Nukleosintesis Big Bang
Dalam kosmologi, nukleosintesis Big Bang atau nukleosintesis primordial (bahasa Inggris Big Bang Nucleosynthesis = BBN) merujuk pada produksi inti selain H-1, hidrogen normal, selama fase awal alam semesta, beberapa saat setelah Big Bang. Dipercaya bahwa peristiwa ini bertangungjawab pada pembentukan hidrogen (H-1 atau H) dan isotopnya yaitu deuterium (H-2 atau D), isotop helium He-3 dan He-4, dan isotop lithium Li-7.
Parameter kunci dalam menghitung efek "BBN" adalah jumlah foton per baryon. Parameter ini berhubungan dengan temperatur dan kerapatan alam semesta awal sehingga kondisi dimana fusi nuklir terjadi dapat ditentukan. Selanjutnya kita dapat menurunkan kelimpahan elemen. Perhitungan berdasarkan teori Big Bang yang kita yakini saat ini, peristiwa "BBN" menghasilkan sekitar 75% H-1, sekitar 25%
helium-4, sekitar 0.01% deuterium, sedikit lithium dan berilium, dan tanpa elemen-elemen berat yang lain. Kelimpahan yang teramati saat ini konsisten dengan jumlah tersebut sehingga merupakan salah satu bukti yang mendukung teori Big Bang. Persentase kelimpahan ini merupakan presentasi massa.
Nukleosintesis Big Bang dimulai satu menit setalah Big Bang, ketika alam semesta cukup dingin untuk membentuk proton dan netron, setelah "bariogenesis". Dari perhitungan termodinamika sederhana, dapat dihitung fraksi proton dan netron berdasarkan temperatur pada saat itu. Fraksi ini dinyatakan dalam proton per netron, sebab netron yang bermassa lebih besar meluruh secara spontan dengan waktu paruh 15
menit. Salah satu ciri "BBN" adalah bahwa hukum-hukum fisika dan tetapan-tetapan yang mengatur kelakuan materi pada tingkatan energi saat itu telah dipahami dengan sangat baik, sehingga "BBN" bukan merupakan peristiwa yang spekulatif sebagaimana peristiwa-peristiwa lainnya di awal alam semesta.
Begitu alam semesta mengembang, dia mendingin. Netron bebas dan proton menjadi kurang stabil daripada inti helium, sehingga proton dan netron memiliki kecenderungan untuk membentuk helium-4. Namun pembentukan helium-4 membutuhkan langkah antara yaitu pembentukan deuterium. Pada saat nukleosintesis terjadi temperatur cukup tinggi, sehingga energi rata-rata per partikel lebih besar daripada
energi ikat deuterium; oleh karenanya setiap deuterium yang terbentuk segera hancur kembali (situasinya dikenal sebagai "deuterium bottleneck"). Di sini, pembentukan helium-4 tertunda hingga alam semesta cukup dingin untuk membentuk deuterium (pada sekitar T = 0.1 MeV), dimana pembentukan elemen tersebut terjadi secara tiba-tiba dan dalam skala besar. Segera
setelah itu, pada tiga menit setelah Big Bang, alam semesta menjadi terlalu dingin untuk reaksi fusi nuklir apa pun terjadi. Pada titik ini kelimpahan elemen menjadi konstan dan perubahan hanya terjadi dari peluruhan radioaktif beberapa produk "BBN" (seperti tritium).
Selama 1970an, terdapat masalah besar, yaitu kerapatan baryon, sebagaimana dihitung nukleosintesis Big Bang, kurang daripada massa yang teramati berdasarkan perhitungan laju ekspansi. Teka-teki ini dipecahkan melalui postulat adanya materi gelap.
Nukleosintesis Big Bang tidak menghasilkan elemen-elemen yang lebih berat daripada berilium. Tidak ada inti stabil di alam yang mengandung 8 nukleon, sehingga terdapat "bottleneck" yang menghentikan proses nukleosintesis hanya sampai di sini. Pada reaksi fusi nuklir yang terjadi di dalam bintang, "bottleneck" tersebut dilewati melalui proses triple-alpha, yaitu proses
reaksi nuklir yang melibatkan tumbukan tiga inti helium-4. Namun proses triple alpha tidak dapat mengubah sejumlah besar helium menjadi karbon hanya dalam orde waktu beberapa menit. Proses triple-alpha memakan waktu puluhan ribu tahun untuk dapat mengubah helium menjadi karbon dalam jumlah yang signifikan.
Nukleosintesis Big Bang memperkirakan terdapat sekitar 25% helium-4 di alam semesta, dan jumlah ini tidak bergantung pada kondisi awal alam semesta. Hal ini disebabkan helium-4 sangatlah stabil sehingga hampir semua netron akan bergabung dengan proton untuk membentuk helium-4. Sebagai tambahan, dua atom helium-4 tidak dapat bergabung untuk membentuk atom stabil, sehingga sekali helium-4
terbentuk dia tetap akan menjadi helium-4. Hal ini dapat digambarkan dengan menganalogikan helium-4 sebagai abu. Jumlah abu yang dihasilkan sebatang ranting yang dibakar adalah tetap, tidak bergantung pada bagaimana cara ranting itu dibakar.
Pengetahuan mengenai kelimpahan helium-4 menjadi penting karena ternyata didapati bahwa kelimpahan helium-4 di alam semesta lebih besar daripada yang diperkirakan dari nukleosintesis bintang. Sebagai tambahan, kelimpahan ini menjadi sebuah batu uji penting bagi teori Big Bang. Jika kelimpahan helium-4 jauh berbeda dari angka 25%, maka akan menghadirkan tantangan serius bagi teori Big Bang.
Kebalikan dari helium-4, deuterium sangatlah tidak stabil dan sangat mudah hancur. Karena helium-4 sangat stabil, ada kecenderungan kuat bagi dua inti deuterium untuk membentuk helium-4. Satu-satunya alasan "BBN" tidak mengubah semua deuterium di alam semesta menjadi helium-4 adalah ekspansi membuat alam semesta mendingin dan memotong pengubahan ini. Tidak seperti helium-4,
jumlah deuterium di alam semesta bergantung pada kondisi awal alam semesta. Makin padat alam semesta, makin banyak deuterium yang terkonversi.
Sampai kini tidak diketahui proses yang dapat memproduksi deuterium dalam jumlah signifikan selain proses "BBN". Pengamatan kelimpahan deuterium menyarankan bahwa usia alam semesta tidaklah tidak terbatas, yang sesuai dengan teori Big Bang.
Selama dekade 1970an, dilakukan upaya besar untuk menemukan proses yang dapat memproduksi deuterium, yang pada gilirannya menjadi upaya untuk memproduksi isotop yang lebih berat daripada deuterium. Masalahnya adalah ketika konsentrasi deuterium di alam semesta konsisten dengan model Big Bang, harga tersebut terlalu tinggi untuk konsisten dengan model yang menduga bahwa kebanyakan alam semesta
terdiri dari proton dan netron. Jika kita mengasumsikan bahwa alam semesta keseluruhannya terdiri dari proton dan netron, kerapatan alam semesta akan sedemikian sehingga kebanyakan deuterium yang teramati sekarang sudah terbakar menjadi helium-4.
Ketidakkonsistenan antara pengamatan deuterium dan pengamatan laju ekspansi alam semesta membawa kepada usaha untuk menemukan proses memproduksi deuterium. Setelah satu dekade usaha ini, konsensus akhir adalah bahwa proses ini tidak mungkin terjadi, dan penjelasan standar yang sekarang digunakan tentang kelimpahan deuterium adalah bahwa alam semesta kebanyakan tidak
terdiri dari baryon, dan bahwa materi non-baryonik (disebut juga sebagai materi gelap) mendominasi massa materi alam semesta.
Sangat sulit menjelaskan proses fusi nuklir yang dapat menghasilkan deuterium. Proses ini mensyaratkan temperatur yang cukup tinggi bagi terbentuknya deuterium, tetapi tidak cukup tinggi bagi produksi helium-4, dan proses ini harus terdinginkan secara tiba-tiba hingga mencapai temperatur non-nuklir tidak lebih dari beberapa menit saja dan juga diperlukan kondisi agar deuterium segera tersapu keluar dari proses sebelum bergabung dengan yang lain membentuk helium-4.
Memproduksi deuterium dari fisi nuklir juga sangat sulit. Deuterium sangat tunduk pada proses nuklir, dan tumbukan di antara inti atom mungkin menghasilkan penyerapan inti, atau pelepasan netron-netron bebas atau partikel alpha. Selama 1970an, usaha-usaha dilakukan dengan menggunakan sinar kosmik yang ditumbukkan pada sebuah objek ("cosmic ray spallation") untuk menghasilkan deuterium. Usaha-usaha ini gagal tetapi secara tidak terduga menghasilkan elemen-elemen ringan yang lain.