Nukleosynthese beim Urknall und baryonische dunkle Materie
Werbung
Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall und baryonische dunkle Materie Philip Kollmannsberger 17. Dezember 2001 Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Das Standardmodell der Nukleosynthese SBBN = Standard Big Bang Nucleosynthesis • Annahmen: 1. Gültigkeit der physikalischen Gesetze 2. Kosmologisches Prinzip 3. Allgemeine Relativitätstheorie 4. Standardmodell der Elementarteilchenphysik 5. Thermodynamisches Gleichgewicht • Einziger freier Parameter: Baryonendichte • Vorhersage: primordiale Häufigkeit der leichten Elemente Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Entwicklung des Universums 2 & R 8 π G ρ kc 2 2 H ≡ = − 2 3 R R Friedman-Gleichung Flaches Universum ⇔ kritische Dichte Verhältnis zwischen tatsächlicher und kritischer Dichte: Ω= ρ ρ crit . Zeitliche Entwicklung der Dichte: 3 t −2 ρ= 32 π G Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Thermodynamisches Gleichgewicht Gleichgewicht relativistischer, nichtentarteter Teilchen: • Photonen • Elektronen und Positronen • Neutrinos und Antineutrinos 7 7 Tν 2 4 ρ c = aT γ 1 + + N ν 4 8 Tγ • Neutronen und Protonen Temperatur 1012 K, 10-4 s ABB: • Paarbildung und –vernichtung • schwache Wechselwirkung n 1, 293 MeV = exp − kT p n + e+ ↔ p + νe p + e− ↔ n + νe n ↔ p + e− + νe 4 Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Entkopplung der Neutrinos und Photonen T~1010K / ca. 1s ABB: Entkopplung der Neutrinos T~109K / kurz danach: Elektronen und Positronen zerstrahlen ∆ n = exp − p F kT F η≡ 1 ≈ 6 nb = const. ≈ 10 −10 nγ Ω b 0 h 2 = 3 , 65 ×10 − 3 ( T γ 0 / 2 , 73 K ) 3 η10 Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Wann beginnt die Nukleosynthese? Neues Gleichgewicht: • Zunächst zu heiß für stabile Kerne • Bei 0.1 MeV / 100s ABB: Produktionsrate von D größer als Zersetzungsrate Lebensdauer freier Neutronen: 886,7 ± 1,9s ⇒ nach 100s neues Verhältnis n / p ~ 1 / 7 Nukleosynthese kommt in Gang: 99,99% der verbliebenen freien Neutronen fusionieren zu Helium. Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Kernreaktionen bei der Nukleosynthese p + n → d d + d → 3 He + n d + p → 3 He + γ 3 He + n → 4 He + γ 3 He + d → 4 He + p → 3 → 4 d 3 H + n + p + γ H He + γ + γ 3 3 H + 4 He → 7 Li + γ He + 4 He → 7 Be + γ → 7 Li + p Li + p → 4 He + 7 Be + n 7 3 H + d → 4 He + n 4 He Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Zeitlicher Ablauf der Elemententstehung Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Vom Modell zur Realität 1. 2. Messung der primordialen Häufigkeiten der leichten Elemente • Einschränkung des Wertebereichs von η • Bestätigung der SBBN-Theorie • Widerlegung von alternativen Modellen Direkte Messung von η bzw. der baryonischen Dichte • Bestimmung des letzten freien Parameters der SBBN • genaue Vorhersage der primordialen Häufigkeiten der Elemente Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Zurück in die Vergangenheit Es gibt 4 Elemente, deren primordiale Häufigkeit man bestimmen kann: D 3He 4He 7Li Rückschlüsse auf die ursprüngliche Verteilung? • Kenntnis der galaktischen Evolution • Suche in Gegenden niedriger Metallizität Gemessen wird die relative Häufigkeit (Verhältnis zu Wasserstoff H) Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Die Bedeutung von Deuterium Vorteile von Deuterium: - wird insgesamt nur abgebaut - ist am einfachsten an Spektren ablesbar - hängt stark von η ab ⇒ Bestimmung von η aus D/H Wo wurde bisher gemessen? • Im Sonnensystem • Im Interstellaren Medium (ISM) • Im Intergalaktischen Medium (IGM) Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik D/H im Sonnensystem D/H in Planeten: • Jupiteratmosphäre: D/H = 2,6 ± 0,7 × 10-5 (Galileo 1998) • Uranus: D/H = 5,5 ± 3,5 × 10-5 • Neptun: D/H = 6,5 ± 2,5 × 10-5 (1999) Sonnenwind: Gemessen wird 3He, daraus D/H • Sonnenwind: D/H = 1.94 ± 0,36 × 10-5 (1998) Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall D/H im Interstellaren Medium (ISM) Isotopieverschiebung der Lyman-Linien 1973 mit Copernicus: D/H = 1,4 ± 0,2 × 10-5 HST (nur Ly-α), sicherer Wert heute: D/H = 1,6 ± 0,1 × 10-5 Fälle von abweichendem D/H: • Sterne Sirius A,B und δ Ori: zu niedrig • Molekülwolken nahe des Zentrums: zu niedrig • In äußeren Regionen geringer Dichte: zu hoch ⇒ Zusammenhang mit Entfernung vom Zentrum der Galaxie Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik D/H im Intergalaktischen Medium (IGM) Ly-α-“Forest“ im Spektrum stark rotverschobener Quasare (z>3) => D/H sollte nahe am primordialen Wert sein • QSO 1937-1009: H = 3,24 ± 0,3 × 10-5 (1996) • QSO 1009+2956: D/H = 4,0 ± 0,8 × 10-5 (1998) (2000) • QSO 0130-4021: D/H < 6,7 × 10-5 Problemfälle: • QSO 1718+4807: D/H = 25 ± 5 × 10-5 (1997) (mit anderen Annahmen: D/H ~ 4,4 × 10-5) • QSO 0014+813: D/H < 35 × 10-5 (konsistent mit niedrigem D/H) (1994) Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik D/H – Stand der Dinge IGM-Messungen => niedriges primordiales D/H: • D/H • Yp • 7Li/H •η • Ωbh² = = = = = 3,24 ± 0,3 × 10-5 0,246 ± 0,0014 3,5 ± 1,1 × 10-10 5,1 ± 0,5 × 10-10 0,019 ± 0,0024 Probleme: - H überdeckt D im Spektrum - Lokaler oder globaler Abbau von D? - Hohes D/H sollte einfacher zu finden sein - Systeme nicht repräsentativ? Hauptproblem: Es gibt noch zu wenige Messungen! Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Die Zukunft der D/H-Bestimmung Aktuell: FUSE-Satellit • Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (90-120nm) • deutlich bessere Instrumente als Copernicus • mißt D/H im Interstellaren Medium • gestartet 24. Juni 1999 • erste Daten werden momentan ausgewertet Geplant: SOFIA (2002), FIRST (2007), GMAT, SQA Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Wozu wird Helium gemessen? • Bestätigung der SBBN • Aussage über die Anzahl der Neutrinoarten, Nν: Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Messung von Helium-4 Anteil von nicht-primordialem 4He: • Bestimmung im lokalen ISM: 0.01-0.04 => zu ungenau Messungen an Orten mit wenig stellarer Produktion: Beste Messungen bisher in extragalaktischen H II-Regionen • ionisiertes Gas um junge Sterne • sehr geringe Metallizität ⇒ Helium-4 dort vermutlich primordial Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Helium-4 in H II-Regionen Vorhersage der SBBN: Yp = 0.246 ± 0.0014 (mit niedrigem D/H) Messungen in den letzten 25 Jahren: • Yp = 0.216 ± 0.02 (1974) • Yp = 0.230 ± 0.004 (1976) • Yp = 0.228 ± 0.005 (1992) • Yp = 0.234 ± 0.008 (1993) • Yp = 0.236 ± 0.005 (1996) • Yp = 0.234 ± 0.002 ± 0.005 (1997) ⇒ Statistische Inkonsistenz Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Extrapolation zu primordialem Helium Izotov & Thuan 1998: • zusätzliche Messungen • genauere Auswertung mit Regression: Yp = 0.244 ± 0.002 mit O/H Yp = 0.245 ± 0.001 mit N/H Auswertung älterer Messungen: Yp < 0.252 ⇒ Übereinstimmung! Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Bestimmung von Lithium-7 Alte Halosterne mit geringem Eisengehalt: „Spite-Plateau“ 7Li/H ~ 1,6 × 10-10 (1982) Vorgänge: • Konvektion => Abbau • Gravitational Settling • ...? Messungen von 6Li (Asymmetrie der 7Li-Linie) und 7Be, B geplant Scheinseminar Astroteilchenphysik Bestimmung von Helium-3 Noch kein primordiales 3He gemessen: • Bestimmung aus Spektren schwierig • Galaktische Evolution unbekannt Möglichkeit: falls D → 3He ausschließliche Quelle: ⇒ D + 3He konstant daraus: (3He/H)prim. = 0,3 ± 1 × 10-5 Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Bestimmung der baryonischen Dichte 1) Hintergrundstrahlung: Noch keine genauen Messungen 2) IGM: Ωb > 0.035 (1997-1998) 3) Galaxien-Cluster: Verhältnis der baryonischen zur Gesamtmasse in Clustern Ωb ~ 0.03 (1999) Scheinseminar Astroteilchenphysik Nukleosynthese beim Urknall Gibt es eine Übereinstimmung? 1) Niedriges D/H ⇒ ⇒ ⇒ Hohes Yp 7Li um 50% abgebaut Ωb = 0,03 - 0,05 2) Hohes D/H ⇒ ⇒ ⇒ Niedriges Yp 7Li nicht abgebaut Ωb = 0,01 – 0,02 Zukunft: „Precision Era“ der SBBN Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Alternative Theorien 1) Inhomogene Baryonenverteilung während SBBN 2) Zusätzliche relativistische Teilchen, Neutrinos, WIMPS 3) Primordiale Schwarze Löcher Weitere Hypothesen: • • • • • Hohes chem. Potential bei Neutrinos Sterile Neutrinos Magnetfelder Antimaterie-Domänen Alternative Gravitationstheorien Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Was ist mit Dunkler Materie? Baryonische Dunkle Materie: SBBN sagt mehr baryonische Masse voraus, als beobachtet wird d.h. weniger als 10% der Baryonen „leuchten“ ⇒ Nichtleuchtende Materie, z.B. MACHOS Nichtbaryonische Dunkle Materie: Massedichte des Universums: ca. 0,4 Ω Baryonendichte aus SBBN: ⇒ maximal 0,05 Ω Suche nach nichtbaryonischer dunkler Materie (Axionen, Neutralinos, WIMPS, exotische Teilchen, ...) Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Zusammenfassung • Ablauf der Nukleosynthese folgt aus einfachen Annahmen • Nur ein freier Parameter, aus Messungen bestimmbar • Vorhersagen stimmen mit Beobachtungen sehr gut überein • Der dritte klare Hinweis auf einen „Big Bang“ (neben Hintergrundstrahlung und Rotverschiebung) • Starkes Argument für die Existenz dunkler Materie • In den kommenden Jahren: viele bessere und genauere Messungen Nukleosynthese beim Urknall Scheinseminar Astroteilchenphysik Literatur • Carroll, Bradley W.: An introduction to modern astrophysics Addison Wesley 1996 • Pagel, B.E.J.: Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies Cambridge University Press 1997 • Lemoine, M. et al.: Deuterium abundances New Astronomy 4 (1999) • • • Tytler, D. et al.: Deuterium and the baryonic density of the universe Olive, K.: Primordial nucleosynthesis: theory and observation Pagel, B.E.J.: Helium and Big Bang nucleosynthesis Physics Reports 333-334 (2000) • Tytler, D. et al.: Review of BBN and primordial abundances Physica Scripta 85 (2000) • Boyd, R.N.: Big bang nucleosynthesis Nuclear Physics A 693 (2001) • FUSE-Projekt: http://fuse.pha.jhu.edu/
