La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

INDICE esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base Reazioni di formazione elementi.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "INDICE esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base Reazioni di formazione elementi."— Transcript della presentazione:

1

2 INDICE esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base Reazioni di formazione elementi leggeri Reazioni di formazione elementi leggeri Equilibrio termico, disaccoppiamento neutrino e conseguenze sul rapporto n-p Equilibrio termico, disaccoppiamento neutrino e conseguenze sul rapporto n-p Rapporto densità barioni-fotoni Rapporto densità barioni-fotoni Deuterium bottleneck, temperature di sintesi 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 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 inferenze sulla densità barionica e materia oscura Modelli alternativi 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 Gamow (46), Alpher (48), modelli di nucleosintesi cosmologica, ma produzione eccessiva He Possibile presenza di un significativo fondo di radiazione, oggi raffreddatosi a ~5K Possibile presenza di un significativo fondo di radiazione, oggi raffreddatosi a ~5K Abbondanze primordiali + MWB Abbondanze primordiali + MWB pilastri del BIG BANG MODEL

4 Nucleosintesi standard HP: 1. Universo passa attraverso fase con alta temperatura (>10 12 ) componenti in equilibrio termico 2. Si applicano le leggi note e la GR 3. Universo omogeneo e isotropo 4. Numero di neutrini limitato (~3) 5. No regioni distinte matter-antimatter 6. No campi magnetici apprezzabili 7. 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) 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 luniverso 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 - ~10 12 K, e + e - ~5x10 9 K)

9 Disaccoppiamento neutrino Quando la temperatura delluniverso scende al di sotto dei ~10 10 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 lenergia dei fotoni risulterà insufficiente per la reazione essa procederà solo in verso opposto e lenergia dellannichilazione scalderà il campo fotonico.

10 Temposcala di interazione del neutrino Se la sezione durto non dipende da T: Se la sezione durto dipende da T come con β>0 a maggior ragione il disaccoppiamento sarà definitivo. Per linterazione debole:

11 Temposcala di interazione del neutrino In rosa: età delluniverso 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; lentropia dei neutrini si conserva. lentropia dei neutrini si conserva. Annichilazione degli e - : processo adiabatico trasferimento entropia al campo fotonico trasferimento entropia al campo fotonico

13 Conservazione entropia T 1 = soglia di produzione coppie e + e - T 1 = soglia di produzione coppie e + e - T 0i = temperatura attuale della specie i-esima T 0i = 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 lunico processo che modifica la proporzione tra protoni e neutroni è il decadimento beta (τ n ~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 potrebbero formarsi nel range 1-30 MeV perché allora a ~0.1 MeV? perché allora a ~0.1 MeV? alta entropia, alto rapporto n γ /n b alto rapporto n γ /n b ElementosimboloB (MeV) deuterio2.225 tritio6.92 Elio Elio 428.3

22 Temperature di sintesi Dal Padmanabhan: Con

23 Temperature di sintesi Per avere non è sufficiente che T

24 Temperature di sintesi

25 Neutroni alla nucleosintesi Mean life neutron ~ 900s t 70 ~220s t 900 =? Posso trascurare t 900 rispetto a t 70

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 dellelio Quando si apre il deuterium bottleneck siamo già al di sotto della temperatura di sintesi dellelio Nucleosintesi veloce Nucleosintesi veloce

28 Formazione elementi leggeri

29 Abbondanze elementi leggeri

30 Abbondanza Elio Dipende solo debolmente dal rapporto barioni/fotoni Dipende solo debolmente dal rapporto barioni/fotoni dipende dal numero 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 Z 0 : sulla produzione e il decadimento del bosone Z 0 : dallampiezza della risonanza (Breit Wigner) si risale al numero delle famiglie neutriniche. N v =3

32 Abbondanza Elio Previsione teorica: Rappresenta un limite inferiore alle osservazioni (He prodotto nelle stelle) Osservazioni: Da regioni HII (le meno contaminate) Da regioni HII (le meno contaminate) linearità tra labbondanza di elio e quella dei metalli (O/H): Yp è data dallestrapolazione per metallicità zero. linearità tra labbondanza di elio e quella dei metalli (O/H): Yp è data dallestrapolazione 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 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, rimane un fondo, Forte dipendenza dal rapporto barioni/fotoni Forte dipendenza dal rapporto barioni/fotoni Pone limiti alla densità barionica Abbondanza teorica= limite superiore: 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 1973 COPERNICUS Lyman absorption lines spettro UV Misurazioni nellISM Misurazioni nellISM Misurazioni in quasar distanti (z~3): assorbimenti negli spettri di nubi di idrogeno neutro Misurazioni in quasar distanti (z~3): assorbimenti negli spettri di nubi di idrogeno neutro Dati recenti Dati recenti Errore grande su D/H da piccolo errore su η

37 Abbondanza elio 3 Anche lelio 3 decresce velocemente con η Anche lelio 3 decresce velocemente con η Resiste meglio del deuterio alla distruzione termonucleare Resiste meglio del deuterio alla distruzione termonucleare Creato e distrutto attraverso il processo di astrazione: 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 Prodotto sia per fusione elio3+elio4 sia dal berillio 7 Osservazioni in stelle vecchie, abbastanza uniforme 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. Si pensa che metà del litio primordiale sia distrutto per astrazione, mentre più di un terzo prodotto da raggi cosmici.

39 Concordanze deuterio più stringentedeuterio più stringente elio solo debole verificaelio solo debole verifica DARK MATTER

40 Elementi pesanti Cosmologicamente prodotti solo elementi leggeri (A4) ad eccezione del litioCosmologicamente prodotti solo elementi leggeri (A4) ad eccezione del litio problema: non esistono elementi stabili con A=5, 8, difficoltà nel costruire nuclei con A11 problema: non esistono elementi stabili con A=5, 8, difficoltà nel costruire nuclei con A11 Nelle stelle si risolve con processo 3α Nelle stelle si risolve con processo 3α universo primordiale densità troppo bassa per avere reazione a tre corpi!! universo primordiale densità troppo bassa per avere reazione a tre corpi!!

41 Elementi intermedi 6A<12 B 2 FH: spallation raggi cosmici su 12 C, 16 Oraggi cosmici su 12 C, 16 O 12 C, 16 O accelerati in ambiente H 12 C, 16 O accelerati in ambiente H Sezioni durto non variano molto sopra i 200MeVSezioni durto non variano molto sopra i 200MeV Calcolando: dellordine dellabbondanza solareCalcolando: dellordine dellabbondanza solare flusso protoni flusso protoni età galassia età galassia

42 Non-standard nucleosintesi Variando i parametri: Se n b fosse maggiore: eccesso di 7 LiSe n b fosse maggiore: eccesso di 7 Li Se fosse minore: eccesso di D + 3 HeSe fosse minore: eccesso di D + 3 He Se lespansione fosse + veloce: rimangono più neutroni, si produce più elio (stessa T)Se lespansione fosse + veloce: rimangono più neutroni, si produce più elio (stessa T) Se lespansione fosse + lenta: meno elioSe lespansione fosse + lenta: meno elio NUCLEOSINTESI IN UNIVERSO STAZIONARIO (B 2 HN) fireball…

43 Non-standard nucleosintesi NUCLEOSINTESI NON OMOGENEA n, p differente distribuzione spaziale: transizione quark-adroni al primo ordinetransizione quark-adroni al primo ordine nucleazione di bolle di adroni nel plasma di quark nucleazione di bolle di adroni nel plasma di quark n possono diffondersi, p legati da e al campo radiativo n possono diffondersi, p legati da e al campo radiativo differenze da zona a zona differenze da zona a zona meno elio, più deuterio, forse compatibile con Ω=1 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 osservazioniLa 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 teoriaLe 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 labbondanza degli elementi di modifichi nel tempo.Confronto non diretto: necessità di migliorare il metodo di osservazione e costruire modelli dettagliati per studiare come labbondanza degli elementi di modifichi nel tempo. È una teoria falsificabile: se dalle osservazioni future si trovasse unabbondanza di elio inferiore a fissato il numero di famiglie neutriniche non si avrebbe più accordo con le altre abbondanze.È una teoria falsificabile: se dalle osservazioni future si trovasse unabbondanza di elio inferiore a fissato il numero di famiglie neutriniche non si avrebbe più accordo con le altre abbondanze.

45 Bibliografia Modern cosmology, Scott Dodelson Academic Press 2003 University Press 1996Modern cosmology, Scott Dodelson Academic Press 2003 University Press 1996 Cosmological Physics, J.A. Peacock Cambridge University Press 1999Cosmological Physics, J.A. Peacock Cambridge University Press 1999 Cosmology The origin and evolution of cosmic structure, P.Coles and F. Lucchin John Wiley & Sons 2002Cosmology The origin and evolution of cosmic structure, P.Coles and F. Lucchin John Wiley & Sons 2002 An introduction to cosmology, J. V. Narlikar Cambridge University Press 2002An introduction to cosmology, J. V. Narlikar Cambridge University Press 2002 A different approach to cosmology, Hoyle, Burbidge & Narlikar Cambridge University Press 2000A different approach to cosmology, Hoyle, Burbidge & Narlikar Cambridge University Press 2000 appuntiappunti


Scaricare ppt "INDICE esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base esigenza di nucleosintesi cosmologica, ipotesi alla base Reazioni di formazione elementi."

Presentazioni simili


Annunci Google