Фон космических нейтрино

редактировать

космический нейтринный фон (CNB или CνB ) - это фоновое излучение частиц Вселенной, состоящее из нейтрино. Иногда их называют реликтовыми нейтрино .

CNB - это пережиток Большого взрыва ; в то время как космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) датируется, когда Вселенной было 379000 лет, CNB отделился (отделился) от материи, когда Вселенной была всего одна секунда. Подсчитано, что сегодня CNB имеет температуру примерно 1,95 K.

Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино все еще существуют сегодня. У них очень низкая энергия, от 10 до 10 эВ. Даже нейтрино высоких энергий , как известно, трудно обнаружить, а CνB имеет энергии примерно в 10 раз меньше, поэтому CνB может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще наблюдаться. Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CνB существует.

Содержание

1 Вывод температуры CνB
2 Косвенное свидетельство CνB
- 2.1 Нуклеосинтез Большого взрыва
- 2.2 Анизотропия реликтового излучения и формирование структуры
- 2.3 Косвенное свидетельство фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB)
3 Перспективы прямого обнаружения CνB
4 См. Также
5 Примечания
6 Ссылки

Определение температуры CνB

Зная температуру реликтового излучения, можно оценить температуру CνB. До отделения нейтрино от остальной материи Вселенная в основном состояла из нейтрино, электронов, позитронов и фотонов, все в тепловое равновесие друг с другом. Как только температура упала примерно до 2,5 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

σ ∝ g T 3, {\ displaystyle \ sigma \ propto g \, T ^ {3},}

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

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

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

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

где T 0 обозначает температуру перед электронным аннигиляция позитронов и T 1 обозначает после. Фактор g 0 определяется типом частицы:

2 для фотонов, поскольку они безмассовые бозоны
2 × (7/8) каждый для электронов и позитронов, поскольку они are фермионы.

g1равно 2 для фотонов. Итак,

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

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

Учитывая текущее значение Если T γ = 2.725 K, то T ν ≈ 1.95 K.

Вышеприведенное обсуждение 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. Вместо этого в этом случае следует отслеживать их плотность энергии, которая остается четко определенной.

Косвенное свидетельство того, что CνB

Релятивистские нейтрино вносят вклад в плотность энергии излучения Вселенной ρ R, обычно параметризованную в терминах эффективного числа разновидностей нейтрино N ν:

ρ R знак равно π 2 15 T γ 4 (1 + Z) 4 [1 + 7 8 N ν (4 11) 4 3], {\ 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],}

{\ 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 видами нейтрино предсказывает значение N ν ≃ 3,046, включая небольшую поправку, вызванную нетепловым искажением спектров во время 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 вывести значение N ν из наблюдений.

нуклеосинтез Большого взрыва

Из-за его влияния на скорость расширения Вселенной во время нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN), теоретические ожидания для изначальные содержания легких элементов зависят от N ν. Астрофизические измерения первичных содержаний . He. и . D. приводят к значению N ν = 3,14 + 0,70. -0,65 при 68% cl, в очень хорошем согласии. с ожиданием Стандартной модели.

Анизотропия реликтового излучения и формирование структуры

Наличие CνB влияет на эволюцию анизотропии реликтового излучения, а также на рост возмущений вещества двумя способами: из-за его вклада в плотность излучения Вселенная (которая определяет, например, время равенства материи и излучения), а также из-за анизотропного напряжения нейтрино, которое гасит акустические колебания спектров. Кроме того, свободно текущие массивные нейтрино подавляют рост структуры в малых масштабах. Пятилетние данные космического аппарата WMAP в сочетании с данными о сверхновой типа Ia и информацией о шкале барионных акустических колебаний дали N ν = 4.34 +0,88. -0,86 при 68% cl, обеспечивая независимое подтверждение ограничений BBN. Коллаборация космических аппаратов Planck опубликовала наиболее точную на сегодняшний день оценку эффективного числа разновидностей нейтрино: N ν = 3,15 ± 0,23.

Косвенные свидетельства фазовых изменений к космическому микроволновому фону (CMB)

Космология Большого взрыва делает много предсказаний о CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства существования космического нейтринного фона, оба из предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва содержания гелия и анизотропии в космическом микроволновом фоне. 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 реликтового излучения были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионных акустических колебаний. Теоретически отделенные нейтрино должны были иметь очень незначительное влияние на фазу различных флуктуаций реликтового излучения.

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в реликтовом излучении. 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, предсказываемым в настоящее время Стандартная модель.

Перспективы прямого обнаружения CνB

Подтверждение существования этих реликтовых нейтрино может быть возможно только путем прямого обнаружения их 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 из предложенных методов прямого обнаружения CνB состоит в использовании захвата космических реликтовых нейтрино на тритии, т.е. $3 H {\ displaystyle ^ {3} \ mathrm {H}}$ ${\ displaystyle ^ {3} \ mathrm {H}}$ , что приводит к индуцированной форме бета-распада. Нейтрино CνB приведет к образованию электронов в результате реакции $ν + 3 H → 3 H e + e - {\ displaystyle \ nu + {} ^ {3} \ mathrm {H} \ rightarrow {} ^ {3} \ mathrm {He} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu + {} ^ {3} \ mathrm {H} \ rightarrow {} ^ {3} \ mathrm {He} + e ^ {-}}$ , а основной фон исходит от электронов, образующихся в результате естественного бета-распада $3 H → 3 H e + e - + ν ¯ {\ displaystyle ^ {3} \ mathrm {H} \ rightarrow {} ^ {3} \ mathrm {He} + e ^ {-} + {\ bar {\ nu}}}$ ${\ displaystyle ^ {3} \ mathrm {H} \ rightarrow {} ^ {3} \ mathrm {He } + e ^ {-} + {\ bar {\ nu}}}$ . 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 эВс 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. Детектор должен быть готов к 2022 году.

См. Также

Примечания

^ν (курсив ν) - греческая буква ню, стандартизованный символ нейтрино.

Ссылки