¿Por qué el hidrógeno es el elemento más abundante en el Universo?

La respuesta corta es que (i) los protones (núcleos de hidrógeno) se producen abundantemente en el universo primitivo, pero solo una pequeña fracción de estos puede participar en reacciones nucleares que conducen a elementos más pesados, ya sea durante la nucleosíntesis primordial o más tarde dentro de las estrellas. Esto significa que el hidrógeno termina siendo el elemento más abundante en el universo. (ii) La nucleosíntesis del Big Bang hace predicciones muy precisas (para$<1$% de precisión) sobre la fracción de bariones que terminan como protones frente a otros núcleos.

Más detalles

En las primeras fases del Big Bang sólo existían las partes constituyentes de los nucleones (quarks y antiquarks) más los leptones (por ejemplo, electrones, positrones) y la luz. A medida que el universo se expandió y se enfrió, los quarks pudieron combinarse y formar los componentes básicos de los núcleos: los neutrones y los protones. Un protón es, por supuesto, un núcleo de hidrógeno; cualquier elemento más pesado necesitaba ser construido fusionando protones.

Los protones tienen carga positiva y se repelen fuertemente entre sí. Para fusionar protones y producir helio se requieren altas energías/temperaturas y la etapa intermedia de formación de deuterones: un protón más un neutrón en un par unido.

La razón por la que la mayoría de los protones no se fusionan de esta manera es triple.

1. El pequeño exceso de masa del neutrón en comparación con el protón significa que las reacciones de equilibrio que producen nucleones acaban produciendo unas seis veces más protones que neutrones.

2. Los neutrones libres luego se descomponen en protones en escalas de tiempo de minutos, lo que aumenta aún más esta relación a aproximadamente siete.

3. El deuterón está débilmente ligado, por lo que solo hay una ventana de tiempo limitada entre el momento en que hace demasiado calor para permanecer unido (antes de 10 segundos después del Big Bang) y el momento en que hace demasiado frío para que los deuterones se fusionen y se conviertan en helio (más allá de aproximadamente 10 minutos después del Big Bang).

De estas cosas, con mucho, el factor más importante es el número 1 y esta es fundamentalmente la respuesta a su pregunta. Es porque el neutrón es más masivo que el protón. Todos los núcleos más pesados ​​deben contener neutrones porque la repulsión de Coulomb entre dos o más protones es demasiado fuerte para formar núcleos estables sin ellos. Al final de la nucleosíntesis del Big Bang, esencialmente todos los neutrones libres disponibles terminan en núcleos de helio (con rastros de deuterones y núcleos de litio) y, por lo tanto, la relación H/He termina en alrededor de 12 protones por cada núcleo de He (2 protones, 2 neutrones).

¿Es esto cuantitativamente preciso? Bueno, mi cifra de 12 protones por cada núcleo de He, o el 75% en masa , es un poco exagerada. Un modelo detallado debe tener en cuenta de forma más precisa la evolución de la temperatura del universo, las diversas vías nucleosintéticas (menores), la fotodesintegración, etc., pero sí, los modelos proporcionan una predicción muy precisa del H/He. proporción (y la de más especies menores) al final de la nucleosíntesis cosmológica. Hay pequeñas incertidumbres en la vida útil de los neutrones, las diversas secciones transversales de reacción, etc., pero la incertidumbre más importante es que hay un "parámetro libre" importante, la relación entre bariones y fotones , que debe corregirse. Esto se puede restringir exigiendo que un valor consistente de este número pueda explicar todos losrelaciones de abundancia primordial medidas (He/H, Li/H, D/H,$^3$He/H) o se puede encontrar a partir de otras medidas cosmológicas (como del fondo cósmico de microondas).

La relación He/H no es muy sensible a este parámetro libre y el hidrógeno es siempre, con mucho, el núcleo más dominante por las razones que expliqué anteriormente. Los niveles actuales de incertidumbre sobre la fracción de masa de hidrógeno producido en el Big Bang (estándar) son significativamente inferiores al 1% (por ejemplo, Peimbert 2008 ). Coc et al. (2013) utilizaron las restricciones del fondo de microondas cósmico de Planck en la relación barión-fotón y estimaron una relación de masa estándar Big-Bang He/H de$0.2463\pm 0.0003$. Uno podría considerar adiciones a este modelo estándar, por ejemplo, cambiar el número de familias de neutrinos, tener partículas de materia oscura en descomposición en el universo primitivo y así sucesivamente, pero parece difícil cambiar la fracción de masa de hidrógeno en más del 1% sin alterar el concordancia con otras observaciones.

Un último punto a destacar es que hasta ahora muy poco de este material cosmológico ha encontrado su camino hacia las estrellas (quizás el 10%), y de eso, gran parte todavía está en las mismas estrellas (de baja masa) que se formaron. La cantidad de material "procesado" hecho de elementos más pesados, fusionados a partir de hidrógeno en las estrellas, que ha enriquecido el material cosmológico es, por lo tanto, comparativamente pequeña, del orden del 1-2%. Así que el predominio del hidrógeno apenas ha disminuido desde el big bang.

Esta última propiedad se puede utilizar para probar todo el modelo. Al observar la relación He/H a medida que "retrocedemos en el tiempo", podemos ver si la relación primordial coincide con la predicha por el Big-Bang. En la práctica, esto se puede hacer estimando la relación He/H en las estrellas más antiguas o estimando He/H en el medio interestelar de las galaxias más pobres en metales. Estas medidas son más inciertas que las predicciones anteriores, pero concuerdan razonablemente con ellas. Un ejemplo sería Izotov & Thuan (2010) , quienes estimaron una relación de masa He/H primordial de$0.2565 \pm 0.005$de galaxias pobres en metales: aproximadamente dos (pequeñas) barras de error más altas que la predicción anterior.

entre aproximadamente t=$10^{-12}$y t=$10^{-6}$segundos, el universo se llenó de un plasma de quarks y gluones. Las temperaturas eran demasiado altas para que los mesones y los bariones (como los protones y los neutrones) permanecieran unidos, en caso de que se formaran brevemente.

Entonces, entre alrededor de t=$10^{-6}$y 1 segundo, durante la "época de los hadrones", la temperatura era lo suficientemente baja como para que los quarks que se pegaban pudieran permanecer juntos. Estadísticamente, las configuraciones estables más simples eran los protones y los neutrones, por lo que la mayoría de los quarks terminaron ligados.

Durante los siguientes 200 segundos, las temperaturas aún eran lo suficientemente altas para las reacciones nucleares, por lo que aproximadamente una cuarta parte de los bariones (neutrones y protones) se unieron en helio (y trazas de otros elementos ).

Durante las siguientes horas, los neutrones restantes se descompusieron en protones y electrones (y neutrinos).

Y eso es más o menos donde estamos. Los protones solos son H$^+$(iones de hidrógeno) y los que combinados con electrones son H (átomos de hidrógeno).

La nucleosíntesis cosmológica proporciona una cuenta notablemente precisa de la cantidad de hidrógeno y helio en el universo observable. La correspondencia satisfactoria entre las cantidades observadas y las cantidades predichas por el modelo estándar del big bang es una de las principales razones de la aceptación general de la validez del modelo del big bang.

El libro de Weinberg "Los primeros tres minutos" ofrece una excelente descripción de estos procesos y es muy recomendable.