesados ​​sobre a supernova por esse motivo. Eles são capazes de produzir elementos pesados ​​agora porque tiveram bilhões de anos antes do evento SN para acumular uma quantidade básica de carbono, nitrogênio, oxigênio etc. que podem ajudar nos processos de fusão de elementos pesados.

Portanto, você não tem tempo para seguir o processo alfa triplo e produzir carbono - e os outros processos? Certamente as temperaturas são altas o suficiente para que você possa fazer diferentes métodos de fusão não vistos nas estrelas. Bem não. Você não pode nem juntar muitos ou para obter elementos realmente pesados, porque os núcleos pesados ​​são apenas estáveis ​​se tiverem muito mais nêutrons do que prótons. E nós já dissemos que havia uma grande deficiência de nêutrons desde o início, então a chance de você ter nêutrons suficientes por aí para se unir para conseguir, digamos$\mathrm{He}$$\mathrm{Li}$$^{112}\mathrm{Sn}$(é uma lata com 62 nêutrons), é bem pequena. Além do mais, você não pode nem tentar ignorar o carbono fazendo algo um pouco mais pesado ou formar algo intermediário entre lítio e carbono. Novamente, isso é devido a problemas de estabilidade. Portanto, sem outras opções, você precisa capturar carbono após lítio e, como mencionado acima, você simplesmente não tem tempo para isso.

TL; DR

No geral, a BBN se limita a obter apenas lítio por causa do tempo limitado, proporções de abundância de prótons e nêutrons e gargalos de fusão que atrasam as coisas. Tudo isso se reúne para produzir ~ 75% , ~ 25% , ~ 0,01% e , e traçar quantidades de .$^1\mathrm{H}$$^4\mathrm{He}$$^2\mathrm{H}$$^3\mathrm{He}$$\mathrm{Li}$