Primordiale Nukleosynthese

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1 Hauptseminar: Dunkle Materie in Teilchen- und Astrophysik Primordiale Nukleosynthese Karin Haiser

2 Inhalt Einführung Ablauf der Primordialen Nukleosynthese Definition wichtiger Größen Anfangsbedingungen Ausfrieren der schwachen Wechselwirkung Synthese der leichten Elemente Primordiale Elementhäufigkeiten Elementhäufigkeiten mit exp. Messungen Bestimmung von D/H am Keck-Observatorium Zusammenfassung Interpretation Ausblick

3 Einführung Die Primordiale Nukleosynthese ist... die Entstehung der leichten Elemente H, D, He, 4He und 7Li während 3 der ersten 3 Minuten nach dem Urknall. eine wesentliche Stütze des Urknallmodells: Die Häufigkeiten der leichten Elemente lassen sich innerhalb 9 Größenordnungen vorhersagen. einer der entscheidenden Prozesse der Elemententstehung neben der stellaren Elementsynthese.

4 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Definition wichtiger Größen Baryon-Photon-Verhältnis: nb Baryonenza hl η= = nγ Photonenza hl Neutron-Proton-Reaktionsrate: Γne νp GF2 T 5 GF = 1,166*10-5 GeV-2 Fermi-Konstante Hubble-Expansionsrate: H g G N T 2 g* = Anz. relativistischer Freiheitsgrade

5 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Anfangsbedingungen Temperaturbereich: 10 MeV T < 1 MeV Zeitabschnitt 0,01s t < 1s nach dem Urknall Strahlungsdominierte Energiedichte : η << 1 thermisches Gleichgewicht zwischen Neutronen und Protonen : Boltzmann-Verteilung: n =e p mc 2 ( ) kt m = 1,293 MeV

6 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Anfangsbedingungen Das Gleichgewicht zwischen Protonen und Neutronen wird durch die Austauschrelationen der schwachen Wechselwirkung aufrechterhalten: p + e n + υe _ p + υ e n + e+ _ p + υ e + e n Baryonenmasse besteht praktisch nur aus Neutronen und Protonen. leichte Elemente sind kaum vorhanden, da η sehr klein ist.

7 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Ausfrieren der schwachen Wechselwirkung T 1 MeV, t 1 s Neutrinos haben gerade von der Materie entkoppelt. Vernichtung von Elektronen und Positronen bei ca. 0,5 MeV wird Γ kleiner als H friert die schwache Wechselwirkung aus der Neutron-Proton-Ausgleich findet nicht mehr statt n/p erreicht einen festen Wert : Freeze Out Γ T ( F )3 1 TF 1MeV Η 1MeV n =e p mc 2 ( ) ktf β-zerfall 1 6 τneutron~ 900s n 1 Freeze Out p 7

8 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Synthese der leichten Elemente T = 0.1 MeV, t = 3min Beginn der Elementsynthese mit Bildung von Deuterium : dies ist erst jetzt möglich da η << 1 n+ p D +γ ( 2.23 MeV ) ktd D e η 1 1 p TD 0.1MeV p + n D +γ D + n T +γ D+D T + p T + α 7Li + γ 3 He + n p + T 3 He + D p + 4He D + p 3He + γ 3 He + α 7Be + γ D + D 3He + n 7 Li + p 4He + α T + D 4He + n 7 Be + n 7Li + p

9 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Synthese der leichten Elemente Reaktionsnetzwerk zur Entstehung der leichten Elemente

10 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Synthese der leichten Elemente He ist das stabilste unter den leichten Elementen größter Anteil an primordialen Nukleonen 4 Y4 He = 2mn + 2m p He 1 p + n 14 m p + 2mn 4 4 D- und 3He-Häufigkeiten : 10-5 Y 2*10-5 Li-Anteil ist sehr gering (10-10) stabile Kerne der Massen 5 und 8 fehlen hohe Coulomb - Barrieren z.b. T(4He,γ)7Li 7

11 Ablauf der primordialen Nukleosynthese Synthese der leichten Elemente Mit Standardmodell vorhergesagte Elementhäufigkeiten: He-Anteil nimmt mit steigendem η zu. Grund: Stabilität und Häufigkeit der Bildung von 4He 4 3 Minimum bei 7Li: He- und D-Anteile sinken, da sie bei der 4He-Bildung beteiligt sind η < 3* He(T,γ)7Li dominiert > 3* He(3He,γ)7Be 7Be(n,p)7Li dominiert η

12 Primordiale Elementhäufigkeiten Experimentelle Messungen Die Beobachtungen werden vor allem in metallarmen Regionen gemacht, da hier der Anteil der primordialen leichten Elemente am größten ist: He/H: Beobachtung der Rekombinationslinien in HII-Regionen und aus Korrelationen zwischen 4He/H und Metallhäufigkeiten in Sternen (O,N), um stellares 4He auszuschließen. D/H: Betrachtung der Absorptionslinien von Molekülwolken gegen ferne Quasare (QAS) Keck-Observatorium auf Hawaii 3 He/H: Beobachtung der HI-Regionen über die Hyperfeinstrukturlinie des 3He+. Ist mit großen Unsicherheiten behaftet, da viel 3He bei der stellaren Nukleosynthese beteiligt ist. 7 Li/H: Messung in metallarmen Population-II-Halosternen oder Population-I-Sternen. 4

13 Primordiale Elementhäufigkeiten Experimentelle Messung von D/H am Keck-Observatorium David Kirkman et al.,02/2003: The Cosmological baryon density from the deuterium to hydrgen ratio towards QSO absorption systems. Detektierung von D in einem Absorptionssystem (Lyα-Wald) bei z=2,526 im Spektrum des Q mit dem HIRES-Spektrographen. D/H wird verwendet, um η zu bestimmen D/H ist besonders sensitiv für η D kommt fast nur primordial vor Prinzip:

14 Primordiale Elementhäufigkeiten Schema der HIRES- Spektrographen am Keck-Oservatorium Aufbau des HIRES Spektrographen

15 Primordiale Elementhäufigkeiten Experimentelle Messung von D/H am Keck-Observatorium Lyα-Wald: Lyα-Emission des Quasars (z=2.56) Lyα-Absorption von HI bei 428,5 nm

16 Primordiale Elementhäufigkeiten Experimentelle Messung von D/H am Keck-Observatorium Bestimmung von D/H aus Quotienten der Säulendichten der beiden Elemente: Limitierende Faktoren: Bestimmung des Kontinuum-Levels, um die absorbierte Menge zu erhalten Statistische Verteilung des Lyα-Waldes Bestimmung des genauen Geschwindigkeitsprofils des QAS Ausschluss von Kontaminierung durch nichtprimordiale Elemente

17 Primordiale Elementhäufigkeiten Experimentelle Messung von D/H am Keck-Observatorium Bester gemessener Wert für D/H : D 44 = (2, ) 10 5 H Entspricht ΩBh2 = ±0.002 m p η Ω B h Ω CMB h T CMB Abschätzung mit 2 2

18 Zusammenfassung Werte aus Experimentellen Messungen: Elementhäufigkeiten Experiment He/H 0,238 ± 0,005 HII-Regionen D/H (2,78 ± 0,29)*10-5 Keck-Observatorium He/H (1,2-15)*10-5 HI-Regionen Li/H (0,59 4,1)*10-10 Population-II-Halosterne Die primordiale Nukleosynthese bietet eine wichtige Überprüfung des Standardmodells: Vergleich der gemessenen Elementhäufigkeiten ( Baryonendichte) mit der theoretischen Vorhersage. Abschätzung von ΩB : D 2, Ω B h 2 0,023 Ω B 0,043 H

19 Zusammenfassung

20 Interpretation In der Theorie der primordialen Nukleosynthese, basierend auf dem Standardmodell (Nν=3), lässt sich aus der Häufigkeit der leichten Elemente η bestimmen: Abschätzung : 3,4 η*1010 6,9 (mit theoretischen, statistischen und systematischen Fehlern) ΩB: 0,012 ΩBh2 0,025 0,023 ΩB 0,047 ΩB << 1 : kein geschlossenes Universum allein aus Baryonen Ωlum ~ 0,0033 ΩB >> Ωlum : die meisten Baryonen sind optisch dunkel ΩB < ΩM~0,3 : nur etwa 10 % der Gesamtmaterie im Universum ist baryonisch

21 Ausblick Start des Planck-Satelliten 2007 : Messung des CMB in noch höherer Auflösung erlaubt die genauere Bestimmung von η und damit auch von ΩB : Eingrenzung der gemessenen Elementhäufigkeiten