Разделение нейтрино

редактировать

В Big Bang космология, разделение нейтрино было эпоха, когда нейтрино перестали взаимодействовать с другими типами материи и, таким образом, перестали влиять на динамику Вселенной в ранние времена. До разделения нейтрино находились в тепловом равновесии с протонами, нейтронами и электронами, которое поддерживалось через слабое взаимодействие. Разделение произошло примерно в то время, когда скорость этих слабых взаимодействий была ниже скорости расширения Вселенной. В качестве альтернативы, это было время, когда шкала времени для слабых взаимодействий стала больше возраста вселенной в то время. Разделение нейтрино произошло примерно через одну секунду после Большого взрыва, когда температура Вселенной составляла примерно 10 миллиардов кельвинов, или 1 МэВ <208.>Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации, примерно через 377000 лет после Большого взрыва. Они образуют фон космических нейтрино (сокращенно CvB или CNB). Нейтрино от этого события имеют очень низкую энергию, примерно в 10 раз меньше, чем это возможно при прямом обнаружении в наши дни. Даже нейтрино высоких энергий , как известно, трудно обнаружить, поэтому CNB может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще наблюдаться. Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CNB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CNB существует.

Содержание

1 Расчет времени развязки
2 Наблюдательные данные
- 2.1 Косвенные свидетельства фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB)
3 См. Также
4 Ссылки
5 Библиография
6 Внешние ссылки

Расчет времени развязки

Нейтрино рассеиваются (мешают свободному потоку ) из-за их взаимодействия с электронами и позитроны, например, реакция

e - + e + ⟷ ν e + ν ¯ e {\ displaystyle e ^ {-} + e ^ {+} \ longleftrightarrow \ nu _ {e} + {\ bar {\ nu}} _ {e}}

e ^ {-} + e ^ {+} \ longleftrightarrow \ nu _ {e} + {\ bar {\ nu}} _ {e}

Примерная скорость этих взаимодействий задается плотностью электронов и позитронов, усредненным произведением сечения для взаимодействия и скорости частиц. Плотность $n {\ displaystyle n}$ $n$ релятивистских электронов и позитронов зависит от куба температуры $T {\ displaystyle T}$ $T$ , так что $n ∝ T 3 {\ displaystyle n \ propto T ^ {3}}$ $n \ propto T ^ {3}$ . Произведение поперечного сечения и скорости для слабых взаимодействий для температур (энергий) ниже масс бозонов W / Z (~ 100 ГэВ) приблизительно равно $⟨σ v⟩ ∼ GF 2 T 2 {\ displaystyle \ langle \ sigma v \ rangle \ sim G_ {F} ^ {2} T ^ {2}}$ $\ langle \ sigma v \ rangle \ sim G_ {F} ^ {2} T ^ {2}$ , где $GF {\ displaystyle G_ {F}}$ $G_ {F}$ - Ферми константа (как стандарт в расчетах физики элементарных частиц, коэффициенты скорости света $c {\ displaystyle c}$ $c$ устанавливаются равными 1). Сложив все вместе, скорость слабых взаимодействий $Γ {\ displaystyle \ Gamma}$ $\ Gamma$ равна

Γ = n ⟨σ v⟩ ∼ GF 2 T 5 {\ displaystyle \ Gamma = n \ langle \ sigma v \ rangle \ sim G_ {F} ^ {2} T ^ {5}}

\ Gamma = n \ langle \ sigma v \ rangle \ sim G_ {F} ^ {2} T ^ {5}

Это можно сравнить со скоростью расширения, которую дает параметр Хаббла $H {\ displaystyle H}$ $H$ , с

H = 8 π 3 G ρ {\ displaystyle H = {\ sqrt {{\ frac {8 \ pi} {3}} G \ rho}}}

H = {\ sqrt {{\ frac {8 \ pi} {3}} G \ rho}}

где $G {\ displaystyle G}$ $G$ - гравитационная постоянная, а $ρ {\ displaystyle \ rho}$ $\ rho$ - плотность энергии Вселенной. На данном этапе космической истории в плотности энергии преобладает излучение, так что $ρ ∝ T 4 {\ displaystyle \ rho \ propto T ^ {4}}$ $\ rho \ propto T ^ {4}$ . Поскольку скорость слабого взаимодействия сильнее зависит от температуры, она будет падать быстрее по мере охлаждения Вселенной. Таким образом, когда две скорости приблизительно равны (отбрасывание членов порядка единицы, включая эффективный член вырождения, который подсчитывает количество состояний взаимодействующих частиц) дает приблизительную температуру, при которой разделение нейтрино:

GF 2 T 5 ∼ GT 4 {\ displaystyle G_ {F} ^ {2} T ^ {5} \ sim {\ sqrt {GT ^ {4}}}}

G_ {F} ^ {2} T ^ {5} \ sim { \ sqrt {GT ^ {4}}}

Решение для температуры дает

T ∼ (GGF 2) 1/3 ∼ 1 МэВ {\ displaystyle T \ sim \ left ({\ frac {\ sqrt {G}} {G_ {F} ^ {2}}} \ right) ^ { 1/3} \ sim 1 ~ {\ textrm {МэВ}}}

T \ sim \ left ({\ frac {{\ sqrt {G}}} {G_ {F} ^ {2}}} \ right) ^ {{1/3}} \ sim 1 ~ {\ textrm { МэВ}}

Хотя это очень грубый вывод, он иллюстрирует важные физические явления, которые определяют, когда нейтрино разделяются.

Наблюдательные данные

Хотя нейтринное расщепление нельзя наблюдать напрямую, ожидается, что оно оставило после себя фон космических нейтрино, аналогичный космическому микроволновому фону. излучение электромагнитного излучения, которое было испущено в гораздо более позднюю эпоху. «Обнаружение нейтринного фона далеко выходит за рамки возможностей нынешнего поколения детекторов нейтрино». Однако есть данные, косвенно указывающие на наличие нейтринного фона. Одним из свидетельств является затухание углового спектра мощности реликтового излучения, которое является результатом анизотропии нейтринного фона.

Еще одно косвенное измерение нейтринной развязки разрешено ролью нейтринной развязки играет роль в установке отношения нейтронов к протонам. Перед развязкой количество нейтронов и протонов поддерживается в их равновесном содержании за счет слабых взаимодействий, в частности, бета-распад и захват электронов (или обратный бета-распад) согласно

n p + e - + ν ¯ e {\ displaystyle n \ leftrightarrow p + e ^ {-} + {\ bar {\ nu}} _ {e}}

n \ leftrightarrow p + e ^ {-} + {\ bar {\ nu} } _ {e}

p + e - ↔ ν e + n {\ displaystyle p + e ^ {-} \ leftrightarrow \ nu _ {e} + n}

p + e ^ {-} \ leftrightarrow \ nu _ {e} + n

Когда скорость слабых взаимодействий ниже характерной скорости расширения Вселенной, это равновесие не может поддерживаться, и отношение нейтронов к протонам "вмерзает" в значение

[nn + p] = 0,21 {\ displaystyle \ left [{\ frac {n} {n + p}} \ right] = 0,21}

\ left [{\ frac {n} {n + p}} \ right] = 0,21

Это значение просто определяется путем оценки фактора Больцмана для нейтронов и протонов во время развязки согласно

nn (T) np (T) = exp ⁡ (- Δ m T) {\ displaystyle {\ frac {n_ {n} (T)} {n_ {p} (T)}} = \ exp \ left ({\ frac {- \ Delta m} {T}} \ right)}

{\ frac {n_ {n} (T)} {n_ {p} (T)}} = \ exp \ left ({ \ frac {- \ Delta m} {T}} \ right)

где $Δ м {\ Displaystyle \ Delta m}$ $\ Delta m$ - разница масс между нейтронами и протонами, а $T {\ displaystyle T}$ $T$ - температура при развязке. Это соотношение имеет решающее значение для синтеза атомов во время нуклеосинтеза Большого взрыва, процесса, который сформировал большинство атомов гелия во Вселенной, поскольку он «является доминирующий фактор в определении количества произведенного гелия ». Поскольку атомы гелия стабильны, нейтроны заблокированы, и бета-распад нейтронов на протоны, электроны и нейтрино больше не может происходить. Таким образом, содержание нейтронов в первичной материи может быть измерено астрономами, и, поскольку оно было определено отношением нейтронов к протонам при нейтринной развязке, содержание гелия косвенно измеряет температуру, при которой происходит нейтринная развязка.

Косвенное свидетельство фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB)

Космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CNB, и есть очень сильное косвенное свидетельство существования космического нейтринного фона, как из нуклеосинтеза Большого взрыва предсказаний содержания гелия, так и из 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. Теоретически разделенные 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.

См. Также

Хронология вселенной

Ссылки

Библиография

Bernstein, J.; Браун, Л. И Фейнберг Г. (1989). «Упрощено производство космологического гелия». Обзоры современной физики. 61 (1): 25–39. Bibcode : 1989RvMP... 61... 25B. doi : 10.1103 / RevModPhys.61.25.
Grupen, C.; Cowan, G.; Эйдельман, С. и Стро, Т. (2005). Физика астрономических частиц. Springer. ISBN 978-3-540-25312-9.
Лонгэр, Малкольм (2006). Формация Галактики. Берлин: Springer. ISBN 978-3-540-73477-2.
Trotta, R.; Мельчиорри, А. (2005). «Индикация первичной анизотропии в фоновом нейтрино с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона и цифрового обзора неба Sloan». Письма с физическим обзором. 95 (1): 011305. arXiv : astro-ph / 0412066. Bibcode : 2005PhRvL..95a1305T. doi : 10.1103 / PhysRevLett.95.011305. ПМИД 16090604.
Рубаков Валерий; Горбунов, Дмитрий (2018). Введение в теорию ранней Вселенной: теория горячего большого взрыва. Нью-Джерси: World Scientific. ISBN 9789813209879.

Внешние ссылки