A horcajadas en el Tiempo

La Formación de los Elementos Ligeros
[Fig.10.03.04] Abundancia de diferentes núcleos al término de la nucleosíntesis
primordial, la que está estimada en función de la presunta densidad de materia
nucleónica (escala inferior en g/cm 3 ) o del número bariónico (escala superior).
En esta estimación graficada, la densidad de materia lumínica nos permite
excluir la región inferior a 3 x 10 - 32 g/cm 3 , mientras que la ausencia de
desaceleración de las galaxias elimina las densidades superiores a 10 - 28 g/cm 3 .
La zona intermedia es la «ventana cosmológica». Observemos que en esta
ventana la abundancia de los núcleos pesados (carbono, oxígeno) es
mediatizada. En consecuencia, en el Big Bang no se forman elementos
pesados.
sucesivamente cada uno de los «núcleos cosmológicos».
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-10_03.htm (5 of 6)29/12/2004 23:36:39
Por otra parte, a una densidad nucleónica muy baja,
los neutrones se desintegran en protones. A densidades
superiores a la densidad de materia lumínica, la gran
mayoría de los neutrones presentes en el desacoplamiento o
recombención se incorporan en núcleos de helio -4 . La
abundancia de helio cósmico está correlacionada con la
temperatura de desacoplamiento débil (ecuación [9]) por la
expresión Y ≈ 2(n/p)/(1 + n/p), donde Y es la abundancia de
helio en fracción másica (ecuaciones [7] y [8]). La
abundancia de helio es un duro testimonio de la demografía
del cosmos. La figura 10.03.04, a la izquierda, muestra que
depende igualmente, aunque en menor medida, del número
bariónico.
Por otro lado, la producción de deuterio depende
fuertemente del número bariónico. Con valores altos de P b ,
la fracción de D que escapa a la transformación en helio es
extremadamente mediatizada. Para la densidad crítica (≈ 10 -
29 g cm - 3) la relación D/H calculada es de 10 - 12, o sea, siete
órdenes de magnitud menos que valor observado. Los
núcleos de masa -3 dependen también fuertemente del
número η. El comportamiento del litio-7 es más complicado,
con un «montículo» para η pequeño reflejando la formación
directa de 7Li, una «planicie» y otro «montículo» en η más
elevada (proveniente de la formación de 7Be que se
desintegra luego en 7Li). Finalmente, para el caso de densidades bariónicas
superiores a la crítica, la formación de núcleos más pesados,
llámense C, O, etc., es muy mediatizada, por no decir casi
nula.
Para comprobar la factibilidad del modelo de BBN
(nucleosíntesis del Big Bang), se necesitaría medir las
abundancias de estos elementos inmediatamente después
de su formación. De hecho, se las determina sobre astros
formados mucho más tarde. Este desfase presenta una
incertidumbre cuya importancia es difícil de estimar. En la
siguiente sección, de este capítulo X, analizaremos