Nucleosintesi primordiale

1. Nucleosintesi primordiale

2. INDICE • esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base • Reazioni di formazione elementi leggeri • Equilibrio termico, disaccoppiamento neutrino e conseguenze sul rapporto n-p • Rapporto densità barioni-fotoni • Deuterium bottleneck, temperature di sintesi • Sintesi elio, confronti tra abbondanze previste e osservate per elio 4, elio 3, deuterio e litio 7, processi astrofisici che ne modificano le abbondanze • inferenze sulla densità barionica e materia oscura • Modelli alternativi

3. Perché nucleosintesi primordiale • Problema: osservata abbondanza elio del ~0.25 (=6% nuclei), non spiegabile per sintesi stellare • (es: galassia, L costante, 10 mld yr fusione 1% nuclei!) • Gamow (’46), Alpher (’48), modelli di nucleosintesi cosmologica, ma produzione eccessiva He • Possibile presenza di un significativo fondo di radiazione, oggi raffreddatosi a ~5K • Abbondanze primordiali + MWB • pilastri del BIG BANG MODEL

4. Nucleosintesi standard • HP: • Universo passa attraverso fase con alta temperatura (>1012) componenti in equilibrio termico • Si applicano le leggi note e la GR • Universo omogeneo e isotropo • Numero di neutrini limitato (~3) • No regioni distinte matter-antimatter • No campi magnetici apprezzabili • Densità eventuali particelle esotiche trascurabile rispetto ai fotoni

5. Nucleosintesi standard • Produzione elementi leggeri (primo picco+Li):

6. Equilibrio termico • τ(interazioni tra le specie)< t(universo) • Densità totale di energia: buona approssimazione somma delle componenti relativistiche

7. I nucleoni ed il neutrino • Le reazioni che coinvolgono i barioni conservano B (1 per nucleoni, -1 per antinucleoni, 0 per gli altri) ed il potenziale chimico:

8. Disaccoppiamento neutrino • Alla temperatura di qualche MeV la reazione • è in equilibrio. Man mano che l’universo si espande e diminuiscono la temperatura e la densità si inibiscono le reazioni inverse. • Disaccoppiamento quando il tempo di collisione supera il tempo cosmico • ( μ+μ- ~1012 K, e+e- ~5x109 K)

9. Disaccoppiamento neutrino • Quando la temperatura dell’universo scende al di sotto dei ~1010 K (900 KeV) IL NEUTRINO SI DISACCOPPIA dal brodo termico. • Da questo punto in poi proseguirà nel cooling indipendentemente dal resto della materia/radiazione. • In questa fase radiazione e neutrino, pur evolvendo indipendentemente, mantengono la stessa temperatura; in seguito, quando l’energia dei fotoni risulterà insufficiente per la reazione • essa procederà solo in verso opposto e l’energia dell’annichilazione scalderà il campo fotonico.

10. Temposcala di interazione del neutrino • Se la sezione d’urto non dipende da T: • Se la sezione d’urto dipende da T come • con β>0 a maggior ragione il disaccoppiamento sarà • definitivo. Per l’interazione debole:

11. Temposcala di interazione del neutrino In rosa: età dell’universo in funzione della scala In blu e giallo: temposcala di interazione del neutrino rispettivamente per sigma indipendente da T e sigma dipendente dal T alla quarta

12. Entropia • Entropia: • Universo:espansione adiabatica; • l’entropia dei neutrini si conserva. • Annichilazione degli e-: processo adiabatico • trasferimento entropia al campo fotonico

13. Conservazione entropia • T1 = soglia di produzione coppie e+e- • T0i = temperatura attuale della specie i-esima

14. Fondo neutrinico • Esiste un “fondo neutrinico” a meno di 2K. • Importantissimo: se si riuscisse a rivelare, fotografia del cosmo più antica di quella del MWB

15. I nucleoni ed il neutrino • Reazioni n-p: possibili fino al v decoupling. • Dopo il disaccoppiamento fondamentalmente l’unico processo che modifica la proporzione tra protoni e neutroni è il decadimento beta • (τn~15’)

16. Densità numerica di n e p • Limite NR: densità numerica della specie i-esima • in equilibrio termico • E in particolare, per n e p:

17. Abbondanza relativa n-p • Trascurando il rapporto tra le due masse: • Con: • Al disaccoppiamento di ν avremo quindi:

18. Abbondanza relativa n-p • Mentre ad ogni tempo successivo: • La percentuale di n rispetto ai barioni dopo il disaccoppiamento scende sotto 0.19.

19. Rapporto barioni-fotoni • Consideriamo la densità numerica dei fotoni: 1 miliardo di fotoni per ogni barione

20. Creazione-distruzione deuterio • Man mano che scende T sempre meno fotoni sono in grado di dissociare il deuterio • Equilibrio: densità fotoni “attivi” = densità barioni

21. Temperature di sintesi •  potrebbero formarsi nel range 1-30 MeV •  perché allora a ~0.1 MeV? • alta entropia, • alto rapporto nγ/nb

22. Temperature di sintesi • Dal Padmanabhan: • Con

23. Temperature di sintesi • Per avere non è sufficiente che T<BA

24. Temperature di sintesi

25. Neutroni alla nucleosintesi • Mean life neutron ~ 900s • t70 ~220s • t900 =? • Posso trascurare t900 rispetto a t70

26. Neutroni alla nucleosintesi • I neutroni alla nucleosintesi costituiscono il 12% dei barioni. Se ogni neutrone reagisce con un protone per dare deuterio e poi elio avremo il 24% di barioni in elio

27. Sintesi dell’elio • Quando si apre il deuterium bottleneck siamo già al di sotto della temperatura di sintesi dell’elio •  Nucleosintesi veloce

28. Formazione elementi leggeri

29. Abbondanze elementi leggeri

30. Abbondanza Elio • Dipende solo debolmente dal rapporto barioni/fotoni • dipende dal numero • delle famiglie di • neutrini in gioco • (best 3; 4, 5) • e dal tempo di • decadimento del • neutrone

31. Numero di famiglie di neutrini Esperimenti in fisica delle particelle (LEP, CERN) sulla produzione e il decadimento del bosone Z0: dall’ampiezza della risonanza (Breit Wigner) si risale al numero delle famiglie neutriniche. Nv=3

32. Abbondanza Elio • Previsione teorica: • Rappresenta un limite inferiore alle osservazioni (He prodotto nelle stelle) • Osservazioni: • Da regioni HII (le meno contaminate) • linearità tra l’abbondanza di elio e quella dei metalli (O/H): Yp è data dall’estrapolazione per metallicità zero.

33. Abbondanza Elio

34. Abbondanza deuterio • Non tutto il deuterio viene processato in He, tracce rimangono perché il processo che lo elimina non è completamente efficiente al calare della densità • rimane un fondo, 10-5-10-4 • Forte dipendenza dal rapporto barioni/fotoni Pone limiti alla densità barionica • Abbondanza teorica= limite superiore: • deuterio non prodotto nelle stelle ma riprocessato (astrazione) in elio3 spesso si da la somma delle loro abbondanze

35. Abbondanze elementi leggeri

36. Abbondanza deuterio • OSSERVAZIONI: • 1973 COPERNICUS Lyman absorption lines spettro UV • Misurazioni nell’ISM • Misurazioni in quasar distanti (z~3): assorbimenti negli spettri di nubi di idrogeno neutro • Dati recenti • Errore grande su D/H da piccolo errore su η

37. Abbondanza elio 3 • Anche l’elio 3 decresce velocemente con η • Resiste meglio del deuterio alla distruzione termonucleare • Creato e distrutto attraverso il processo di astrazione: • bisognerebbe avere modelli precisi per paragonare osservazioni a previsioni • OSSERVAZIONI:

38. Abbondanza litio 7 • CURVA TEORICA: • minimo a • OSSERVAZIONI: • Prodotto sia per fusione elio3+elio4 sia dal berillio 7 • Osservazioni in stelle vecchie, abbastanza uniforme • Si pensa che metà del litio primordiale sia distrutto per astrazione, mentre più di un terzo prodotto da raggi cosmici.

39. Concordanze • deuterio più stringente • elio solo debole verifica DARK MATTER

40. Elementi pesanti • Cosmologicamente prodotti solo elementi leggeri (A≤4) ad eccezione del litio • problema: non esistono elementi stabili con A=5, 8, difficoltà nel costruire nuclei con A≥11 •  Nelle stelle si risolve con processo 3α •  universo primordiale densità troppo bassa per avere reazione a tre corpi!!

41. Elementi “intermedi” • 6≤A<12 • B2FH: spallation • raggi cosmici su 12C, 16O • 12C, 16O accelerati in ambiente H • Sezioni d’urto non variano molto sopra i 200MeV • Calcolando: dell’ordine dell’abbondanza solare • flusso protoni • età galassia

42. Non-standard nucleosintesi • Variando i parametri: • Se nb fosse maggiore: eccesso di 7Li • Se fosse minore: eccesso di D + 3He • Se l’espansione fosse + veloce: rimangono più neutroni, si produce più elio (stessa T) • Se l’espansione fosse + lenta: meno elio • NUCLEOSINTESI IN UNIVERSO STAZIONARIO • (B2HN) fireball…

43. Non-standard nucleosintesi • NUCLEOSINTESI NON OMOGENEA • n, p differente distribuzione spaziale: • transizione quark-adroni al primo ordine •  nucleazione di bolle di adroni nel plasma di quark • n possono diffondersi, p legati da e al campo radiativo •  differenze da zona a zona •  meno elio, più deuterio, forse compatibile con Ω=1

44. Conclusioni • La nucleosintesi standard costituisce un modello semplice in grado di fornire previsioni delle abbondanze degli elementi leggeri confrontabili con le osservazioni • Le osservazioni danno risultati coerenti tra loro e forniscono limiti stringenti ad alcuni parametri fondamentali della teoria • Confronto non diretto: necessità di migliorare il metodo di osservazione e costruire modelli dettagliati per studiare come l’abbondanza degli elementi di modifichi nel tempo. • È una teoria falsificabile: se dalle osservazioni future si trovasse un’abbondanza di elio inferiore a 0.235 fissato il numero di famiglie neutriniche non si avrebbe più accordo con le altre abbondanze.

45. Bibliografia • Modern cosmology, Scott DodelsonAcademic Press 2003University Press 1996 • Cosmological Physics, J.A. PeacockCambridge University Press 1999 • Cosmology The origin and evolution of cosmic structure, P.Coles and F. LucchinJohn Wiley & Sons 2002 • An introduction to cosmology, J. V. NarlikarCambridge University Press 2002 • A different approach to cosmology, Hoyle, Burbidge & NarlikarCambridge University Press 2000 • appunti