Le Reazioni Nucleari nella Nucleosintesi Primordiale - INFN Napoli

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26 CAPITOLO 1. RICHIAMI DI COSMOLOGIA STANDARD Figura 1.1: Una rappresentazione pittorica dell’ evoluzione dell’ Universo (Fermilab photo-archive)
Capitolo 2 La Nucleosintesi Primordiale Questo capitolo approfondisce la fisica che caratterizza il periodo della storia cosmica rilevante per la BBN (da T ∼ 10MeV a T ∼ 10 −2 MeV ). I primi paragrafi sono dedicati ad un’ esposizione semiquantitativa dei principali processi fisici della Nucleosintesi Primordiale; successivamente vengono presentate le equazioni che regolano la BBN, con particolare attenzione alle equazioni cinetiche che descrivono l’ evoluzione delle abbondanze degli elementi; l’ ultima parte del capitolo riassume gli aspetti osservativi, tenendo conto dei risultati più recenti. 2.1 Le Condizioni Iniziali Cominciamo a seguire in maggior dettaglio l’ evoluzione cosmica a partire dal momento in cui la temperatura T del plasma (costituito da e + /e − , γ, νx/νx e tracce di barioni) è dell’ ordine di 10MeV ; il plasma è mantenuto all’ equilibrio cinetico -il che giustifica l’ uso di una stessa temperatura Tdalle reazioni di scattering elastico e anelastico dovute alle interazioni elettromagnetiche e deboli. Ciò implica che la densità numerica dei nuclidi sia data dalla 1.72 1 : ni gi miT 2π 3/2 exp − mi − µi T Per quanto segue, è utile introdurre le grandezze adimensionali: e Xi ≡ ni nB η ≡ nB (2.1) (2.2) (2.3) nγ 1 Da ora in poi, riferendoci alle specie non relativistiche, verranno trascurate correzioni del prim’ ordine in xi = mi/T; alle temperature rilevanti per la BBN, l’ errore risultante è inferiore allo 0.1%, trascurabile rispetto alle indeteminazioni con cui sono noti i tassi (o rates) di reazione. 27
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Bibliografia [1] S. Sarkar, Rept.Pr
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BIBLIOGRAFIA 153 [36] W.A. Fowler,
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BIBLIOGRAFIA 155 [81] S. A. Rakitya
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