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Nucleosintesi primordiale
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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

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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

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Nucleosintesi standard

• HP
• Universo passa attraverso fase con alta
  temperatura (gt1012) 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

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Nucleosintesi standard

• Produzione elementi leggeri (primo piccoLi)

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Equilibrio termico

• t(interazioni tra le specie)lt
  t(universo)
• Densità totale di energia buona approssimazione
  somma delle componenti relativistiche

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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

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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
• ( µµ- 1012 K, ee- 5x109 K)

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Disaccoppiamento neutrino

• Quando la temperatura delluniverso 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 lenergia dei
  fotoni risulterà insufficiente per la reazione
• essa procederà solo in verso opposto e lenergia
  dellannichilazione scalderà il campo fotonico.

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Temposcala di interazione del neutrino

• Se la sezione durto non dipende da T
• Se la sezione durto dipende da T come
• con ßgt0 a maggior ragione il disaccoppiamento
  sarà
• definitivo. Per linterazione debole

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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
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Entropia

• Entropia
• Universoespansione adiabatica
• ?lentropia dei neutrini si conserva.
• Annichilazione degli e- processo adiabatico
• ?trasferimento entropia al campo fotonico

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Conservazione entropia

• T1 soglia di produzione coppie ee-
• T0i temperatura attuale della specie i-esima

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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

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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
• (tn15)

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Densità numerica di n e p

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

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Abbondanza relativa n-p

• Trascurando il rapporto tra le due masse
• Con
• Al disaccoppiamento di ? avremo quindi

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Abbondanza relativa n-p

• Mentre ad ogni tempo successivo
• La percentuale di n rispetto ai barioni dopo il
  disaccoppiamento scende sotto 0.19.

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Rapporto barioni-fotoni

• Consideriamo la densità numerica dei fotoni

1 miliardo di fotoni per ogni barione
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Creazione-distruzione deuterio

• Man mano che scende T sempre meno fotoni sono in
  grado di dissociare il deuterio
• Equilibrio densità fotoni attivi densità
  barioni

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Temperature di sintesi

• ? potrebbero formarsi nel range 1-30
  MeV
• ? perché allora a 0.1 MeV?
• alta entropia,
• alto rapporto n?/nb

Elemento simbolo B (MeV)
deuterio 2.225
tritio 6.92
Elio 3 7.72
Elio 4 28.3
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Temperature di sintesi

• Dal Padmanabhan
• Con

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Temperature di sintesi

• Per avere non è sufficiente che TltBA

Elemento simbolo B (MeV) TA (MeV)
deuterio 2.225 0.07
Elio 3 7.72 0.11
Elio 4 28.3 0.28
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Temperature di sintesi

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Neutroni alla nucleosintesi

• Mean life neutron 900s
• t70 220s
• t900 ?
• Posso trascurare t900 rispetto a t70

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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

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Sintesi dellelio

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

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Formazione elementi leggeri

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Abbondanze elementi leggeri

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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

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Numero di famiglie di neutrini

Esperimenti in fisica delle particelle (LEP,
CERN) sulla produzione e il decadimento del
bosone Z0 dallampiezza della risonanza (Breit
Wigner) si risale al numero delle famiglie
neutriniche. Nv3
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Abbondanza Elio

• Previsione teorica
• Rappresenta un limite inferiore alle osservazioni
  (He prodotto nelle stelle)
• Osservazioni
• Da regioni HII (le meno contaminate)
• linearità tra labbondanza di elio e quella dei
  metalli (O/H) Yp è data dallestrapolazione per
  metallicità zero.

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Abbondanza Elio

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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

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Abbondanze elementi leggeri

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Abbondanza deuterio

• OSSERVAZIONI
• 1973 COPERNICUS Lyman absorption lines spettro UV
• Misurazioni nellISM
• Misurazioni in quasar distanti (z3)
  assorbimenti negli spettri di nubi di idrogeno
  neutro
• Dati recenti
• Errore grande su D/H da piccolo errore su ?

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Abbondanza elio 3

• Anche lelio 3 decresce velocemente con ?
• 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

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Abbondanza litio 7

• CURVA TEORICA
• minimo a
• OSSERVAZIONI
• Prodotto sia per fusione elio3elio4 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.

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Concordanze

• deuterio più stringente
• elio solo debole verifica

DARK MATTER
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Elementi pesanti

• Cosmologicamente prodotti solo elementi leggeri
  (A4) ad eccezione del litio
• problema non esistono elementi stabili con A5,
  8, difficoltà nel costruire nuclei con A11
• ? Nelle stelle si risolve con processo 3a
• ? universo primordiale densità troppo bassa per
  avere reazione a tre corpi!!

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Elementi intermedi

• 6Alt12
• B2FH spallation
• raggi cosmici su 12C, 16O
• 12C, 16O accelerati in ambiente H
• Sezioni durto non variano molto sopra i 200MeV
• Calcolando dellordine dellabbondanza solare
• flusso protoni
• età galassia

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Non-standard nucleosintesi

• Variando i parametri
• Se nb fosse maggiore eccesso di 7Li
• Se fosse minore eccesso di D 3He
• Se lespansione fosse veloce rimangono più
  neutroni, si produce più elio (stessa T)
• Se lespansione fosse lenta meno elio
• NUCLEOSINTESI IN UNIVERSO STAZIONARIO
• (B2HN) fireball

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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
  O1

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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 labbondanza degli
  elementi di modifichi nel tempo.
• È una teoria falsificabile se dalle osservazioni
  future si trovasse unabbondanza di elio
  inferiore a 0.235 fissato il numero di famiglie
  neutriniche non si avrebbe più accordo con le
  altre abbondanze.

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Bibliografia

• Modern cosmology, Scott Dodelson Academic Press
  2003 University Press 1996
• Cosmological Physics, J.A. Peacock Cambridge
  University Press 1999
• Cosmology 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 2002
• A different approach to cosmology, Hoyle,
  Burbidge Narlikar Cambridge University Press
  2000
• appunti