Si para que se formen átomos más pesados ​​se necesita mucha presión, entonces ¿por qué decimos que el universo primitivo era demasiado caliente para que se formaran los átomos?

TL; DR: Su pregunta realmente debería ser por qué la Nucleosíntesis del Big Bang (BBN) no produce núcleos más pesados ​​(no sobre la formación de átomos). No hay una razón fundamental por la que BBN no pueda producir núcleos hasta el Hierro, si el Universo se mantuvo a una temperatura lo suficientemente alta durante el tiempo suficiente; pero dado que BBN solo duró 3 minutos, solo pudo avanzar hasta cierto punto en la tabla periódica. Las estrellas llegan hasta Iron porque tienen mucho más tiempo; además, la metalicidad aumenta a lo largo de la historia del Universo, por lo que las generaciones posteriores de estrellas obtienen una "ventaja inicial" sobre las anteriores). Para ir más allá de Iron, se necesita un proceso de desequilibrio extremadamente violento, que se encuentra en las fusiones de supernovas y estrellas de neutrones.

Hay bastantes cosas para desempacar aquí.

Primero, eliminemos la presión del juego, ya que creo que solo confunde las cosas, y concentrémonos en la temperatura.

Segundo, hay una diferencia entre la formación de átomos y la formación de núcleos . La cita que das es sobre la formación de átomos, pero la imagen que muestras es sobre la formación de núcleos.

Antes de continuar, definamos algunos términos. La formación de átomos (en cosmología) se llama recombinación . Creo que el razonamiento detrás de este nombre es que los electrones y los protones se "combinan" para formar átomos. Este es un mal nombre ya que los átomos no se habían formado previamente en el Universo, por lo que nada se está recombinando , pero estamos atascados con la terminología. Por su parte, la formación de núcleos se denomina nucleosíntesis . La nucleosíntesis se puede desglosar aún más en la región del espacio-tiempo donde ocurre: nucleosíntesis primordial o nucleosíntesis del Big Bang (BBN) , que ocurrió en todas partes en el Universo muy primitivo (alrededor de 10 segundos a tres minutos después del Big Bang); nucleosíntesis estelarocurre en los núcleos de las estrellas cuando el Universo es lo suficientemente viejo como para que las estrellas puedan formarse; y luego lo que voy a llamar nucleosíntesis de captura nuclear como una caja de sorpresas de otros procesos; el$s$-proceso (proceso "lento") que se produce en las supernovas, y el$r$-proceso (proceso "rápido") que ahora se cree que ocurre en las colisiones de estrellas de neutrones: estos procesos ocurren cuando algunas estrellas llegan al final de su vida útil.

La razón por la que la recombinación no puede ocurrir hasta que el Universo se haya enfriado a una temperatura lo suficientemente baja es que el hidrógeno tiene una energía de enlace de$13.6\ {\rm eV}$. Si un fotón típico en el plasma primordial tiene suficiente energía para ionizar hidrógeno, entonces no se formará hidrógeno (me estoy enfocando en hidrógeno ya que la mayoría de los núcleos eran hidrógeno en esta etapa). Se podría pensar que la recombinación ocurriría a una temperatura de$kT=13.6\ {\rm eV}$, pero de hecho la recombinación estaba alrededor$3000\ {\rm K}$, para cual$kT=0.26\ {\rm eV}$! La razón es que la cantidad de fotones en el Universo supera con creces la cantidad de bariones, por lo que para que se produzca la recombinación, la temperatura debe enfriarse lo suficiente como para que la ionización de un átomo de hidrógeno sea extremadamente rara, lo que explica la enorme cantidad de fotones por cada uno. Núcleo de hidrógeno.

Creo que su pregunta también se refiere a la nucleosíntesis. Esta historia es bastante complicada; aquí trataré de resumir algunos de los puntos principales.

Primero, BBN tuvo lugar en el transcurso de unos 3 minutos (de ahí el famoso libro de Weinberg, "Los primeros tres minutos"); comienza cuando pueden formarse protones y neutrones libres, y termina cuando la velocidad de las reacciones nucleares se vuelve insignificantemente pequeña. Esta escala de tiempo está establecida por la tasa de expansión del Universo; a medida que el Universo se expande, se enfría y, en el transcurso de tres minutos, se enfría lo suficiente como para que los procesos de fusión nuclear ya no sean termodinámicamente favorables. La escala de tiempo es crucial; BBN alcanza varios procesos de "cuello de botella" que son muy raros y, por lo tanto, tienen una tasa muy pequeña, que esencialmente impiden que BBN produzca núcleos más pesados ​​​​que el litio. Por otro lado, el tiempo de vida de una estrella de secuencia principal es de unos 10 mil millones de años. entonces hay muchomás tiempo para que ocurra la nucleosíntesis y genere elementos más pesados ​​que en BBN.

En segundo lugar, las condiciones de BBN y la nucleosíntesis estelar son bastante diferentes. Al comienzo de BBN, el Universo consistía en un gas de protones y neutrones que tenía que fusionarse en hidrógeno y convertirse en elementos más pesados ​​paso a paso. Mientras tanto, ha habido algunas (2-3) generaciones de estrellas; cada generación sufre una fusión nuclear y puebla el medio interestelar con elementos pesados. Estos elementos pesados, a su vez, fusionarán a las futuras generaciones de estrellas, que no "empezarán de cero".

Finalmente, incluso en la nucleosíntesis estelar, hay un límite superior en lo que puede hacer la fusión. Los núcleos más pesados ​​que el hierro tienen una energía de enlace más baja que el hierro, por lo que en equilibrio térmico tenderán a disociarse y convertirse en hierro. Por lo tanto, es necesario que entren en juego procesos de no equilibrio para generar núcleos más pesados ​​que el hierro. Este es el papel del$s$-proceso y$r$-proceso que mencioné anteriormente. En un evento violento como una supernova o una fusión de estrellas de neutrones, los núcleos que son expulsados ​​con energías muy altas se fusionarán, formarán núcleos pesados ​​estables y dejarán el cataclismo de donde vinieron para distribuirse de manera segura en el cosmos. Estos procesos son responsables de los elementos de color púrpura, verde y amarillo en su gráfico.

Para resumir:

• BBN tiene lugar aproximadamente de 10 segundos a 3 minutos después del Big Bang, y toma los protones y neutrones libres del Universo primitivo y los convierte en núcleos de hidrógeno y helio, con algunas trazas de núcleos tan pesados ​​como el litio.
• La recombinación tiene lugar mucho más tarde, cuando el Universo tiene unos 380.000 años, y se refiere al proceso en el que se pueden formar átomos de hidrógeno, porque el Universo se ha enfriado hasta el punto en que los fotones de la sopa cósmica no tienen suficiente energía para ionizar el hidrógeno. .
• La nucleosíntesis estelar, a lo largo de varias generaciones de estrellas, toma el hidrógeno y el helio primordiales y produce núcleos más pesados, hasta el hierro.
• Procesos de captura de neutrones fuera del equilibrio, como el$s$-proceso y$r$-proceso, tienen lugar en eventos cataclísmicos como supernovas y fusiones de estrellas de neutrones, y son responsables de producir núcleos más pesados ​​que el hierro.

En términos termodinámicos, razón por la cual la temperatura se usa como eje para mostrar el Big Bang, uno puede modelar el universo como un cuerpo negro, al menos en el momento en que alcanza la formación de protones.

La T en el eje y es la temperatura que describe esta radiación de cuerpo negro

La radiación de cuerpo negro es la radiación electromagnética térmica dentro o alrededor de un cuerpo en equilibrio termodinámico con su entorno, emitida por un cuerpo negro (un cuerpo idealizado, opaco y no reflectante). Tiene un espectro específico de longitudes de onda, inversamente relacionado con la intensidad que depende únicamente de la temperatura del cuerpo, que se supone por el bien de los cálculos y la teoría que es uniforme y constante.

La radiación, como se ve aquí , en los espectros de las estrellas depende de la temperatura, como se ve en este gráfico para las temperaturas de las estrellas, donde la nucleosíntesis tiene una alta probabilidad:

Pero en el Big Bang, hay temperaturas exponenciales, como se ve arriba. Esto significa que la energía y el momento de las partículas constituyentes son tales, las longitudes de onda tan cortas, que las continuas dispersiones (interacciones a alta energía en la sopa de partículas y la radiación del cuerpo negro), destruyen cualquier estado ligado que pudiera formarse con cierta probabilidad. en las colas de la distribución del cuerpo negro. Para formar estados ligados nucleares se necesitan energías y momentos del orden de mev, estado ligado nuclear. Solo cuando la temperatura de BB alcanza las temperaturas de las estrellas, se puede comenzar a comparar, y entonces la expansión continua no tiene suficiente densidad para crear átomos más complicados. Es entonces el papel de la atracción gravitatoria de los nucleones ligeros lo que creará pozos gravitatorios con fuerza suficiente para sintetizar núcleos más pesados.