M2 Nucleossíntese Primordial

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O elemento central deste modelo é a proporção nêutron-próton no universo primordial. A nucleossíntese primordial ocorre entre três segundos e vinte minutos após o início do universo, um intervalo de tempo muito breve que determina todo o processo quase imediatamente.

Enquanto o universo permanece em equilíbrio térmico, essa proporção nêutron-próton cai continuamente à medida que a temperatura diminui, porque temperaturas mais baixas fazem com que as interações fracas favoreçam cada vez mais a conversão de nêutrons em prótons. Mas assim que a taxa na qual essas mesmas interações fracas ocorrem cai abaixo da taxa de expansão do próprio universo, essa proporção para de cair e se estabiliza em um valor próximo a um nêutron para cada sete prótons: esse limiar determina definitivamente quanta matéria-prima está disponível para produzir hélio.

Praticamente todos os nêutrons que sobrevivem a esse ponto, quando a proporção se estabiliza, acabam incorporados em núcleos de hélio com quatro nucleons. A fração de massa resultante é uma previsão muito robusta deste modelo e depende principalmente da assimetria entre bárions e fótons e do número de famílias de neutrinos presentes; portanto, qualquer alteração nessa assimetria ou nesse número causa também uma alteração na fração de massa prevista.

O deutério é o indicador mais sensível de todo esse processo, porque sua abundância final é inversamente proporcional à densidade bariônica do universo: uma densidade bariônica maior significa que menos deutério sobrevive, tornando o deutério uma medida muito precisa dessa mesma densidade. Assim, desde a razão nêutron-próton com a qual este documento começa até a medição precisa da densidade bariônica com a qual ele termina, incluindo o limiar que estabelece essa razão e a produção de hélio que esse limiar determina, a razão nêutron-próton do universo primordial significa que alguns minutos no início do cosmos acabam definindo para sempre do que todo o universo é feito.

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