Seminar 2003

Seminar WS 2003/04

Neutrinos aus dem Big Bang

Ioana Slabu

Betreuer: Prof. Dr. W. Wallraff

Inhalt

Geschichte des Universums und Physik des UrknallsWie kann man einen Neutrino-Hintergrund detektieren?Erforschung der Baryonen und Neutrinos mit Hilfe der BBN und CBR (CMB & CνB)

Die Physik des Urknalls

Klassische Expansion des Weltalls Hubble-Gesetz: v (t) = H (t)*r (t) Experimentell: H (t= heute) = 70(km/s)/Mpc±5%1Mpc = 3.0856*1019 kmWeltalter: 1/H = 13 Milliarden Jahre

Dynamik des WeltallsPot. Energie einer Randgalaxie der Masse m bezüglich eines Galaxiehaufens der Masse M : E Pot = - GmM/R Eges = Ekin + E Pot

Eges = 1/2mR2[(v2/R2) –(8π/3)(Gρ)]

Eges= 1/2mR2[H2 –(8π/3)(Gρ)]Def.: k = -2 Eges/mc2 =R2/c2 [(8π/3)(Gρ)- H2]

Kritische Dichte

ρc = 3H2/8πGρ< ρc „offenes Universum“ρ> ρc „geschlossenes Universum“( „Big Crunch“)ρ=ρc „flaches Universum“

Entwicklung des Universums

Entwicklung des Kosmos bei verschiedenen Massendichten im Universum

Schwarzkörperstrahlung

Firas : Spektrum der CMBvergleicht CMB mit interner Referenzstrahlung (Interferometrie)

Rotverschiebung

Zusammenhang: Wellenlänge, Temperatur und Dichte der Strahlung

Neutrino Temperatur

Entropie relativistischer Teilchen: S = (4/3) (R3/T) ρeq

ρνe= ρνe¯= ρνμ= ρνμ¯= ρντ= ρντ¯= ρν=(7/16) ργFür kBT>>mec2 : ρe-= ρe+ = 2ρν=(7/8) ργ und für ργ = aT4

Voraussetzung: die Entropie bleibt konstant S kT>>me= S kT<<me

(Tγ/Tν)= (11/4)1/3 = 1.401

Heute: Tνo= (4/11)1/3Tγo≈ 1.9 K

Big Bang Neutrinos

100 Millionen für jedes Atom im UniversumMehr als eine Milliarde mal weniger energetisch als solare Neutrinos

die Anwesenheit der CνB bleibt eine unverifizierte Big Bang TheorieBeobachtbare Effekte: Nonstandard Modelle (νe>ν¯e oder νe<ν¯e)Die Neutrinos könnten direkt gemessen werden, falls sie einen Einfluss auf Galaxienbildung hätten

Der kosmische Neutrino - Hintergrund

T~ 1010 K , t = 1s : Dichte und mittlere Energie der Teilchen wird zu klein, um die Neutrinos im Gleichgewicht zu halten

Neutrinos entkoppelnVon da an entwickeln sich Neutrinos unabhängig vom Rest der MaterieDiese Neutrinos existieren heute noch, T= 1.9K und ρ=113 cm-3 pro Neutrino SorteCνB Eigenschaften sind streng an CMB Eigenschaften verbunden

1.Fluss-Detektion von CνΒ

Kohärenter elastischer Streuungsprozessde Broglie Wellenlänge

‹λν›o=2π/ ‹|pνi|›o= 0.23 cmMakroskopisches Volumen‹λν›o

3 Rνi~ NT2

Amplitude linear in GF:Mνi~ NTGF mνiBeschleunigung:aT = NA

2ρT ‹λν›o3 ‹nνi›overde σνiN

‹|pνi|›o ≈ 4*10-29cm/s-2

(ρT /gcm-3)) (verde /(10-3c)) (mνi/(0.1eV))2

Gemessen: aT ≥ 10-13cm/s2

2. Target – Detektion von CνB

Wir betrachten einen Strahl hochenergetischer Teilchen

Kosmische Strahlung: (Z-Resonanz Nachweis)(s)1/2= (2mνEStrahl)1/2= 4GeV(mν/(0.1eV))1/2

(Ecr/(1TeV))1/2, Ecr~1020eVDie Annihilation hochenergetischer kosmischer Neutrinos mit Überresten von Antineutrinos zeigt eine Z-Boson-Resonanz, die abhängig von CνB ist.

Signaturen der Annihilation:Absorptionsschichten im hochenergetischen Neutrinospektrum bei ResonanzenergienEmissionscharakteristiken (Z-bursts) von Protonen (oder Photonen) über EGZK=4*1019eV

Nukleosynthese

Ein Vergleich zwischen BBN- und CBR-Einschränkungen führt zu neuen Daten der Baryonendichte und damit zu weiteren Einschränkungen der Non-Standarad-Physik:

Neutrino-Asymmetrien zw. Neutrinos und Antineutrinos aus CνΒ

Heute

Universum: • Strahlung (2.7K kosmische

Hintergrundstrahlung)• Materie (Baryonen)• Dunkle Materie• Dunkle Energie

Das Universum war heiß und dicht

Die frühe Evolution

Das Universum funktioniert wie ein Fusions-Reaktor: synthetisiert D, 3He, 4He,7Li Ein Bild von BBN:

• Standard-Modell• Non-Standard-Modell (z.B. Neutrino-

Asymmetrien)

Die frühe Evolution

T= 109K, (kT = 86keV), t = 230sZerfall von n mit T1/2 = 885,7± 0,8s nn/np = 0.163Kombination von n und p zu Deuteronen Photodissoziation des 2H bis kT = 0.1MeVBemerkungenDie Asymmetrie zw. Neutrinos und Antineutrinos („Neutrino-Entartung“) verändert das Gleichgewichtn/p ~ exp( -∆m/T- μe/T ) = exp( -∆m/T- ξe )μe: das chemische Potential (zur Beschreibung einer möglicherweise unterschiedlichen Neutrino/Antineutrino Anzahldichte)ξe = μe/T: dimensionsloser „Entartungs“-ParameterMerke: n/p ist abhängig von der Konkurrenz zw. der Schwachenwechselwirkungsrate und der Expansionsrate (andererFaktor: Neutrino-Asymmetrie)ρR→ρR +ρx oder ξe ≠ 0

Kernreaktionen bei der Nukleosynthese

Zeitlicher Ablauf der Elemententstehung

BBN hat angefangen

Engpass: Es gibt keine stabilen Nuklide mit Masse 5 und Masse 8

Reaktionen: 4He mit D, 3He,3H führen zu 7LiEnergiekrise: Die nuklearen Reaktionen nehmen

abrupt ab (Temperatur unter 30 KeV, als das Universum 20 Min. alt war)

„Nukleares Einfrieren“Nach ~ 1000 s endet BBN

Zurück in die Vergangenheit

Die SBBN vorhergesagten Häufigkeiten

Die Nuklide: D, 3He, 7Li sind gute Baryometer Vergleich der Baryonendichte mit Photonendichte:

η≡ nB/nγ oder η10 ≡( nB/nγ )*1010 = 274Ωbh2

Der Massenbruchteil Y von 4He ist unabhängig von der BaryonendichteHohe Nukleonendichte mehr 4He Langsamer Y- Anstieg mit η

Deuterium

In Sternen wird D insgesamt nur abgebautIst am leichtesten an seinen Spektrum ablesbarStark von η abhängig: yD~η-1.6

yD≡105(D/H)PBestimmung von η aus D/H

Messungen bei kleiner Rotverschiebung und niedriger Metallizität: QSO absorbtion –line systems ( QSOALS )In seiner primordialen Häufigkeit sollte D ein „ Plateau“ aufweisenyD=2.6±0.4

Baryonendichte

Der Baryonendichteparameter η10= 6.10-0.2 +0.67 stimmt fast perfekt mit

η10= 6.14± 0.25 überein (aus den CBR-WMAP Daten)

3HeDaten zeigen ein empfindliches Gleichgewicht zw. Produktion und Zerstörung von 3He keine präzise Aussage über die primordiale HäufigkeitVorhergesagte Häufigkeit für 3He ist y3=1.0±0.1; gemessen y3=1.1±0.1

7Likann sich auch nach BBN bildenBeobachtungen sind limitiert auf alten Sternen, die genug Zeit hatten ihre7Li Schicht zu mixen oder zu zerstörenDie gemessenen Werte stimmen nicht mit der SBBN- Vorhersagen überein: y=2.2±0.1 und y= 2.65-0.11

+0.09 Stellare Nonstandard-Physik

SBBN und 4HeMessungen an Orten mit wenig stellaren Produktion Beste Messungen bisher in extragalaktischen Hıı- RegionenGroße Dispersion zw. den y-Werten Kompromiss: Yp = 0.238±0.005Spannung zw. Daten und SBBN : Yp

SBBN= 0.248±0.001Wenn die frühe Expansionsrate verschieden von der Standardmodell-Vorhersagen ist, dann ist 4He ein idealer BBN-ChronometerNeutrino-Entartung (ξe≥ 0.01) führt zu weniger Neutronen als für den „Standard“-Fall und so zu kleineren Werte für Yp

Mehr Neutrino-Familien? Sterile Neutrinos (zusätzlicher Beitrag zur relativistischen Energiedichte)

„Expansionsrate Faktor“: S ≡ H´/H = t/t´Beitrag zur Energiedichte:

ρx ≡ ∆Nνρν = 7/8 ∆Nν∆ργSBBN: ∆Nν = 0 (Nν = 3 + ∆Nν )

Wenn TX = Tν ∆Nν = 1Wenn X ein Skalar ist ∆Nν = 4/7

Vor e± Annihilation S ≡ t/t´= (1+0.163 ∆Nν )1/2

Nach e± Annihilation S ≡ t/t´= (1+0.135 ∆Nν )1/2

BBN Einschränkungen auf S

D und 3He sind abnehmende Funktionen von ηS > 1, mehr D und 3He überleben, kleinere 7Li HäufigkeitΔY ≈ 0.16(S – 1)Best Fit S=0.94 (∆Nν=-0.7)2.5 ≤ [Li]P ≤ 2.7

BBN und CBR Einschränkungen auf S und ωB= ΩBh

BBN und CBR Fit

Neutrino – Asymmetrie

Für die aktiven Neutrinos mit ξe=ξμ=ξτ≤ 0.3 folgt ΔNν≈ (90/7)(ξe/π)2 ≤ 0.1Die Neutrino-Entartung hat einen kleinen Einfluss auf CBR, so dass es unabhängige Einschränkungen auf S und η gibtBBN limitiert die Neutrino-EntartungNeutrino-Asymmetrie führt zur Abnahme des [n/p] –Verhältnis es bleiben weniger Neutronen übrig, um 4He zu bilden

BBN und ξe

ΔY ≈ - 0.23 ξe

Standardwert S = 1Best Fit ξe = 0.044ξe=0 ist konsistent mit ~2σ Niveauξe≥0.09 ist ausgeschlossen bei ~2σ

BBN und CBR Einschränkungen auf ξe

ξe und ΔNν frei Für jede sinnvolle Wahl Nν gibt es ein Paar η10, ξe, was eine perfekte Übereinstimmung mit den beobachteten Häufigkeiten an 3He und D liefertCBR Temperatur-Spektrum ist abhängig von η und S, aber nicht von ξe, und kann so die drei Parameter η, ξe, S einschränkenGrößere Werte von ξe können durch größere Werte von ΔNν und η abgeglichen werden-1.7 ≤ ΔNν ≤ 4.1

Zusammenfassung

1.9K-Hintergrundstrahlung aus Neutrinos

Die Annihilation der hochenergetischen kosmischen Neutrinos mit den primordialen Antineutrinos bei Z-Resonanz, ist ein einzigartiger Prozess, abhängig von CνB

Neutrino-Entartung:1.7 ≤ Nν ≤ 3(ξe=0)0 ≤ ξe≤ 0.09 (S=1)ξe und ΔNν frei: 1 ≤ Nν≤ 7 und -0.1 ≤ ξe ≤ 0.3