Observaciones de las abundancias primordiales

Las predicciones de la BBN para D, 3_He, 4_{He y} 7_{Li corresponden a las}

concentraciones presentes cuando t ∼ 200 s. Sin embargo, las abundancias observadas corresponden a ´epocas muy posteriores, despu´es del comienzo de la nucleos´ıntesis estelar. Por esta raz´on, la mayor dificultad para determinar experimentalmente las abundancias primordiales reside en que los distintos elementos sintetizados han sufrido un gran n´umero de procesos qu´ımicos, con lo cual las abundancias observadas actualmente difieren significativamente de las concentraciones primordiales. Los n´ucleos de D, 3_He, 6_{Li y} 7_{Li son muy}

fr´agiles y se consumen r´apidamente dentro de las estrellas, a una temperatura relativamente baja, de unos cuantos 106 _{K. Generalmente, el gas dentro de}

una estrella suele superar temperatura cr´ıtica. Adem´as, los n´ucleos de3_He,7_Li

y especialmente el de 4_{He tambi´en se producen en las estrellas. Sin embargo,}

aunque los procesos estelares pueden alterar las abundancias de los n´ucleos ligeros respecto de sus valores primordiales, tambi´en producen otros elementos pesados, como C, N, O y Fe, es decir, metales. Estos metales son el rastro de la actividad estelar, por lo que si se buscan regiones astrof´ısicas con bajas abundancias en metales, las abundancias de elementos ligeros all´ı medidas se acercar´an en principio a sus valores primordiales. Estas regiones suelen ser medios estelares lo m´as lejanos posible (alto redshift), lo que equivale a medir en tiempos lo m´as remotos posible, cuando a´un no hab´ıa habido mucha actividad estelar. De todas formas, aunque la metalicidad sea baja, es dif´ıcil demostrar que las abundancias medidas son realmente las primordiales.

Para todos los elementos, los errores sistem´aticos son los m´as importantes y usualmente son los que limitan la precisi´on con la que se estiman las abun- dancias primordiales. A medida que los m´etodos de observacion se han ido sofisticando, la situaci´on se ha vuelto m´as compleja, en contra de lo que podr´ıa

5.4 Observaciones de las abundancias primordiales 77 pensarse. Han surgido discrepancias relevantes entre distintas observaciones, todas ellas de origen sistem´atico. A continuaci´on se describir´a brevemente los datos actuales, y alg´un detalle de c´omo se han tomado, para los n´ucleos D,

4_He,7_{Li y} 3_He.

5.4.1.

4

He

El helio se observa en el gas ionizado y caliente (T  104 _{K) que hay}

cerca de estrellas luminosas j´ovenes. Las zonas donde se encuentra este gas se llaman H II y est´an formadas mayormente por hidr´ogeno y helio, siendo la abundancia en O de 0,02 a 0,2 veces menor que la del Sol. Estas regiones H II son bastante comunes dentro de nuestra y otras galaxias. La fracci´on de masa Y del4_{He se mide en funci´on de la abundancia de O o N, en distintas galaxias.}

Un peque˜no cambio de Y respecto de O o N es la evidencia m´as clara de que la Y medida es pr´acticamente primordial. Con una regresi´on y en el l´ımite en el que la abundancia de O y N es cero, se encuentra la predicci´on de YP [74].

An´alisis recientes [75] indican el siguiente rango para YP, a nivel de 1σ

YP = 0,238 ± 0,005 (5.4.20)

Este rango se representa en la figura 5.3, donde tambi´en se muestra la predicci´on te´orica de YP en funci´on del par´ametro η.

5.4.2.

D

La evoluci´on del deuterio despu´es de la BBN es m´as simple. El deuterio es destruido en las estrellas, produci´endose3_{He. Debido a que es un n´ucleo muy}

d´ebilmente ligado, no hay ning´un proceso astrof´ısico que pueda producir can- tidades significativas de deuterio. Por esta raz´on, cualquier medida de deuterio proporciona un l´ımite inferior para su abundancia primordial. En los ´ultimos a˜nos, gracias a espectros de alta resoluci´on, se ha visto que en sistemas de qu´asars de alto redshift y baja metalicidad hay presencia significativa de deu- terio. Se cree que estos sistemas no se encuentran contaminados por procesos

2 4 6 8 10

η

10 0.225 0.23 0.235 0.24 0.245 0.25

Y

p 2 4 6 8 10

η

10 0.225 0.23 0.235 0.24 0.245 0.25

Y

p

Figura 5.3: Predicci´on de la fracci´on en masa del 4_{He, en funci´on de la densidad}

de bariones, η10. Las l´ıneas horizontales indican el rango de YP permitido por las

observaciones. De la ref. [76].

estelares, por lo que la abundancia de deuterio que se observa tiene que estar muy cerca de la primordial.

Estas medidas de deuterio son las primeras de elementos ligeros a distancias cosmol´ogicas y presentan una gran cantidad de errores sistem´aticos. Una fuen- te de error podr´ıa ser la estructura de velocidad de los qu´asars, que debe ser sencilla para obtener medidas fiables. Tambi´en las correcciones por ionizaci´on introducen errores. Esta gran cantidad de errores sistem´aticos provoca que de distintas observaciones se obtengan distintos resultados, no siempre compati- bles entre s´ı. Hasta hace unos a˜nos exist´ıa una dicotom´ıa entre distintas medidas y se tomaban como est´andares dos de ellas, incompatibles entre s´ı [76, 77]

D/Hl = (3,4 ± 0,3) × 10−5 _(5.4.21)

5.4 Observaciones de las abundancias primordiales 79 2 4 6 8 10

η

10 0.5 0.2 0.1 0.05 0.02 0.01

Y

D

·

10

3 0.5 0.2 0.1 0.05 0.02 0.01 2 4 6 8 10

η

10 0.5 0.2 0.1 0.05 0.02 0.01

Y

D

·

10

3 0.5 0.2 0.1 0.05 0.02 0.01

Figura 5.4:Predicci´on de la abundancia de deuterones sobre n´ucleos de hidr´ogneo (YD≡D/H), en funci´on de la densidad de bariones, η₁₀. Las l´ıneas horizontales indi- can los rangos de YDpermitidos por las observaciones. El rango superior corresponde

a D/Hh y el inferior a D/Hl. De la ref. [76].

diferenciadas por los super´ındices l (low) y h (high). Estos son los rangos que se presentan en la figura 5.4. No obstante, lo usual siempre fue tomar un rango conservador, que englobara (5.4.21) y (5.4.22).

En los ´ultimos a˜nos, esta discrepancia ha desaparecido, apareciendo medi- das m´as precisas para el deuterio. Las que se toman como est´andares en la actualidad son [78, 79]

D/H = (2,78 ± 0,29) × 10−5 (5.4.23) Como se ver´a en la siguiente secci´on 5.5, estas medidas recientes discrepan de las del 4_{He en lo que se refiere a la dependencia de la densidad de bariones.}

Este hecho, junto con las medidas de η del fondo de radiaci´on, ha provocado una “crisis”, en el aspecto de las medidas de abundancias primordiales.

5.4.3.

7

Li

Las medidas de la concentraci´on de litio son m´as problem´aticas. Los siste- mas m´as adecuados para la observaci´on del7_{Li son las atm´osferas de estrellas}

de metalicidad pobre situadas en el halo de nuestra galaxia. Estas estrellas, llamadas POP II, son muy antiguas y tienen metalicidades que van de 10−4 _a

10−5 _{veces la metalicidad del Sol [80]. Las observaciones han indicado que el}

Li no var´ıa significativamente en estrellas POP II con metalicidades menores a una trig´esima parte de la del Sol [81–85]. Estos conjuntos de estrellas se conocen como el Spite plateau (altiplano de Spite) [81]. Sin embargo, distintos factores dificultan la obtenci´on de la abundancia primordial. Por un lado, la detecci´on de6_{Li en estas estrellas sugiere que, antes de la formaci´on de ´estas, se cre´o}6_Li

y7_{Li. Por otra parte, se observa una peque˜na correlaci´on, aunque significativa,}

entre el Li y el Fe. Todo esto indica que el 7_{Li observado en estas estrellas}

no es el primordial. Si el origen del Li y del Fe es el mismo, para encontrar el componente primordial del7_{Li se puede extrapolar a metalicidad cero [84],}

igual que se hace con el 4_{He. La diferencia es que para el caso del} 7_{Li puede}

haber un aumento adicional de la abundancia, debido a las interacciones de los rayos c´osmicos en el medio interestelar. Esto hace que las extrapolaciones sean mucho menos fiables. Teniendo en cuenta todos estos factores, la estimaci´on del7_{Li est´a en el rango [71]}

7

Li/H = (0,59 − 4,1) × 10−10 _(5.4.24)

5.4.4.

3

He

La abundancia primordial del3_{He es la m´as dif´ıcil de estimar, ya que este}

n´ucleo se crea y se destruye en medios estelares. Adem´as, las ´unicas observa- ciones disponibles corresponden al sistema solar y a regiones H II de nuestra galaxia, con alta metalicidad [86]. Esto hace que la estimaci´on de la abundancia primordial sea muy dif´ıcil. Este problema se agrava debido a que los modelos de nucleos´ıntesis estelares est´an en conflicto con las observaciones de3_{He [87]. Por}

estas razones no es apropiado utilizar el 3_{He como un indicador cosmol´ogico.}

M´as bien al contrario, se puede obtener informaci´on astrof´ısica utilizando el valor de la abundancia primordial de3_{He predicha por la BBN.}

In document Extensiones del modelo estándar del universo primitivo nucleosíntesis primordial, axiones y materia oscura / (página 80-85)