Präzise Kernphysik für die Sonne

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1 Präzise Kernphysik für die Sonne Kolloquium TU Dresden, Daniel Bemmerer Daniel Bemmerer Institut für Strahlenphysik Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft

2 Präzise Kernphysik für die Sonne 1. Sonnenmodell und -beobachtung Daten zur Sonne (1): Helioseismologie Daten zur Sonne (2): Elementhäufigkeiten Daten zur Sonne (3): Neutrinos 2. Kernphysik für die Sonne Proton-Proton-Kette 3 He(α,γ) 7 Be 3 He + α γ + 7 Be Bethe-Weizsäcker-Zyklus 14 N(p,γ) 15 O 14 N + p γ + 15 O 3. Kernphysik für heiße Sterne und für den Urknall Nova-Explosionen Entstehung der leichten Elemente im Urknall Daniel Bemmerer 02/12/2008 2

3 Aufbau der Sonne (in Klammern: Observable) Korona Chromosphäre Photosphäre Fraunhofer-Linien Konvektionszone p-moden (Helioseismologie) Strahlungszone Kern Neutrinos Daniel Bemmerer 02/12/2008 3

4 Daten zur Sonne (1): Helioseismologie Satellit SoHo (Solar and Heliospheric Observatory) Fourierspektrum des GOLF-Instruments auf SoHo Computergenerierte stehende Wellen, p-mode ~3 mhz Daniel Bemmerer 02/12/2008 4

5 Daten zur Sonne (2): Elementhäufigkeiten aus der modellgestützten Interpretation der Fraunhofer-Linien 1D Modell - Beobachtung 3D Modell - Beobachtung 3-dimensionale Modelle der Photosphäre passen besser zur Beobachtung, liefern geringere Elementhäufigkeiten: 1D: 1.69% der Sonnenmasse sind Metalle (Li...U) 3D: 1.22% der Sonnenmasse sind Metalle (Li...U) Daniel Bemmerer 02/12/2008 5

6 Problem: Widerspruch zwischen neuem Sonnenmodell und Helioseismologie Unterschied zwischen Modell und Messung: Schallgeschwindigkeit c Sonnenmodell, Neues Z=1.22% Sonnenmodell, (3D) Z=1.22% (3D) Altes Sonnenmodell, Z=1.69% (1D) Weitere Widersprüche: Tiefe der Konvektionszone Helium-Häufigkeit Konvektionszone Daniel Bemmerer 02/12/2008 6

7 Daten zur Sonne (3): Neutrinos p + p 2 H + e + + ν e Homestake-Goldbergwerk (South Dakota / USA) 1500 m unter Tage 615 t Perchlorethylen (C 2 Cl 4 ) als Detektor 37 Cl(ν e,e - ) 37 Ar Schwelle E ν > 814 kev Ray Davis Jr. (Nobelpreis 2002) Gemessen: 2.56±0.23 SNU 1 SNU = Einfänge/(e - s) Sonnenmodell: 8.5 SNU Solares Neutrinoproblem, Daniel Bemmerer 02/12/2008 7

8 Daten zur Sonne (3): Neutrinos Sudbury Neutrino Observatory SNO (Kanada): Schwerwasser-Tscherenkow-Zähler 1000 t D 2 O, 2100 m unter Tage Tscherenkow-Kegel eines Elektrons, das schneller ist als die Lichtgeschwindigkeit im Medium (n=1.33). ES: ν x + e - ν x + e - NC: ν x + 2 H p + n + ν x CC: ν e + 2 H p + p + e - Alle Flüsse in 10 6 /(cm 2 s) Daniel Bemmerer 02/12/2008 8

9 Die Lösung des solaren Neutrino-Problems, 2002 Sudbury Neutrino Observatory SNO (Kanada) weist direkt auch solare ν µ, ν τ nach. ES: ν x + e - ν x + e - NC: ν x + 2 H p + n + ν x CC: ν e + 2 H p + p + e - Φ ES = 2.39 Φ CC = 1.76 Φ NC = 5.09 Umformung Sonnenmodell: Φ e + Φ µτ = 5.17±0.67 (stat.+syst.) (Experiment, SNO) Neutrino-Flüsse in 10 6 /(cm 2 s) Daniel Bemmerer 02/12/2008 9

10 Neutrino-Vorhersagen des Standard-Sonnenmodells BPS08 J. Bahcall ( 2005), C. Peña-Garay, A. Serenelli 2008: Zwei Versionen des Sonnenmodells BPS08 Homestake Borexino SuperK, SNO BPS08(GS) Alte (<2005) Elementhäufigkeiten Konsistent mit Helioseismologie Φ( 8 B) = 5.94 Φ( 15 O) = 2.15 BPS08(AGS) Neue (>2005) Elementhäufigkeiten Nicht konsistent mit Helioseismologie Φ( 8 B) = 4.72 Φ( 15 O) = 1.34 Experiment (SNO, Super-Kamiokande) Φ( 8 B) = 4.91 ± 0.17(stat) Φ( 15 O)... Borexino/SNO+ Detektoren Neutrino-Flüsse in 10 6 /(cm 2 s) Daniel Bemmerer 02/12/

11 Kernphysik für die Sonne (1): Proton-Proton-Kette (pp-kette) 4 Protonen 4 He ΔE B = 4 * = 26.7 MeV Wasserstoffvorrat im Kern reicht für Jahre Sonnenmasse: 70% Wasserstoff 28% Helium (davon 25% primordial) pp-kette = 99% der Energieproduktion der Sonne Daniel Bemmerer 02/12/

12 Neutrinos aus der Proton-Proton-Kette (pp-kette) Homestake (Chlor) Borexino " ln# pp-1,pp-2 " ln$[ 3 He(%,&) 7 Be] = 0.85 SuperK, SNO pp-1 85% pp-2 15% pp % Daniel Bemmerer 02/12/

13 3 He(α,γ) 7 Be: Stand der Forschung 2005 "(Sonne) # attobarn Viele Experimente mit ~20% Ungenauigkeit Empfohlener Wert (grüne Kurve) ±9% % S(E) " #(E) $ E $ exp' & E /kev ( * ) Dominiert die Unsicherheit im vorhergesagten Neutrinofluss für pp-1 und pp-2 Daniel Bemmerer 02/12/

14 LUNA = Laboratory underground for nuclear astrophysics am Gran Sasso / Italien Untertagelabor ~3400 mwe Fels 10 6 weniger Müonen 10 4 weniger Neutronen 150 km von Rom, in Autobahntunnel LUNA1, LUNA2, LUNA-MV, noch keine Standortentscheidung gefallen Daniel Bemmerer 02/12/

15 Was nützen die 3400 mwe Felsdecke? Felsdecke umgerechnet in mwe = meters water equivalent; 1 m Fels = 2.7 mwe Erdoberfläche Felsenkeller Dresden Gran Sasso Daniel Bemmerer 02/12/

16 Der Beschleunigerraum von LUNA E Strahl = kev 0.5 ma 1 H ma 4 He + Daniel Bemmerer 02/12/

17 Aktivierungsmessung zur pp-kette: 3 He(α,γ) 7 Be an LUNA t 1/2 = (53.22±0.06) d E γ = 478 kev, Verzweigungsverhältnis (10.44±0.04)% Fensterloses 3 He-Gastarget Daniel Bemmerer 02/12/

18 Aktivierungsmessung zur pp-kette: 3 He(α,γ) 7 Be an LUNA, 7 Be-Spektren Gemessene 7 Be-Aktivität: mbq Daniel Bemmerer 02/12/

19 3 He(α,γ) 7 Be an LUNA, systematische Unsicherheit γ-nachweiswahrscheinlichkeit Strahlintensität Gasdichte 7 Be-Verluste Systematische Unsicherheit 1.8% 1.5% 1.5% 0.7% 3.0% Daniel Bemmerer 02/12/

20 Aktivierungsmessung zur pp-kette: 3 He(α,γ) 7 Be an LUNA, Ergebnisse D. Bemmerer et al., Phys. Rev. Lett. 97, (2006) 15-mal zitiert in 2007 und 2008 Daniel Bemmerer 02/12/

21 Auswirkung : Präzisere Vorhersagen für 7 Be- und 8 B-Neutrinofluss Homestake Borexino Kernphysikalischer Input für 8 B-Neutrinofluss Φ B : SuperK, SNO " ln# B " ln$ ΔΦ B /Φ B 3 He( 3 He,2p) 4 He % 3 He(α,γ) 7 Be % 2.5% 7 Be(p,γ) 8 B % Messungen des Flusses von 8 B- und 7 Be-Neutrinos: Super-Kamiokande: Borexino: 3.6% (syst.+stat.) Präzision für Φ B 10% (syst.+stat.) Präzision für Φ Be nach 11 Monaten Datennahme Daniel Bemmerer 02/12/

22 Kernphysik für die Sonne (2): CNO-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) Flaschenhals Hans Bethe C.-F. von Weizsäcker 1938 postuliert Flaschenhals: 14 N(p,γ) 15 O 0.8% Beitrag zur Energieproduktion der Sonne Direkt abhängig von C- und N-Elementhäufigkeit im Sonnenkern Daniel Bemmerer 02/12/

23 Neutrinos aus dem CNO-Zyklus 13 N, Q(β + ) = MeV 15 O, Q(β + ) = MeV Homestake Borexino SuperK, SNO 17 F, Q(β + ) = MeV " ln# O-15 " ln$[ 14 N(p,%) 15 O] =1 Daniel Bemmerer 02/12/

24 Experiment zum CNO-Zyklus an LUNA 2008: Einfang in den Grundzustand von 15 O (75±5)% (5±1)% (5±1)% (15±15)% Das Problem (LUNA 2004, TUNL 2005): Übergänge in angeregte Zustände können im Detektor eine Summationslinie erzeugen: γ(800) + γ(6800) Die Lösung (LUNA 2008): γ(7600) Größerer Abstand Detektor-Target Segmentierter Detektor LUNA 2004: TUNL 2005: 0.25±0.06 kev barn, 250% summing-in 0.49±0.08 kev barn, 240% summing-in Daniel Bemmerer 02/12/

25 Experiment zum CNO-Zyklus an LUNA 2008, mit segmentiertem Detektor Daniel Bemmerer 02/12/

26 Experiment zum CNO-Zyklus an LUNA 2008, Messdaten und R-Matrix-Fit 14 N(p,γ) 15 O GS LUNA 3 MV Tandetron, Rossendorf LUNA (2004): TUNL (2005): 0.25±0.06 kev barn 250% Summing-in-Korrektur 0.49±0.08 kev barn 240% Summing-in-Korrektur LUNA (2008): 0.20±0.05 kev barn 8% Summing-in-Korrektur M. Marta et al., Phys. Rev. C 78, (R) (2008) Daniel Bemmerer 02/12/

27 Experiment zum CNO-Zyklus am 3 MV Tandetron, Rossendorf γ-spektrum an 1 MeV Resonanz, 3 cm und 30 cm Detektor Auswertung im Gange (E. Trompler, M. Marta, D. Bemmerer)) Daniel Bemmerer 02/12/

28 Experiment zum CNO-Zyklus an LUNA, Auswirkung auf Sonnenneutrinos Einfang in den... NACRE-Kompil LUNA 2004 TUNL 2005 LUNA Grundzustand von 15 O ± angeregte Zustände in 15 O (1.37±0.12) Gesamter S(0) [kev barn] ±0.13 Die kernphysikalische Unsicherheit im vorhergesagten 13 N- und 15 O- Neutrinofluss wird von 15% auf 8% reduziert. Eine direkte Messung der C- und N- Häufigkeit im Sonnenkern wird damit an Borexino/SNO+ möglich. W. Haxton & A. Serenelli, Astrophys. J. 687, 678 (2008) Daniel Bemmerer 02/12/

29 15 N(p,γ) 16 O, an der Weggabelung zwischen CNO-1 und CNO-2 Experiment an LUNA (Gastarget und BGO-Detektor) 14 N(p,γ) 15 O (99.6% angereichert) N 2 -Gas 15 N(p,γ) 16 O (0.4% angereichert) He-Gas 11 B(p,γ) 12 C Daniel Bemmerer 02/12/

30 Zwei Fenster zur Präzisions-Kosmologie Häufigkeit der leichten Elemente in sehr alten Sternen oder in der interstellaren Materie: Anisotropien im kosmischen Mikrowellen- Hintergrund (CMB), daraus Bestimmung des kosmologischen Parameters η Daniel Bemmerer 02/12/

31 Entstehung der chemischen Elemente im Urknall (BBN = big bang nucleosynthesis) Konkordanz zwischen BBN 4 He BBN 2 H CBM = kosmischer Mikrowellen-Hintergrund Ein Erfolg für die Kosmologie! Ungenügende astronomische Daten für 3 He Faktor 3 Unterschied bei 7 Li Ein Problem für die Präzisions-Kosmologie! Daniel Bemmerer 02/12/

32 Die beiden Lithium-Probleme der Urknall-Nukleosynthese Lithium-Produktion im Urknall 3 He(α,γ) 7 Be* 7 Li 2006 an LUNA untersucht 2 H(α,γ) 6 Li Experiment an LUNA geplant Produktion durch kosmische Strahlen: 7 Li : 6 Li = 1 : 1.5 Lithium-Produktion durch Zerfall langlebiger SUSY-Teilchen nach dem Urknall Jedamzik 2004, 2006, 2008 Kajino 2006, 2007 Urknall-Nukleosynthese von 6 Li bisher nur mithilfe neuer Physik erklärbar! Daniel Bemmerer 02/12/

33 Zusammenfassung Sonnenbeobachtung und -modell Helioseismologie Elementhäufigkeiten Neutrinos von der Sonne Kernphysik für die Sonne 3 He(α,γ) 7 Be (Proton-Proton-Kette) 14 N(p,γ) 15 O (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) Kernphysik für heiße Sterne und für den Urknall 15 N(p,γ) 16 O (Nova) 3 He(α,γ) 7 Be und 2 H(α,γ) 6 Li (Urknall) Daniel Bemmerer 02/12/