Космический нейтринный фон

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Космический фон нейтрино ( НБЧ или CνB ^[1] ) является радиационным фоном частицы Вселенной состоит из нейтрино . Иногда их называют реликтовыми нейтрино .

CνB - это пережиток Большого взрыва ; в то время как космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) возникло, когда Вселенной было 379 000 лет, CνB отделился (отделился) от материи, когда Вселенной была всего одна секунда. По оценкам, сегодня CνB имеет температуру примерно1,95  K .

Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино существуют и сегодня. У них очень низкая энергия, от 10 ^-4 до 10 ^-6 эВ . ^[1] Даже нейтрино высоких энергий являются чрезвычайно трудно обнаружить , и CνB имеет энергию около 10 ¹⁰ раз меньше, поэтому CνB не может непосредственно наблюдать в деталях в течение многих лет, если вообще. ^[1] Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CνB существует. ^[1]

Вывод температуры CνB [ править ]

Учитывая температуру реликтового излучения, можно оценить температуру CνB. До того, как нейтрино отделились от остальной материи, Вселенная в основном состояла из нейтрино, электронов , позитронов и фотонов , находящихся в тепловом равновесии друг с другом. Как только температура упала примерно до2,5  МэВ нейтрино отделились от остальной материи. Несмотря на это разделение, нейтрино и фотоны оставались при той же температуре, что и Вселенная расширялась. Однако, когда температура упала ниже массы электрона, большинство электронов и позитронов аннигилировали , передавая свое тепло и энтропию фотонам и, таким образом, увеличивая температуру фотонов. Таким образом, соотношение температуры фотонов до и после аннигиляции электрон-позитрон такое же, как отношение температуры нейтрино и фотонов сегодня. Чтобы найти это соотношение, мы предполагаем, что энтропия Вселенной приблизительно сохраняется за счет аннигиляции электронов и позитронов. Затем используя

${\ displaystyle \ sigma \ propto g \, T ^ {3},}$

где σ - энтропия, g - эффективные степени свободы, а T - температура, находим, что

${\ displaystyle \ left ({\ frac {g_ {0}} {g_ {1}}} \ right) ^ {\ frac {1} {3}} = {\ frac {T_ {1}} {T_ {0) }}},}$

где T ₀ обозначает температуру до аннигиляции электрон-позитрон, а T ₁ обозначает после. Коэффициент g ₀ определяется видом частиц:

• 2 для фотонов, поскольку они являются безмассовыми бозонами ^[2]
• 2 × (7/8) для электронов и позитронов, так как они фермионы . ^[2]

g ₁ равно 2 для фотонов. Так

${\ displaystyle {\ frac {T _ {\ nu}} {T _ {\ gamma}}} = \ left ({\ frac {2} {2 + 2 \ times 7/8 + 2 \ times 7/8}} \ справа) ^ {\ frac {1} {3}} = \ left ({\ frac {4} {11}} \ right) ^ {\ frac {1} {3}}.}$

Учитывая текущее значение T _γ =2.725 K , ^[3] следует, что T _ν ≈1,95 K .

Сказанное выше справедливо для безмассовых нейтрино, которые всегда релятивистские. Для нейтрино с ненулевой массой покоя описание в терминах температуры больше не подходит после того, как они станут нерелятивистскими; т. е. когда их тепловая энергия 3/2 kT _ν падает ниже энергии массы покоя m _ν c ² . Вместо этого в этом случае следует отслеживать их плотность энергии, которая остается четко определенной.

Косвенные свидетельства в пользу CνB [ править ]

Релятивистские нейтрино вносят вклад в плотность энергии излучения Вселенной ρ _R , обычно параметризованную с точки зрения эффективного числа разновидностей нейтрино N _ν :

${\ displaystyle \ rho _ {R} = {\ frac {\ pi ^ {2}} {15}} T _ {\ gamma} ^ {4} (1 + z) ^ {4} \ left [1 + {\ frac {7} {8}} N _ {\ nu} \ left ({\ frac {4} {11}} \ right) ^ {\ frac {4} {3}} \ right],}$

где z обозначает красное смещение . Первый член в квадратных скобках относится к реликтовому излучению, второй - к CνB. Стандартная модель с тремя его вида нейтрино предсказывает значение N _v , ≃3.046 , ^[4] с небольшой поправкой, вызванной нетепловым искажением спектров при e + - e - - аннигиляции . Плотность излучения оказала большое влияние на различные физические процессы в ранней Вселенной, оставив потенциально обнаруживаемые отпечатки на измеримых величинах, что позволило нам сделать вывод о величине N _ν из наблюдений.

Нуклеосинтез Большого взрыва [ править ]

Из-за его влияния на скорость расширения Вселенной во время нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN) теоретические ожидания относительно изначального содержания легких элементов зависят от N _ν . Астрофизические измерения первобытного4Он и 2Dсодержания приводят к значению N _ν =3,14+0,70
-0,65на 68% п , ^[5] в очень хорошем согласии с расчетом стандартной модели.

Анизотропия реликтового излучения и формирование структуры [ править ]

Наличие CνB влияет на эволюцию анизотропии реликтового излучения, а также на рост возмущений вещества двумя способами: из-за его вклада в плотность излучения Вселенной (который определяет, например, время равенства материи-излучения) и из-за к анизотропному напряжению нейтрино, которое гасит акустические колебания спектров. Кроме того, свободно текущие массивные нейтрино подавляют рост структуры в малых масштабах. В WMAP данных пятилетние космического аппарата в сочетании с типа Ia сверхновой данных и информации о барионной акустических колебаний масштаба дало N _v , =4,34+0,88
-0,86при 68% cl, ^[6] обеспечивая независимое подтверждение ограничений BBN. Космический аппарат Планк сотрудничество опубликовало сжатые связанно с датой эффективного количества видов нейтрино, при N _v , =3,15 ± 0,23 . ^[7]

Косвенные свидетельства фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB) [ править ]

Космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства существования космического нейтринного фона, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва о содержании гелия, так и из анизотропии космического микроволнового фона . Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на космическом микроволновом фоне (CMB). Хорошо известно, что CMB имеет неоднородности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний . Теоретически развязанные нейтрино должны были очень незначительно влиять на фазы различных флуктуаций реликтового излучения. ^[1]

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино с температурой, почти точно предсказанной теорией Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, такому же количеству ароматов нейтрино, которые в настоящее время предсказывает Стандартная модель. . ^[1]

Перспективы прямого обнаружения CνB [ править ]

Подтвердить существование этих реликтовых нейтрино возможно только путем их непосредственного обнаружения с помощью экспериментов на Земле. Это будет сложно, поскольку нейтрино, составляющие CνB, являются нерелятивистскими, в дополнение к слабому взаимодействию с нормальным веществом, и поэтому любой эффект, который они оказывают на детектор, будет трудно идентифицировать. Один предложили методом прямого обнаружения CνB является использование захвата космического реликтового нейтрино на тритий т.е. , что приводит к индуцированной форме беты - распада . ^[8] Нейтрино CνB приведет к образованию электронов в результате реакции , в то время как основной фон исходит от электронов, образующихся в результате естественного бета-распада.${\ Displaystyle ^ {3} \ mathrm {H}}$${\displaystyle \nu +{}^{3}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {He} +e^{-}}$${\displaystyle ^{3}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {He} +e^{-}+{\bar {\nu }}}$. Эти электроны будут обнаружены экспериментальной установкой, чтобы измерить размер CνB. Последний источник электронов намного более многочисленен, однако их максимальная энергия меньше средней энергии CνB-электронов на удвоенную среднюю массу нейтрино. Поскольку эта масса мала, порядка нескольких эВ или меньше, такой детектор должен иметь отличное разрешение по энергии, чтобы отделить сигнал от фона. Один из таких предложенных экспериментов называется PTOLEMY, он будет состоять из 100 г тритиевой мишени. ^[9] Детектор должен быть готов к 2022 году. ^[10]

См. Также [ править ]

• Космический фон
• Темная материя
• Диффузный нейтринный фон сверхновой
• Фон гравитационной волны

Примечания [ править ]

1. ^ ν (курсивν) - греческая буква ню , стандартизованный символнейтрино.

Ссылки [ править ]