Astroteilchenphysik - I

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1 Astroteilchenphysik - I WS 2012/2013 Vorlesung # 04, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Big Bang Nukleosynthese: - Messmethoden für Kosmologie: Helium-4 Deuterium Lithium-7 - Neutrinogenerationen & BBN KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Expansion des Universums für homogenes, isotropes Universum: Friedmann-Lemaître Expansionsgleichungen H 2 2 a ( t) 8 k ( t) G( t) 2 a( t) 3 a ( t) 3 a ( t) a( t) 4 G ( t) 3 3P 2 c 3 Topologie des Universums: Krümmung Energie Topologie hyperbolisch E tot > 0 offen euklidisch E tot = 0 flach sphärisch E tot < 0 geschlossen kritische Dichte c = 5.1 GeV / m 3 (d.h. ~5 Protonen pro m 3 ) G. Drexlin VL04

3 Big Bang Nukleosynthese BBN BBN: in den ersten 3 Minuten entstehen aus p und n die leichten Kerne 2 H, 3 He, 4 He, 7 Li und 7 Be 4 Phasen der BBN: 1 thermisches Gleichgewicht (T = K, t = 0.01 s) 2 Ausfrieren der schwachen Ww. (T = K, t = 1 s) 3 Neutronenzerfall (T > 10 9 K, t = 1 s - 1 min) 4 Fusionsreaktion (T ~ 10 9 K, t = 1-10 min) a ß g BBN: 12 Hauptreaktionspfade G. Drexlin VL04

4 Element-Häufigkeit Nukleosynthese Modellrechnungen wichtigster BBN-Parameter : Baryon-Photon-Verhältnis h D 4 He 3 He Definition h = n Baryonen n Photonen n,p = ~ CMB aus der Analyse der CMBR (T CMBR ) ist n Photonen genau bekannt! n Photonen = (412 ± 2) / cm Li 10-9 h aus BBN erlaubt daher Bestimmung von n Baryonen! Baryon-Photon Verhältnis h übliche Darstellung: h 10 = h G. Drexlin VL04

5 Element-Häufigkeit Nukleosynthese Modellrechnungen Abhängigkeit der Elementhäufigkeiten von der Baryonenzahl D 4 He Helium-4 Helium-4: größeres h : höhere T BBN, größeres n/p Verhältnis mehr Helium-4 wird erzeugt Li 3 He Deuterium größeres h : mehr Material wird fusioniert weniger Deuterium bleibt übrig Lithium-7 größeres h : 4 He( 3 H,g) 7 Be dominant kleineres h : 7 Be + e - 7 Li + n e dominant Baryon-Photon Verhältnis h G. Drexlin VL04

6 Bestimmung der Elementhäufigkeiten 4 He: galaktische HII-Regionen und blaue kompakte Galaxien Beobachtung der He + Rekombination 2 H: Quasar-Absorptionslinien von 2 H (Lya Linien) in extragalakt. Wolken 7 Li: Spektroskopie von Atmosphären von Halo-Sternen (Spite-Plateau) Li He H Lithium-7: Spite-Plateau Sterne Helium-4: Blaue kompakte Galaxien Deuterium: Quasar Gaswolke G. Drexlin VL04

7 Helium-4 Häufigkeit Objekte: Blue Compact Dwarf (BCD) Galaxien - metallarme, gasreiche Galaxien mit großen Sternentstehungsgebieten UV-Licht massereicher Sterne, - H-II Regionen: Ionisation des interstellaren Mediums (He-I) Beobachtung: Emissionslinien durch die Rekombination von interstellarem He-I - bester Übergang: 1s 3d (23.07 ev) 1s 2p (20.96 ev): DE = 2.11 ev (l = nm, gelb) l = nm G. Drexlin VL04

8 Fluss [10-16 erg s -1 cm -2 Å -1 ] Spektroskopie in BCD-Galaxien hochauflösende Spektroskopie einer blauen kompakten nahen Zwerggalaxie (SBS E) mit ESO s YEPUN Teleskop (VLT), FORS-Spektrograph Wellenlänge [nm] G. Drexlin VL04

9 Y He-Massenanteil Helium-4 Häufigkeit: Messungen Systematik: der primoridale Helium-4 Massenanteil Y wird durch die Kernfusionsreaktionen in Sternen (4p + 2e - 4 He + 2n e ) erhöht, Suche nach metallarmen Sternen (Metallizität: Sauerstoff O / Wasserstoff H) Analyse: Auftragung von Y als Funktion der Metallizität O/H, dann wird extrapoliert zu O/H = 0 (keine Metalle, d.h. primordialer BBN-Anteil) Y P 2( n / p) 1 n / p heutiger Wert [PDG 2012]: Particle Data Group Y p = ± primordiales 4 He Metallizität [10 6 (O/H)] G. Drexlin VL04

10 Fluss Deuterium Häufigkeit Beobachtung: Lyman a Absorptionslinien von neutralem Wasserstoffgas bei l i = (1+z) nm gegen ferne Quasare (breite Emission) Problem: spektroskopische Trennung der Lya-Linien von 1 H und 2 H Quasar(z=3) Wolke A (z=1.4) Wolke B (z=0.2) Wolke C (z=0.01) D H Teleskop Wellenlänge [nm] G. Drexlin VL04

11 Intensität Deuteriumhäufigkeit: der Lyman awald Deuterium wird in Sternen fusioniert (zerstört), daher Suche nach alten Objekten, größter experiment. Wert definiert D-Häufigkeit Beispiel: Quasar HE (z = 2.89) Lyman a - Absorption sichtbar Lyman a Wald Lya- Wald Absorption Lya- Emission Quasar: HE z = 2, Wellenlänge l [nm] G. Drexlin VL04

12 Deuteriumhäufigkeit: Ly-a Linienprofile Probleme bei der Datenanalyse: a) Dopplerverbreiterung der Absorptionslinien (Rotationseffekte in der Wolke) b) Sättigung der H Ly-a-Linie, sobald die Ly-a Linie von D sichtbar ist (Intensitätsverhältnis 10 5 : 1) D H c) minimale Unterschiede der Ly-a-Linien von H und D : DE/E = reduzierte Masse m 1 m 2 / (m 1 +m 2 ) Ly-a Linien heutiger Wert für D [Particle Data Group]: 2 1 H H ( ) 10 5 stat. + syst. Fehler G. Drexlin VL04

13 Lithium-7 Häufigkeit Objekte: Methode: metall-arme, sehr alte Population-II Sterne im galaktischen Halo mit dünner Konvektionszone Oberflächen-Temperatur T > 5500 K halo dwarves Spektroskopie der Sternatmosphäre: Beobachtung von 7 Li-Resonanz-Absorptions-Doubletts bei l = nm Systematik: 7 Li wird bei T > 2, K zerstört (tiefe Konvektionszone!) Lithium-7 Stoß He-4 Proton Zwergstern Gliese 623b (d=8 pc) G623b: L~2x10-5 L m~0.1 m Konvektionszone: 7 Li wird sofort verbrannt bei hohem T 7 Li-Brennen in Sternen: 7 Li + 1 H 2 4 He G. Drexlin VL04

14 Lithium-7/Wasserstoff-Verhältnis Lithium-7 Häufigkeit (Li-Anomalie) heutiger Wert für Li-7 [Particle Data Group 2012]: 7 1 Li H ( ) WMAP & BBN Erwartung Spite Plateau deutliche Lithium-7- Vernichtung nur oberflächen nahe Konvektion NGC : Li-7 Analysen in metallarmen Kugelsternhaufen zeigen systematische Konvektionseffekte (Li-7 wird verbrannt) Konvektion! primordiales Lithium-7 (aber: ein Teil durch Konvektion zerstört) Oberflächentemperatur [K] G. Drexlin VL04

15 Häufigkeit relativ zu H He-4 Massenanteil BBN - Resultate Anteil an kritischer Dichte [%] Kombination experiment. Resultate von D, 3 He, 4 He & 7 Li ergibt im Rahmen der systematischen Fehler konsistente Resultate (Konkordanz) [PDG 2012] : 5.1 h (95% CL) N(g) ist bekannt aus CMB (vgl. Kap. 2.2) mit h 10 = W b h 2 ergibt sich für Baryonendichte W b : W b h (95% CL) Baryonendichte [10-31 g cm -3 ] h 2 = 0.5 Baryonendichte W b ~3-5 % aber: leuchtende baryonische Materie W b,lum ~ 0.3%, ~ 90% nichtleuchtende baryonische Materie (heißes Clustergas) G. Drexlin VL04

16 Kerne pro Wasserstoff Masse Primordiale Nukleosynthese Baryonendichte kosmische Hintergrundstrahlung: erlaubt eine genaue Bestimmung von W b aus der Analyse der akustischen Peaks des Multipolspektrums (vgl. Kap. 2.2) l (l+1) C l 10 W b h W b = ± G. Drexlin VL Multipol l Baryonendichte [ g cm -3 ]

17 BBN & Anzahl der ngenerationen N n BBN erlaubt Tests fundamentaler Physik falls Baryonzahl genau bekannt (z.b. durch D oder 7 Li), erlaubt 4 He-Rate Schlüsse auf die Anzahl N der Teilchengenerationen, d.h. gilt N = 3, 4..? Schramm et al. leiten aus BBN ( 4 He-Rate) erste Obergrenzen ab für N n (Anzahl der n-generationen) 1977: N n < 7, 1980: N n < 4 grundlegende Idee: 4 He-Rate in der BBN abhängig von der Expansionsrate des Universums bei T = 1 MeV, d.h. von der Energiedichte aller relativistischen Teilchen: - Photonen - Elektronen (Positronen) - Neutrinos David Schramm n µ n e n t G. Drexlin VL04

18 BBN & Anzahl der ngenerationen N n Zeit und Ort: strahlungsdominiertes Universum vor Beginn der BBN (t = 1s) T = 1 MeV Phase II (Ausfrieren schwache Wechselwirkung) H 2 ( t) Expansionsrate: a( t) a( t) 2 8 G 3 tot ( t) alle Quarks in nichtrelativ. n,p g s (CMB) e - /e + 3 n s ( t) tot ( t) ( t) 3 g t e, e n ( ) µ, t sind zerfallen G. Drexlin VL04

19 BBN & Anzahl der ngenerationen N n Zusätzliche Neutrino-Generationen erhöhen die Expansionsrate im frühen Universum, pro Neutrinogeneration um 7/43 = 16% tot ( t) 7 1 (2 3) g ( t) 8 (43/ 8) ( t) g Expansionsrate: H ( t) H ( t) 2 ~ 1 7D 43 N n DN n : zusätzliche Neutrinogeneration(en) G. Drexlin VL04

20 BBN & Anzahl der ngenerationen N n Argumentationskette: frühere Entkopplung der schwachen Ww. mehr Neutronen verfügbar (vgl. S. 3 Bild rechts unten) mehr 4 He erzeugt n en µ nt n en µ n t G. Drexlin VL04 man erwartet für das Standardmodell N n = 3.046

21 BBN & Anzahl der ngenerationen N n aus der Analyse der BBN ergibt sich klare Präferenz für N n > 3 (95%CL.), dies könnte auf leichte sterile n s mit kev-massen hindeuten (vgl. Kap. 4.4) 4 Helium-Massen-Verhältnis YP Modellrechnung BBN N n = CMB W b h 10 = W b h 2 = N n (BBN) < 4.2 (95%Cl.) N n : Anzahl leichter n-generationen mit Masse M < 1 MeV Baryonendichte B [10-31 g/cm 3 ] aktuelle BBN-Werte (2010) N n = 3.7 ± 0.7 (2s) G. Drexlin VL04