Pozadí kosmického neutrina - Cosmic neutrino background

Část série na
Fyzikální kosmologie
Velký třesk  · Vesmír Věk vesmíru Chronologie vesmíru
Raný vesmír Inflace  · Nukleosyntéza Pozadí Gravitační vlna (GWB) Mikrovlnná trouba (CMB)  · Neutrino (CNB)
Rozšíření  · Budoucnost Hubbleův zákon  · Redshift Metrické rozšíření prostoru Metrika FLRW  · Friedmannovy rovnice Nehomogenní kosmologie Budoucnost expandujícího vesmíru Konečný osud vesmíru
Komponenty  · Struktura Komponenty Model Lambda-CDM Temná energie  · Tmavá tekutina  · Temná hmota Struktura Tvar vesmíru Galaxy filament  · Formace galaxie Velká skupina kvasarů Rozsáhlá struktura Reionizace  · Tvorba struktury
Experimenty Iniciativa Black Hole (BHI) Bumerang Cosmic Background Explorer (COBE) Průzkum temné energie Projekt Illustris Planckova vesmírná observatoř Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Průzkum 2dF Galaxy Redshift („2dF“) Wilkinsonova mikrovlnná anizotropní sonda (WMAP)
Vědci Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Koperník de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmanna Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Vtírat Schmidt Smoot Suntzeff Sunjajev Tolman Wilson Zeldovich Seznam kosmologů
Předmětová historie Objev kosmického mikrovlnného záření na pozadí Historie teorie velkého třesku Náboženské interpretace teorie velkého třesku Časová osa kosmologických teorií
Kategorie  Astronomický portál
proti t E

Kosmického neutrin pozadí ( ČNB či c vmax B ) je vesmíru v pozadí vyzařování částic ve složení neutrin . Někdy jsou známí jako reliktní neutrina .

C ν B je relikvií velkého třesku ; zatímco kosmické mikrovlnné záření na pozadí (CMB) pochází z doby, kdy byl vesmír starý 379 000 let, C ν B se od hmoty odpojilo (oddělilo), když byl vesmír pouhou sekundu starý. Odhaduje se, že dnes má C ν B teplotu zhruba1,95  K .

Jelikož neutrina jen zřídka interagují s hmotou, existují ještě dnes. Mají velmi nízkou energii, kolem 10 - ⁴ až 10 - ⁶ eV . Dokonce s vysokou energií neutrina jsou notoricky těžko odhalit , a C vmax B má energii asi 10 ¹⁰  krát menší, takže složky C vmax B nemusí být přímo pozorovány v detailu na mnoho let, pokud vůbec. Nicméně, Big Bang kosmologie dělá mnoho předpovědí o složce C vmax B, a tam je velmi silný nepřímý důkaz, že C vmax B existuje.

Odvození teploty C ν B

Vzhledem k teplotě kosmického mikrovlnného pozadí (CMB ) lze odhadnout teplotu pozadí kosmického neutrinu (C ν B). Zahrnuje změnu mezi dvěma režimy:

Režim 1

Původním stavem vesmíru je tepelná rovnováha, jejíž konečná fáze má fotony a leptony, které se navzájem volně vytvářejí anihilací (leptony vytvářejí fotony) a produkcí párů (fotony vytvářejí leptony). To byl velmi krátký stav, těsně po Velkém třesku. Jeho poslední fáze zahrnuje pouze nejnižší možnou hmotnost fermionů, které interagují s fotony: elektrony a pozitrony .

Režim 2

Jakmile se vesmír natolik rozšířil, že se plazma foton+lepton ochladila natolik, že fotony velkého třesku již neměly dostatek energie pro produkci párů leptonů s nejnižší hmotností / energií, zbývající páry elektron - pozitron zničily. Fotony, které vytvářejí, jsou chladné a nejsou pak schopné vytvářet nové páry částic. To je současný stav většiny vesmíru.

Při velmi vysokých teplotách, než se neutrina oddělila od zbytku hmoty, se vesmír skládal především z neutrin, elektronů , pozitronů a fotonů , vše v tepelné vzájemné rovnováze . Jakmile teplota klesla přibližně na2,5  MeV , neutrina oddělená od zbytku hmoty, a pro praktické účely se všechny interakce leptonu a fotonu s těmito neutriny zastavily.

Navzdory tomuto oddělení zůstaly neutrina a fotony na stejné teplotě, protože vesmír expandoval jako „fosilie“ předchozího režimu 1, protože oba jsou stejným způsobem chlazeny stejným procesem kosmické expanze , ze stejné počáteční teploty. Když však teplota klesla pod dvojnásobek hmotnosti elektronu, většina elektronů a pozitronů anihilovala , přenášela své teplo a entropii na fotony, a tím zvyšovala teplotu fotonů. Takže poměr teploty fotonů před a po elektron-pozitronové anihilace je stejný jako poměr teploty neutrin a fotonů v současném režimu 2. Chcete-li najít tento poměr, předpokládáme, že entropie   to   z vesmír byl přibližně zachován anihilací elektron -pozitron. Poté pomocí

${\ Displaystyle s \ propto g \, T^{3} ~,}$

kde   g   je efektivní počet stupňů volnosti a T je teplota plazmy nebo fotonu. Jakmile se reakce ukončí, entropie   s   by měly zůstat přibližně „přilepený“ na všech teplotách pod cut-off teplotu, a zjistíme, že

${\ Displaystyle {\ frac {\; T_ {1} \;} {T_ {2}}} = \ left ({\ frac {\; g_ {2} \;} {g_ {1}}} \ right) ^{\ tfrac {1} {3}} ~,}$

Zde označuje nejnižší teplotu, kde byla produkce páru a anihilace v rovnováze; a označuje teplotu poté, co teplota klesla pod teplotu posunu režimu , poté, co se zbývající, ale již neosvěžené páry elektronů a pozitronů zničily a přispěly k celkové energii fotonů. Související teploty a jsou souběžné teploty fotonů ( γ ) a neutrin ( ν ), jejichž poměr zůstane „přilepený“ na stejné hodnotě po neomezenou dobu, po${\ Displaystyle \; T_ {1} \ propto T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$${\ Displaystyle \; T_ {2} \ propto T _ {\ mathrm {\ gamma}} \;}$${\ displaystyle \; T_ {1} \;}$${\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} \;}$${\ Displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$${\ Displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} <T_ {1} \ ;.}$

Faktor je určen součtem na základě druhů částic zapojených do původní rovnovážné reakce: ${\ displaystyle \; g_ {1} \;}$

+ 2 za každý foton (nebo jiné bezhmotné bosony , pokud existují).

+   7/4   pro každý elektron, pozitron nebo jiný fermion .

Zatímco faktor je jednoduše 2, protože současný režim se týká pouze fotonů, v tepelné rovnováze nejvýše se sebou samými. ${\ Displaystyle \; g_ {2} \;}$

Tak

${\ Displaystyle {\ frac {\; T _ {\ mathrm {\ nu}} \;} {T _ {\ mathrm {\ gamma}}}} = {\ frac {\; T_ {1} \;} {T_ { 2}}} = \ left ({\ frac {\; g_ {2} \;} {g_ {1}}} \ right)^{\ tfrac {1} {3}} = \ left ({\ frac { 2} {\; 2+{\ tfrac {7} {4}}+{\ tfrac {\, 7 \,} {4}} \;}} \ right)^{\ tfrac {\, 1 \,} {3}} = \ left ({\ frac {4} {\; 11 \;}} \ right)^{\ tfrac {\, 1 \,} {3}} \ cca {0,714} ~.}$

Protože se teplota pozadí kosmického fotonu v současné době ochladila , vyplývá z toho, že teplota pozadí neutrin je v současné době ${\ Displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} = 2,725 \, \ mathrm {K} ~,}$

${\ Displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ nu}} \ cca {1,95} \, \ mathrm {K} ~.}$

Výše uvedená diskuse je technicky platná pro bezhmotná neutrina, která jsou vždy relativistická. Pro neutrina s nenulovou klidovou hmotou, při nízké teplotě, kde se neutrina stanou nerelativistickými, popis z hlediska teploty není vhodný. Jinými slovy, když tepelná energie neutrin ( k je Boltzmanova konstanta ) klesne pod energii zbytkové hmoty v případě nízké teploty, je třeba místo toho hovořit o kolektivní hustotě energie neutrin , která zůstává relevantní i dobře definovaná. ${\ Displaystyle \; {\ frac {3} {2}} \, k \, T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$${\ Displaystyle \; m _ {\ mathrm {\ nu}} \, c^{2} \ ;;}$

Nepřímý důkaz pro C ν B

Relativistická neutrina přispívají k hustotě radiační energie vesmíru ρ _R , typicky parametrizované z hlediska efektivního počtu druhů neutrin N _ν :

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

kde z označuje červený posun . První člen v hranatých závorkách pochází z CMB, druhý pochází z C ν B. Standardní model se svými třemi druhy neutrin předpovídá hodnotu N _ν ≃3,046 , včetně malé korekce způsobené netermálním zkreslením spekter během e ⁺ × e ^- anihilace . Hustota záření měla zásadní vliv na různé fyzikální procesy v raném vesmíru a zanechala potenciálně zjistitelné otisky měřitelných veličin, což nám umožnilo odvodit hodnotu N _ν z pozorování.

Nukleosyntéza velkého třesku

Díky svému vlivu na rychlost rozpínání vesmíru během nukleosyntézy Velkého třesku (BBN) závisí teoretická očekávání pro prvotní hojnost světelných prvků na N _ν . Astrofyzikální měření prvotního⁴
On
a ²
D
hojnosti vedou k hodnotě N _ν =3.14+0,70 -
0,65při 68% cl , ve velmi dobré shodě s očekáváním standardního modelu.

Anizotropie CMB a tvorba struktury

Přítomnost C ν B ovlivňuje vývoj anizotropií CMB a růst poruch hmoty dvěma způsoby: Vzhledem k jeho příspěvku k hustotě záření vesmíru (která určuje například dobu rovnosti hmoty a záření), a kvůli anizotropnímu napětí neutrin, které tlumí akustické oscilace spekter. Navíc volně proudící masivní neutrina potlačují růst struktury v malých měřítcích. The WMAP údaje sondy pětileté kombinaci s typu Ia supernova dat a informací o baryon akustické oscilace měřítku získá N' _vmax =4,340,88
-0,86při 68% cl , což poskytuje nezávislé potvrzení omezení BBN. Sonda Planckova spolupráce publikoval nejtěsnější vázán na data o účinném množství neutrin druhů, na Ns _vmax =3,15 ± 0,23 .

Nepřímý důkaz fázových změn na pozadí kosmického mikrovlnného záření (CMB)

Kosmologie velkého třesku dělá mnoho předpovědí o C ν B a existuje velmi silný nepřímý důkaz, že existuje pozadí kosmického neutrinu, a to jak z předpovědí nukleosyntézy velkého třesku hojnosti helia, tak z anizotropií v kosmickém mikrovlnném pozadí . Jednou z těchto předpovědí je, že neutrina zanechají na kosmickém mikrovlnném pozadí (CMB) jemný otisk. Je dobře známo, že CMB má nesrovnalosti. Některé fluktuace CMB byly zhruba pravidelně rozmístěny kvůli účinku baryonové akustické oscilace . Oddělená neutrina měla mít teoreticky velmi malý vliv na fázi různých fluktuací CMB.

V roce 2015 bylo oznámeno, že takové posuny byly v CMB zjištěny. Kolísání navíc odpovídalo neutrinům téměř přesně teploty předpovídané teorií Velkého třesku ( 1,96 ± 0,02 K ve srovnání s predikcí 1,95 K) a přesně třem typům neutrin, stejný počet neutrinových příchutí aktuálně předpovídaných standardním modelem .

Vyhlídky na přímou detekci C ν B

Potvrzení existence těchto reliktních neutrin může být možné pouze přímou detekcí pomocí experimentů na Zemi. To bude obtížné, protože neutrina, která tvoří C ν B, jsou nerelativistická a navíc jen slabě interagují s normální hmotou, takže jakýkoli účinek, který mají v detektoru, bude těžké identifikovat. Jednou z navrhovaných metod přímé detekce C v B je použití zachycení kosmických reliktních neutrin na tritiu, tj. Vedoucí k indukované formě rozpadu beta . ${\ Displaystyle \; {}^{3} \ mathrm {H} \ ;,}$

Neutrina C ν B by vedla k produkci elektronů reakcí

${\ Displaystyle \ mathrm {\ nu} +{}^{3} \ mathrm {H} \ rightarrow {}^{3} \ mathrm {He} +e^{-} ~,}$

zatímco hlavní pozadí pochází z elektronů produkovaných přirozeným rozpadem beta

${\ Displaystyle {}^{3} \ mathrm {H} \ rightarrow {}^{3} \ mathrm {He} +e^{-} +\ mathrm {\ bar {\ nu}} ~.}$

Tyto elektrony by byly detekovány experimentálním aparátem za účelem měření velikosti C ν B. Druhý jmenovaný zdroj elektronů je mnohem početnější, jejich maximální energie je však dvakrát menší než průměrná energie elektronů C ν B dvakrát průměrná hmotnost neutrina. Protože je tato hmotnost malá, řádově několik eV nebo méně, musí mít takový detektor vynikající energetické rozlišení, aby oddělil signál od pozadí. Jeden takový navrhovaný experiment se nazývá PTOLEMY, který bude tvořen 100 g tritiového cíle. Detektor by měl být připraven do roku 2022.

Viz také

• Kosmické záření na pozadí
• Temná hmota
• Difúzní pozadí neutrina supernovy
• Pozadí gravitační vlny

Poznámky

Reference