Vorwort
So, hier gibts nun den versprochenen Artikel zur Primordialen Nukleosynthese - also der Entstehung der leichten Elemente und wie wir heute noch deren primordialen Anteile messen können. Wir sprechen dabei vom Zeitraum von 0,01s bis 3min nach dem Urknall. Eines der größten Erfolge dieser Theorie ist es unter anderem, dass sie die heute gemessen Häufigkeiten auf 10 Größenordnungen genau vorhersagen kann. In meinem Artikel werden immer wieder Fachbegriffe (Teilchen, Wechselwirkungen, ...) auftreten, die soweit ich sehen konnte in TomS´s Beiträgen im Elementarteilchen-Thread wunderbar erklärt sind. Daher verwende ich diese hier einfach, bei Interesse können sie dann dort nachgelesen werden.
************************************************************
Dinge, bei denen ich mir nicht sicher bin / die noch ergänzt werden sollen, schreibe ich vorerst rot und in dieser Form - in der Hoffnung, dass ich diese mit eurer Hilfe Stück für Stück entfernen kann
************************************************************
Grundsituation
Im frühen Universum ist die Dichte noch so groß und die Temperatur so heiß, dass sich noch keine Protonen und Neutronen aus den Quarks bilden konnten. Die Energie, die diese dadurch haben, ist größer als die, die die starke Wechselwirkung (die für die Bindung der Quarks verantwortlich ist) aufbringen kann. Daher existiert nur ein extrem heißes Quark-Gluon-Plasma. Diese Situation ändert sich erst etwa 0,01s nach dem Urknall.
Phase 1 - Thermisches Gleichgewicht
durchschnittliche Teilchenenergie: 10MeV
Temperatur=10^11K
t=0,01s
Die Energie ist nun so weit gesunken, dass sich Protonen(p) und Neutronen(n) aus den Quarks bilden können. Außerdem existieren auch Photonen (Bei Materie-Antimaterie-Annihlation entstanden), Neutrinos und Elektronen (aus dem Urknall). Die Teilchen sind im thermodynamischen Gleichgewicht, da es durch die schwache Wechselwirkung (WW) durchgehend zu Umwandlungen von p anch n kommt, beispielsweise in der Form: proton+elektron+antielektronneutriono <--> neutron. Dadurch ist das n/p-Verhältnis gegeb durch:
n/p=e^(-(masse(n)-masse(p))*c^2/(k*T)) (Boltzmann-Verteilung)
Die Rate für diese WW sinkt aber rasch mit fallender Temperatur/wachsendem Universum, was zur Phase 2 führt.
Phase 2 - Ausfrieren der schwachen WW
durchschnittliche Teilchenenergie: 1MeV
Temperatur=10^10K
t=1s
Nun kommt es zum (fließenden - nicht von den exakten Zeitangaben verwirren lassen) Übergang zur Phase 2. Die schwache WW friert nun aus, da die Temperatur zu weit sinkt. Dies geschieht etwa bei T=10^10K, wodruch man das n/p-Verhältnis berechnen kann. Es ergibt sich n/p=1/6.
Phase 3 - Neutronenzerfall
durchschnittliche Teilchenenergie sinkt bis auf 0,1MeV
Temperatur=10^9K
t=1s-1min
Allerdings zerfallen weiterhin Neutronen durch die schwache WW (Protonen sind stabil, diese können nicht zerfallen). Dadruch sinkt n/p auf etwa 1/7. Die Energie der Protonen und Neutronen wäre mittlerweile theoretisch auch niedrig genug, damit sich Deuterium (schwerer Wasserstoff --> Proton+Neutron) bilden könnte, allerdings ist die DIchte der Photonen noch zu hoch, so dass diese die entstehenden Kerne sofort wieder zerstören. HIer ist das Baryonen-Verhältniss (Verhältniss der Protonen+Neutronen zu den Photonen) win wichtiger Parameter, da er darüber entscheidet, wann die Deuteriumbildung einstzt. Und dieser Zeitpunkt entscheidet auch darüber welche Elemente gebildet werden können, und ob die Zeit beispielsweise ausreicht auch schwere Elemente zu produzieren.
Phase 4 - Kernreaktionen
durchschnittliche Teilchenenergie=0,1MeV
Temperatur=10^9K
t=1-3min
Protonen und Neutronen fusionieren zu leichten Elementen. DIe möglichen Prozesse enden zum Großteil in He-4 wodurch praktisch alle Neutronen in diesem Element gebunden werden. daher kann man (mit p/n) ausrechnen, dass der He-4 Masseanteil bei etwa 25% liegt. Der größte Teil der restlichen Masse liegt in den H-Kernen (bzw. Protonen, da die Energie noch zu hoch ist, als dass die Kerne Elektronen einfangen könnten - das geschieht erst 380.000 Jahre später). Außerdem gibt es Spuren von D,He-3 und Li-7. Da Elemente mit der Massenzahl 5 und 8 äüßerst instabil sind enden die Reaktionen bei Li-7. Wäre das Baryonenverhältnis größer gewesen hätten durch die höhere Dichte allerdings acuh schwere Elemente entstehen können.
Fazit
Daher kann man diesen Parameter auch aus Modellrechnungen herausfinden. Man variiert den Parameter praktisch so lang, bis die Theorie die heutigen Häufigkeiten vorhersagt. Schwere Elemente etstehen übrigens in Sternen und Supernovae. Wie man die primordialen Häufigkleiten messen kann wird im folgenden erklärt.
************************************************************
Frage - ist es dann wirklich so erfolgreich, dass die Häufigkeiten auf 10 Größenordnungen passen? Wir passen den Parameter ja so lange an bis er so gut ist, oder?
************************************************************
Deuterium
Nach der Nukleosynthese bestand das All praktisch vollständig aus Wasserstoffwolken, die sich später verdichteten um Sterne zu bilden. Da sich aber mit der Zeit auch andere Elemente darin sammeln sucht man nach besonders alten solchen Wolken. Liegen diese nun auf einer Linie mit einem Quasar (sehr breites Lichtspektrum), so kann man die Absorptionslinien von H und D darin messen und damit das Verhältnis bestimmen. Für die anderen Elemente muss man auf andere Messmethoden zurückgreifen, da in den Wasserstoffwolken auch Lithium und He-4 produziert wird.
Helium-4
Für die Heliummessung nutzt man metallarme Sterne. Diese produzieren zwar Helium, aber der produzierte Anteil ist proportional zum Metallgehalt. Man geht daher davon aus, dass wenn man das auf einen Metallgehalt von 0 zurückrechnet, den primordialen Anteil erhält. Unter Metall versteht man in diesem Zusammenhang übrigens alle Elemente mit einer höheren Ordnungszahl als He-4.
************************************************************
Frage 1 - Hat man dann nicht noch Anteile älterer Sterne in der Messung?
Frage 2 - warum müssen es metallarme Sterne sein? Wenn es proportional ist möchte man doch eigentlich einfach nur möglichst viele, damit man die Gerade gut dranfitten kann, oder?
Frage 3 - wie misst man das Helium? Ich habe etwas von He+ Rekombination gelesen, weiß aber nicht wo die stattfinden soll/warum die wichtig ist. Außerdem sollen wohl galaktische H-II Regionen wichtig sein, aber da weiß ich ebenfalls nicht wieso.
************************************************************
Lithium-7
Man benutzt ebenfalls Sterne, die aber sehr alt sein sollen. Bei hoher Temperatur und niedrigem Metallgehalt ist der Lithium-Anteil immer in etwa gleich groß: Das Lithium-Plateau. Da Lithium in Sternen nur im Sterninnern produziert wird und wir das nicht messen können geht man davon aus, dass das der primordiale Anteil ist. Eine beispielhafte Messung dieses Plateaus sieht man hier:
Die metallarmen und alten Sterne, die man hier zur Messung nutzt, haben den Vorteil, dass sie nur wenig nichtprimordiales Lithium beinhalten. Sie hatten noch nicht die Möglichkeit viel Lithium aus vorherigen Sterngenerationen aufzunehmen.
************************************************************
Frage 2 - Wie messen wir das Lithium aus dem Stern?
************************************************************
Das wars, ich hoffe ich hab alles gut erklärt!
: zu versehen - der hat ja schon ein gewisses Niveau.
